كتلة حمراء

الكتلة الحمراء هي تجمع للعمالقة الحمر في مخطط هرتزبرونغ-راسل عند درجة حرارة تقارب 5000 كلفن وقدرة مطلقة (M _V ) +0.5، وهي أسخن قليلاً من معظم نجوم فرع العمالقة الحمر ذات اللمعان نفسه. تظهر هذه الكتلة كمنطقة أكثر كثافة في فرع العمالقة الحمر أو كانتفاخ باتجاه درجات حرارة أعلى. وهي بارزة في العديد من العناقيد المفتوحة المجرية، كما يمكن ملاحظتها في العديد من العناقيد الكروية متوسطة العمر وفي نجوم الحقل القريبة (مثل نجوم هيباركوس ).

العمالقة الحمراء المتكتلة هي نجوم الفرع الأفقي الباردة ، وهي نجوم كانت في الأصل تشبه الشمس والتي خضعت لوميض هيليوم وهي الآن تقوم بدمج الهيليوم في نواتها.

تختلف خصائص النجوم ذات التكتلات الحمراء تبعاً لأصلها، ولا سيما نسبة المعادن في النجوم، ولكنها عادةً ما تمتلك أنواعاً طيفية من النوع K المبكر ودرجات حرارة فعالة تقارب 5000 كلفن. وقد تم قياس القدر الظاهري المطلق للعمالقة ذات التكتلات الحمراء القريبة من الشمس بمتوسط ​​+0.81 مع نسب معادن تتراوح بين -0.6 و+0.4 دكس. ^{[ 1 ]}

يوجد تباين كبير في خصائص نجوم التجمعات الحمراء حتى ضمن مجموعة واحدة من النجوم المتشابهة، مثل التجمعات النجمية المفتوحة. ويعود ذلك جزئيًا إلى التباين الطبيعي في درجات الحرارة واللمعان لنجوم الفرع الأفقي عند تشكلها وتطورها، وجزئيًا إلى وجود نجوم أخرى ذات خصائص مماثلة. ^{[ 2 ]} على الرغم من أن نجوم التجمعات الحمراء تكون عمومًا أكثر سخونة من نجوم فرع العملاق الأحمر، إلا أن المنطقتين تتداخلان، ولا يمكن تحديد حالة النجوم الفردية إلا من خلال دراسة تفصيلية للوفرة الكيميائية. ^{[ 3 ] [ 4 ]}

أظهرت نماذج الفرع الأفقي أن النجوم تميل بشدة إلى التجمع عند الطرف البارد من الفرع الأفقي ذي العمر الصفري (ZAHB). ويكون هذا الميل أضعف في النجوم ذات المحتوى المعدني المنخفض، لذا عادةً ما يكون التجمع الأحمر أكثر وضوحًا في العناقيد الغنية بالمعادن. ومع ذلك، توجد تأثيرات أخرى، وتوجد تجمعات حمراء كثيفة في بعض العناقيد الكروية الفقيرة بالمعادن. ^{[ 6 ] [ 7 ]}

تتطور النجوم ذات الكتلة المشابهة لكتلة الشمس نحو قمة فرع العملاق الأحمر بنواة هيليوم متحللة . أما النجوم الأكثر ضخامة فتغادر فرع العملاق الأحمر مبكرًا وتؤدي مسارًا يُعرف باسم "الحلقة الزرقاء" ، لكن جميع النجوم ذات النواة المتحللة تصل إلى القمة بكتل ودرجات حرارة ولمعان متقاربة جدًا في النواة. بعد وميض الهيليوم، تستقر هذه النجوم على طول الفرع الأفقي، حيث تقل كتلة نواة الهيليوم فيها عن 0.5 كتلة شمسية _، وتتحدد خصائصها بشكل أساسي بحجم غلاف الهيدروجين المحيط بالنواة. تؤدي كتل الغلاف المنخفضة إلى اندماج أضعف لغلاف الهيدروجين ، مما ينتج عنه نجوم أكثر سخونة وأقل لمعانًا تنتشر على طول الفرع الأفقي. تتسبب الكتل الأولية المختلفة والاختلافات الطبيعية في معدلات فقدان الكتلة على فرع العملاق الأحمر في اختلافات في كتل الغلاف، على الرغم من أن نوى الهيليوم متساوية الحجم. النجوم منخفضة المعدنية أكثر حساسية لحجم غلاف الهيدروجين، لذا، مع تساوي كتل الغلاف، تنتشر هذه النجوم على مسافة أبعد على طول الفرع الأفقي، ويقل عددها في التجمع الأحمر. 

