El cúmulo rojo es una agrupación de gigantes rojas en el diagrama de Hertzsprung-Russell a alrededor de 5.000 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 rojas 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 los cúmulos rojos varían según su origen, sobre todo según la metalicidad de las estrellas, pero normalmente tienen tipos espectrales K tempranos y temperaturas efectivas de alrededor de 5000 K. La magnitud visual absoluta de los cúmulos rojos gigantes cerca del 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 cúmulos rojos, incluso dentro de una misma población de estrellas similares, como un cúmulo abierto. Esto se debe en parte a la variación natural de las temperaturas y luminosidades de las estrellas de la 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 de cúmulos rojos son generalmente más calientes que las estrellas de la rama gigante roja, las dos regiones se superponen y el estado de las estrellas individuales solo se puede determinar con un estudio detallado de la abundancia química. [3] [4]
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 estrellas de baja metalicidad, por lo que el cúmulo rojo suele ser más prominente en los 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 degenerado de helio. Las estrellas más masivas abandonan la rama de las gigantes rojas antes y realizan un bucle azul , pero todas las estrellas con un núcleo degenerado llegan a la punta con masas, temperaturas y luminosidades de núcleo muy similares. Después del destello de helio se encuentran a lo largo de la ZAHB, todas con núcleos de helio justo por debajo 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 lugar a una fusión de capas de hidrógeno más débil y dan estrellas más calientes y ligeramente menos luminosas 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 causan las variaciones en las masas de la envoltura a pesar de que 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 cúmulo rojo.
Aunque las estrellas de la rama de gigantes rojas se encuentran siempre en el lado caliente de la rama de gigantes rojas de la que evolucionaron, las estrellas de la rama de gigantes rojas 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 estrellas de la rama de gigantes rojas más ricas en metales. [3]
Otras estrellas, no estrictamente estrellas 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 la rama de las gigantes rojas 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 tiene una luminosidad similar a la de las gigantes rojas. 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 rojas, y la duración del bucle azul es mucho menor que el tiempo que pasa una gigante roja 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 subgigante . Esta es nuevamente una fase muy rápida de la evolución , pero estrellas como OU Andromedae se encuentran en la región del cúmulo rojo (5500 K y 100 L ☉ ) aunque se piensa que es una subgigante que cruza la brecha de Hertzsprung . [2]
En teoría, las luminosidades absolutas de las estrellas en el cúmulo rojo son bastante independientes de la composición estelar o la edad, por lo que, en consecuencia, constituyen 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 como 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 del cúmulo rojo. Las magnitudes absolutas para el cúmulo rojo en metalicidad solar se han medido en −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, dando un resultado de 7,52 kpc de acuerdo con otros métodos. [9]
El cúmulo rojo no debe confundirse con la "protuberancia roja" o protuberancia de la rama de gigante roja, que es una agrupación menos notable de gigantes a mitad de camino a lo largo de la rama de gigante roja , que se produce cuando las estrellas que ascienden por la rama de gigante roja disminuyen temporalmente su luminosidad debido a la convección interna. [10]
Muchas de las brillantes "gigantes rojas" visibles en el cielo son en realidad estrellas de clase G o de clase K temprana. Se cree que Pollux , la gigante roja más cercana al Sol, es una estrella de clase roja. [11] Otros ejemplos conocidos incluyen:
A veces se ha considerado que Arcturus era una gigante de grupo, [16] pero ahora se considera más comúnmente que está en la rama de las gigantes rojas, algo más fría y más luminosa que una estrella de grupo rojo. [17]