Grupo rojo

El cúmulo rojo es una agrupación de gigantes rojas en el diagrama de Hertzsprung-Russell a unos 5000 K y magnitud absoluta (M _V ) +0,5, ligeramente más caliente que la mayoría de las estrellas de la rama de gigantes rojas de la misma luminosidad. Es visible como una región más densa de la rama de gigantes rojas o un abultamiento hacia temperaturas más altas. Es prominente en muchos cúmulos abiertos galácticos , y también es perceptible en muchos cúmulos globulares de edad intermedia y en estrellas de campo cercanas (por ejemplo, las estrellas Hipparcos ).

Las gigantes del cúmulo rojo son estrellas frías de la rama horizontal , estrellas originalmente similares al Sol que han experimentado un destello de helio y ahora están fusionando helio en sus núcleos.

Las propiedades estelares de la rama roja varían según su origen, sobre todo según la metalicidad de las estrellas, pero generalmente presentan tipos espectrales K tempranos y temperaturas efectivas de alrededor de 5000 K. La magnitud visual absoluta de las gigantes de la rama roja cercanas al Sol se ha medido en un promedio de +0,81 con metalicidades entre −0,6 y +0,4 dex. ^{[ 1 ]}

Existe una considerable dispersión en las propiedades de las estrellas de la rama roja incluso dentro de una misma población de estrellas similares, como un cúmulo abierto. Esto se debe en parte a la variación natural en las temperaturas y luminosidades de las estrellas de la rama horizontal durante su formación y evolución, y en parte a la presencia de otras estrellas con propiedades similares. ^{[ 2 ]} Aunque las estrellas de la rama roja son generalmente más calientes que las estrellas de la rama de las gigantes rojas, ambas regiones se superponen y el estado de las estrellas individuales solo puede determinarse mediante un estudio detallado de su abundancia química. ^{[ 3 ] [ 4 ]}

La modelización de la rama horizontal ha demostrado que las estrellas tienen una fuerte tendencia a agruparse en el extremo frío de la rama horizontal de edad cero (ZAHB). Esta tendencia es más débil en estrellas de baja metalicidad, por lo que el cúmulo rojo suele ser más prominente en cúmulos ricos en metales. Sin embargo, existen otros efectos, y hay cúmulos rojos bien poblados en algunos cúmulos globulares pobres en metales. ^{[ 6 ] [ 7 ]}

Las estrellas con una masa similar a la del Sol evolucionan hacia la punta de la rama de las gigantes rojas con un núcleo de helio degenerado . Las estrellas más masivas abandonan la rama de las gigantes rojas prematuramente y realizan un bucle azul , pero todas las estrellas con un núcleo degenerado alcanzan la punta con masas, temperaturas y luminosidades de núcleo muy similares. Tras el destello _de helio, se sitúan a lo largo de la rama horizontal de las gigantes rojas (ZAHB), todas con núcleos de helio ligeramente inferiores a 0,5 M☉ y sus propiedades determinadas principalmente por el tamaño de la envoltura de hidrógeno que rodea al núcleo. Las masas de envoltura más pequeñas dan como resultado una fusión de la capa de hidrógeno más débil y producen estrellas más calientes y ligeramente menos luminosas alineadas a lo largo de la rama horizontal. Las diferentes masas iniciales y las variaciones naturales en las tasas de pérdida de masa en la rama de las gigantes rojas provocan las variaciones en las masas de la envoltura, aunque los núcleos de helio tengan todos el mismo tamaño. Las estrellas de baja metalicidad son más sensibles al tamaño de la envoltura de hidrógeno, por lo que con las mismas masas de envoltura se dispersan más a lo largo de la rama horizontal y menos caen en el cúmulo rojo. 

