El grupo rojo es un grupo de gigantes rojas en el diagrama de Hertzsprung-Russell en alrededor de 5,000 K y magnitud absoluta (M V ) +0.5, ligeramente más caliente que la mayoría de las estrellas de rama gigante roja de la misma luminosidad. Es visible como una región más densa de la rama del gigante rojo o un bulto hacia temperaturas más altas. Es prominente en muchos cúmulos galácticos abiertos , y también se nota en muchos cúmulos globulares de edad intermedia y en estrellas de campo cercanas (por ejemplo, las estrellas Hipparcos ).
Los gigantes rojos son estrellas de ramas horizontales frías , estrellas originalmente similares al Sol que han sufrido un destello de helio y ahora están fusionando helio en sus núcleos.
Propiedades
Las propiedades estelares del grupo rojo varían según su origen, sobre todo en la metalicidad de las estrellas, pero normalmente tienen tipos espectrales K tempranos y temperaturas efectivas de alrededor de 5.000 K. La magnitud visual absoluta de los gigantes del grupo rojo cerca del sol se ha medido a una promedio de +0.81 con metalicidades entre −0.6 y +0.4 dex. [1]
Existe una extensión considerable en las propiedades de las estrellas rojas agrupadas incluso dentro de una sola población de estrellas similares, como un cúmulo abierto. Esto se debe en parte a la variación natural de temperaturas y luminosidades de las estrellas de rama horizontal cuando se forman y a medida que evolucionan, y en parte a la presencia de otras estrellas con propiedades similares. [2] Aunque las estrellas agrupadas rojas son generalmente más calientes que las estrellas de ramas gigantes rojas, las dos regiones se superponen y el estado de las estrellas individuales solo puede asignarse con un estudio detallado de abundancia química. [3] [4]
Evolución
El modelado 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 las estrellas de baja metalicidad, por lo que el grupo rojo suele ser más prominente en los grupos ricos en metales. Sin embargo, hay otros efectos y hay grupos rojos bien poblados en algunos grupos globulares pobres en metales. [6] [7]
Las estrellas con una masa similar a la del sol evolucionan hacia la punta de la rama gigante roja con un núcleo de helio degenerado . Las estrellas más masivas abandonan temprano la rama de gigante roja y realizan un bucle azul , pero todas las estrellas con un núcleo degenerado alcanzan la punta con masas centrales, temperaturas y luminosidades muy similares. Después del destello de helio, se encuentran a lo largo del ZAHB, todos con núcleos de helio poco menos de 0,5 M ☉ y sus propiedades determinadas principalmente por el tamaño de la envoltura de hidrógeno fuera del núcleo. Las masas de envoltura más bajas dan como resultado una fusión de capa de hidrógeno más débil y dan estrellas más calientes y ligeramente menos luminosas encadenadas 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 la gigante roja provocan las variaciones en las masas de la envolvente, aunque los núcleos de helio son todos del 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 extienden más a lo largo de la rama horizontal y menos caen en el grupo rojo.
Aunque las estrellas de grupos rojos se encuentran consistentemente en el lado caliente de la rama de gigante roja de la que evolucionaron, las estrellas de grupos rojos y ramas de gigantes rojas de diferentes poblaciones pueden superponerse. Esto ocurre en ω Centauri, donde las estrellas de ramas gigantes rojas pobres en metales tienen temperaturas iguales o más altas que las de los gigantes rojos ricos en metales. [3]
Otras estrellas, no estrellas de rama estrictamente horizontal, pueden estar en la misma región del diagrama HR. Las estrellas demasiado masivas para desarrollar un núcleo de helio degenerado en la rama de la gigante roja encenderán el helio antes que la punta de la rama de la gigante roja y realizarán un bucle azul. Para las 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 los gigantes rojos. 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 de agrupamiento rojo, y la duración del bucle azul es mucho menor que el tiempo que pasa un gigante de agrupamiento rojo. en la rama horizontal. Esto significa que estos impostores son mucho menos comunes en el diagrama H – R, pero aún detectables. [2]
Las estrellas con 2-3 M ☉ también pasarán a través del apelotonamiento rojo a medida que evolucionan a lo largo de la rama subgiant . Esta es de nuevo una fase de evolución muy rápida , pero estrellas como OU Andromedae se encuentran en la región del cúmulo rojo (5.500 K y 100 L ☉ ) a pesar de que se cree que es una subgigante que cruza la brecha de Hertzsprung . [2]
Velas estándar
En teoría, las luminosidades absolutas de las estrellas en el cúmulo rojo son bastante independientes de la composición estelar o de la edad, por lo que son buenas velas 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 para que sean útiles, pero los efectos son mucho menores en el infrarrojo. En particular, se han utilizado observaciones de la banda I del infrarrojo cercano para establecer distancias de agrupamiento rojo. Las magnitudes absolutas para el apelotonamiento rojo en metalicidad solar se han medido a -0.22 en el grupo I y -1,54 en la banda K . [8] La distancia al centro galáctico se ha medido de esta forma, dando un resultado de 7,52 kpc de acuerdo con otros métodos. [9]
Protuberancia roja
La masa roja no debe confundirse con la "protuberancia roja" o la protuberancia de la rama gigante roja, que es una agrupación de gigantes menos notoria a lo largo de la rama gigante roja , causada cuando las estrellas que ascienden por la rama gigante roja disminuyen temporalmente en luminosidad. debido a la convección interna. [10]
Ejemplos de
Muchas de las "gigantes rojas" brillantes visibles en el cielo son en realidad estrellas de grupos rojos de clase K tempranas:
A veces se ha pensado que Arcturus era un grupo gigante, [13] pero ahora se considera más comúnmente que está en la rama del gigante rojo, algo más frío y más luminoso que una estrella de grupo rojo. [14]
Referencias
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enlaces externos
- La página de Stanek sobre los grupos rojos utilizados para la medición de distancias