على الرغم من أن نجوم التكتلات الحمراء تقع باستمرار على الجانب الساخن من فرع العملاق الأحمر الذي تطورت منه، إلا أن نجوم التكتلات الحمراء ونجوم فرع العملاق الأحمر من مجموعات نجمية مختلفة قد تتداخل. يحدث هذا في أوميغا قنطورس، حيث تتمتع نجوم فرع العملاق الأحمر الفقيرة بالمعادن بدرجات حرارة مماثلة أو أعلى من درجات حرارة عمالقة التكتلات الحمراء الأكثر غنىً بالمعادن. ^{[ 3 ]}

يمكن أن تتواجد نجوم أخرى، ليست نجوماً تقع على الفرع الأفقي تماماً، في نفس منطقة مخطط هرتزبرونغ-راسل. النجوم التي تفوق كتلتها قدرةً على تكوين نواة هيليوم متدهورة على فرع العملاق الأحمر، ستُشعل الهيليوم قبل الوصول إلى قمة هذا الفرع، مُشكّلةً حلقة زرقاء. بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها قليلاً عن كتلة الشمس، حوالي ضعف كتلة الشمس ( 2 M☉ ₎ ، تكون الحلقة الزرقاء قصيرة جداً، وبإضاءة مشابهة لعمالقة التكتلات الحمراء. هذه النجوم أقل شيوعاً بعشرة أضعاف من النجوم الشبيهة بالشمس، بل وأكثر ندرة مقارنةً بالنجوم شبه الشمسية التي يمكن أن تُشكّل عمالقة تكتلات حمراء، ومدة الحلقة الزرقاء أقل بكثير من الوقت الذي يقضيه عملاق التكتلات الحمراء على الفرع الأفقي. هذا يعني أن هذه النجوم المُقلّدة أقل شيوعاً بكثير في مخطط هرتزبرونغ-راسل، ولكنها لا تزال قابلة للكشف. ^{[ 2 ]} 

ستمر النجوم التي تتراوح كتلتها بين 2 و3 أضعاف كتلة _{الشمس عبر التكتل الأحمر أثناء تطورها على طول} فرع شبه العملاق . وهذه مرحلة تطور سريعة للغاية، ولكن توجد نجوم مثل OU Andromedae في منطقة التكتل الأحمر (5500 كلفن و 100 لومن ₎ على الرغم من أنها تُعتبر شبه عملاق يعبر فجوة هرتزبرونغ . ^{[ 2 ]}   

نظريًا، لا تتأثر اللمعان المطلق للنجوم في التجمع الأحمر بشكل كبير بتكوينها النجمي أو عمرها، مما يجعلها بالتالي معيارًا جيدًا لتقدير المسافات الفلكية داخل مجرتنا وإلى المجرات والتجمعات النجمية القريبة. تؤثر التغيرات الناتجة عن المعدنية والكتلة والعمر والانطفاء على الملاحظات المرئية بشكل كبير لدرجة تجعلها غير مفيدة، لكن هذه التأثيرات تكون أقل بكثير في نطاق الأشعة تحت الحمراء. وقد استُخدمت عمليات الرصد في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة (النطاق I) على وجه الخصوص لتحديد مسافات التجمع الأحمر. وقد قُيست المقادير المطلقة للتجمع الأحمر عند معدنية شمسية، فكانت -0.22 في النطاق I و -1.54 في النطاق K. ^{[ 8 ]} وقد قُيست المسافة إلى مركز المجرة بهذه الطريقة، فكانت النتيجة 7.52 كيلوبارسيك ، وهي نتيجة تتوافق مع طرق أخرى. ^{[ 9 ]}

لا ينبغي الخلط بين الكتلة الحمراء و"النتوء الأحمر" أو نتوء فرع العملاق الأحمر، وهو عبارة عن تجمع أقل وضوحًا للعمالقة في منتصف فرع العملاق الأحمر ، وينتج عن انخفاض مؤقت في لمعان النجوم الصاعدة على فرع العملاق الأحمر بسبب الحمل الحراري الداخلي. ^{[ 10 ]}

العديد من "العمالقة الحمر" الساطعة المرئية في السماء هي في الواقع نجوم من الفئة G أو الفئة K المبكرة من نجوم التكتل الأحمر. يُعتقد أن بولوكس ، أقرب عملاق أحمر إلى الشمس، هو نجم من نجوم التكتل الأحمر. ^{[ 11 ]} ومن الأمثلة الأخرى المعروفة:

• كابيلا آ ^{[ 12 ]}
• ε Tauri ^{[ 13 ]}
• β Ceti ^{[ 12 ]}
• α Cassiopeiae ^{[ 14 ]}
• δ Andromedae ^{[ 15 ]}

كان يُعتقد أحيانًا أن نجم السماك الرامح عملاق متكتل، ^{[ 16 ]} ولكنه يُعتبر الآن على نطاق أوسع أنه يقع على فرع العملاق الأحمر، وهو أبرد وأكثر إشراقًا من نجم التكتل الأحمر. ^{[ 17 ]}

• صفحة ستانيك حول الكتل الحمراء المستخدمة لقياس المسافة