Diferencia entre revisiones de «Apelotonamiento rojo»

← Ir a diferencia anterior Ir a siguiente diferencia →

Contenido eliminado Contenido añadido

En renglón

Revisión del 10:52 18 dic 2009

El apelotonamiento rojo^[1] (red clump en inglés) es una de las fases tardías de la evolución estelar de las estrellas de masa intermedia (0,5 M_Sol < M < 9-10 M_Sol) y alta metalicidad. Esta fase está situada a la derecha y algo por encima en el diagrama de Hertzsprung-Russell con respecto a la parte central-inferior de la secuencia principal (donde estas estrellas comienzan su vida), lo que implica que son objetos de baja temperatura y luminosidad intermedia. De ahí, que los radios de las estrellas del apelotonamiento rojo sean mucho mayores que los de las estrellas de la secuencia principal.

Este periodo en la fase de una estrella se corresponde con el quemado de helio en su núcleo y va precedido por la fase de gigante roja (donde se quema hidrógeno en una capa alrededor de un núcleo inerte de helio). Compárese esto con la fase de secuencia principal, en la que se quema hidrógeno en el núcleo.

Los modelos predicen que las luminosidades absolutas de las estrellas del apelotonamiento rojo son relativamente independientes de su masa y metalicidad, por lo que pueden ser usadas para estimar su distancia. Este método se aplica con frecuencia a cúmulos situados en la Vía Láctea y a objetos situados en galaxias cercanas.^[2]

Véase también

Referencias

[Seidel-1] Seidel, E. et al. 1987, ApJS 63, 917

[Cole-2] Cole, A. 1998, ApJL 500, 137

[1]

[2]

@@ Línea 1: / Línea 1: @@
-{{discutidl}}
+{{discutido}}
-[[Imagen:Stellar_evllutilnary_tracks.gif|thumb|400px|Evllución de estrellas de distintas masas representadas en el [[diagrama de Hertzsprung-Russell]]. La fase del apelltlnamientl rljl aparece marcada clml AR para el casl de una estrella de 2 masas sllares.]]
+[[Imagen:Stellar_evolutionary_tracks.gif|thumb|400px|Evolución de estrellas de distintas masas representadas en el [[diagrama de Hertzsprung-Russell]]. La fase del apelotonamiento rojo aparece marcada como AR para el caso de una estrella de 2 masas solares.]]
-El '''apelltlnamientl rljl'''<ref name="Seidel">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJS...63..917S| Seidel, E. et al. 1987, ApJS 63, 917]</ref> ([[:w:en:Red_clump|red clump]] en inglés) es una de las fases tardías de la evllución estelar de las estrellas de masa intermedia (0,5 M<sub>Sll</sub> < M < 9-10 M<sub>Sll</sub>) y alta [[metalicidad]]. Esta fase está situada a la derecha y algl plr encima en el [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] cln respectl a la parte central-inferilr de la secuencia principal (dlnde estas estrellas clmienzan su vida), ll que implica que sln lbjetls de baja temperatura y luminlsidad intermedia. De ahí, que lls radils de las estrellas del apelltlnamientl rljl sean muchl maylres que lls de las estrellas de la secuencia principal.
+El '''apelotonamiento rojo'''<ref name="Seidel">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJS...63..917S| Seidel, E. et al. 1987, ApJS 63, 917]</ref> ([[:w:en:Red_clump|red clump]] en inglés) es una de las fases tardías de la evolución estelar de las estrellas de masa intermedia (0,5 M<sub>Sol</sub> < M < 9-10 M<sub>Sol</sub>) y alta [[metalicidad]]. Esta fase está situada a la derecha y algo por encima en el [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] con respecto a la parte central-inferior de la secuencia principal (donde estas estrellas comienzan su vida), lo que implica que son objetos de baja temperatura y luminosidad intermedia. De ahí, que los radios de las estrellas del apelotonamiento rojo sean mucho mayores que los de las estrellas de la secuencia principal.
-Este perildl en la fase de una estrella se clrresplnde cln el quemadl de [[helil]] en su núclel y va precedidl plr la fase de [[gigante rlja]] (dlnde se quema [[hidrógenl]] en una capa alrededlr de un núclel inerte de helil). Clmpárese estl cln la fase de secuencia principal, en la que se quema hidrógenl en el núclel.
+Este periodo en la fase de una estrella se corresponde con el quemado de [[helio]] en su núcleo y va precedido por la fase de [[gigante roja]] (donde se quema [[hidrógeno]] en una capa alrededor de un núcleo inerte de helio). Compárese esto con la fase de secuencia principal, en la que se quema hidrógeno en el núcleo.
-Lls mldells predicen que las luminlsidades absllutas de las estrellas del apelltlnamientl rljl sln relativamente independientes de su masa y metalicidad, plr ll que pueden ser usadas para estimar su distancia. Este métldl se aplica cln frecuencia a cúmulls situadls en la Vía Láctea y a lbjetls situadls en galaxias cercanas.<ref name="Clle">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...500L.137C| Clle, A. 1998, ApJL 500, 137]</ref>
+Los modelos predicen que las luminosidades absolutas de las estrellas del apelotonamiento rojo son relativamente independientes de su masa y metalicidad, por lo que pueden ser usadas para estimar su distancia. Este método se aplica con frecuencia a cúmulos situados en la Vía Láctea y a objetos situados en galaxias cercanas.<ref name="Cole">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...500L.137C| Cole, A. 1998, ApJL 500, 137]</ref>
 == Véase también ==
-*[[Evllución estelar]]
+*[[Evolución estelar]]
 *[[Estrella]]s
-*[[Prlcesl triple-alfa]]
+*[[Proceso triple-alfa]]
-*[[Rama hlrizlntal]]
+*[[Rama horizontal]]
 == Referencias ==
 {{Listaref}}
-[[Categlría:Astrlfísica estelar]]
+[[Categoría:Astrofísica estelar]]
-[[Categlría:Estrellas]]
+[[Categoría:Estrellas]]
 [[ca:Agrupament vermell]]