Aunque las estrellas del cúmulo rojo se sitúan consistentemente en el lado caliente de la rama de gigantes rojas de la que evolucionaron, las estrellas del cúmulo rojo y de la rama de gigantes rojas de diferentes poblaciones pueden superponerse. Esto ocurre en ω Centauri, donde las estrellas de la rama de gigantes rojas pobres en metales tienen temperaturas iguales o más altas que las gigantes del cúmulo rojo más ricas en metales. ^{[ 3 ]}

Otras estrellas, no estrictamente de la rama horizontal, pueden encontrarse en la misma región del diagrama HR. Las estrellas demasiado masivas para desarrollar un núcleo de helio degenerado en la rama de las gigantes rojas encenderán helio antes de la _punta de dicha rama y realizarán un bucle azul. Para estrellas solo un poco más masivas que el Sol, alrededor de 2 M☉ , el bucle azul es muy corto y con una luminosidad similar a la de las gigantes del cúmulo rojo. Estas estrellas son un orden de magnitud menos comunes que las estrellas similares al Sol, incluso más raras en comparación con las estrellas subsolares que pueden formar gigantes del cúmulo rojo, y la duración del bucle azul es mucho menor que el tiempo que una gigante del cúmulo rojo pasa en la rama horizontal. Esto significa que estos impostores son mucho menos comunes en el diagrama H-R, pero aún así detectables. ^{[ 2 ]} 

Las estrellas con 2–3 M☉ también pasarán por el cúmulo rojo a medida que evolucionan a lo largo de la rama de subgigantes . Esta es, de nuevo, una fase de evolución muy rápida _{, pero} estrellas como OU Andromedae se encuentran en la región del cúmulo rojo (5500 K y 100 L☉ ) a pesar de que se cree que es una subgigante que cruza la brecha de Hertzsprung . ^{[ 2 ]}   

En teoría, las luminosidades absolutas de las estrellas del cúmulo rojo son bastante independientes de la composición estelar o la edad, por lo que, en consecuencia, constituyen buenas candelas estándar para estimar distancias astronómicas tanto dentro de nuestra galaxia como a galaxias y cúmulos cercanos. Las variaciones debidas a la metalicidad, la masa, la edad y las extinciones afectan demasiado a las observaciones visuales como para que resulten útiles, pero los efectos son mucho menores en el infrarrojo. En particular, las observaciones en la banda I del infrarrojo cercano se han utilizado para establecer distancias del cúmulo rojo. Se han medido magnitudes absolutas para el cúmulo rojo con metalicidad solar de −0,22 en la banda I y −1,54 en la banda K. [ ^{8 ] La} distancia al centro galáctico se ha medido de esta manera, obteniendo un resultado de 7,52 kpc en concordancia con otros métodos. ^{[ 9 ]}

El cúmulo rojo no debe confundirse con el "protuberancia roja" o protuberancia de la rama de las gigantes rojas, que es una agrupación menos notable de gigantes a mitad de la rama de las gigantes rojas , causada por la disminución temporal de la luminosidad de las estrellas que ascienden por dicha rama debido a la convección interna. ^{[ 10 ]}

Muchas de las brillantes "gigantes rojas" visibles en el cielo son en realidad estrellas de la rama roja de clase G o K temprana. Se cree que Pólux , la gigante roja más cercana al Sol, es una estrella de la rama roja. ^{[ 11 ]} Otros ejemplos bien conocidos incluyen:

• Capella Aa ^{[ 12 ]}
• ε Tauro ^{[ 13 ]}
• β Ceti ^{[ 12 ]}
• α Cassiopeiae ^{[ 14 ]}
• δ Andromedae ^{[ 15 ]}

En ocasiones se ha pensado que Arcturus es una gigante de cúmulo, ^{[ 16 ]} pero ahora se considera más comúnmente que pertenece a la rama de las gigantes rojas, siendo algo más fría y luminosa que una estrella de cúmulo rojo. ^{[ 17 ]}

• Página de Stanek sobre los grupos de manchas rojas utilizados para la medición de distancias.