El grupo rojo es una agrupación de gigantes rojas en el diagrama de Hertzsprung-Russell a alrededor de 5.000 K y magnitud absoluta (MV ) +0,5, ligeramente más caliente que la mayoría de las estrellas de rama de gigante roja de la misma luminosidad. Es visible como una región más densa de la rama de la gigante roja o un bulto 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 con ramas horizontales , estrellas originalmente similares al Sol que han sufrido un destello de helio y ahora están fusionando helio en sus núcleos.
Las propiedades de las estelares de los grupos rojos varían según su origen, sobre todo de 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 rojos cerca del Sol se ha medido a una promedio de +0,81 con metalicidades entre −0,6 y +0,4 dex. [1]
Existe una considerable variación en las propiedades de los grupos de estrellas rojas incluso dentro de una sola 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 rama horizontal cuando se forman y 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 rama gigante roja, las dos regiones se superponen y el estado de las estrellas individuales sólo puede asignarse con un estudio detallado de 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 grupo rojo suele ser más prominente en los cúmulos ricos en metales. Sin embargo, hay otros efectos, y hay grupos 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 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 llegan a la punta con masas, temperaturas y luminosidades muy similares. Después del destello de helio, se encuentran a lo largo del ZAHB, todos con núcleos de helio de poco menos de 0,5 M ☉ y sus propiedades determinadas principalmente por el tamaño de la envoltura de hidrógeno fuera del núcleo. Las masas más bajas de la envoltura dan como resultado una fusión de la capa de hidrógeno más débil y dan lugar a 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 la gigante roja provocan variaciones en las masas de la envoltura, aunque los núcleos de helio sean 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 caen menos en la masa roja.
Aunque las estrellas de grupo rojo se encuentran consistentemente en el lado caliente de la rama de gigante roja de la que evolucionaron, las estrellas de grupo rojo y las de rama gigante roja de diferentes poblaciones pueden superponerse. Esto ocurre en ω Centauri , donde las estrellas de rama de gigante roja pobres en metales tienen temperaturas iguales o más altas que las gigantes rojas agrupadas más ricas en metales. [3]
Otras estrellas, no estrellas de rama estrictamente 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 la gigante roja encenderán el helio antes de la punta de la rama de la gigante roja y realizarán un bucle azul. Para estrellas sólo 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 agrupadas rojas, y la duración del bucle azul es mucho menor que el tiempo que pasa una gigante agrupada 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 grupo rojo a medida que evolucionan a lo largo de la rama subgigante . Esta es nuevamente una fase de evolución muy rápida , pero estrellas como OU Andromedae se encuentran en la región del grupo rojo (5.500 K y 100 L ☉ ), aunque se cree que es una subgigante que cruza la brecha de Hertzsprung . [2]
En teoría, las luminosidades absolutas de las estrellas en el grupo rojo son bastante independientes de la composición o edad estelar, por lo que, en consecuencia, 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 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 de grupos rojos. Las magnitudes absolutas de la acumulación roja en la 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 en concordancia con otros métodos. [9]
El grupo rojo no debe confundirse con la "protuberancia roja" o la protuberancia de la rama de gigante roja, que es una agrupación menos notable de gigantes en la mitad de la rama de la gigante roja , causada cuando las estrellas que ascienden por la rama de la gigante roja disminuyen temporalmente su luminosidad. debido a la convección interna. [10]
Muchas de las "gigantes rojas" brillantes visibles en el cielo son en realidad estrellas de grupos rojos de clase G o K temprana:
A veces se ha pensado que Arcturus es una estrella agrupada gigante, [15] pero ahora se considera más comúnmente que está en la rama de gigante roja, algo más fría y luminosa que una estrella agrupada roja. [dieciséis]