赤い塊

赤色塊は、ヘルツシュプルング・ラッセル図において、約5,000 K、絶対等級（M _V）+0.5付近に位置する赤色巨星の集まりであり、同じ光度のほとんどの赤色巨星分枝星よりもわずかに高温です。赤色巨星分枝の密度の高い領域、あるいは高温方向への膨らみとして観測されます。多くの銀河系散開星団で顕著に見られ、多くの中年齢球状星団や近傍のフィールド星（例えばヒッパルコス星）でも確認できます。

赤色巨星は、低温の水平分枝星であり、元々は太陽に似た恒星であったが、ヘリウムフラッシュを起こし、現在は中心部でヘリウムの核融合を行っている。

赤色塊星の特性は、その起源、特に星の金属量によって変化するが、一般的には初期K型スペクトルと約5,000Kの有効温度を持つ。太陽近傍の赤色塊巨星の絶対視等級は平均+0.81で、金属量は-0.6から+0.4 dexの間である。^{[ 1 ]}

散開星団のような類似した星の単一の集団内であっても、赤色巨星の特性にはかなりのばらつきがある。これは、水平分枝星が形成時および進化する過程で温度と光度が自然に変動することと、類似した特性を持つ他の星が存在することの両方が原因となっている。^{[ 2 ]} 赤色巨星は一般的に赤色巨星よりも高温であるが、2つの領域は重なり合っており、個々の星の状態は詳細な化学組成研究によってのみ決定できる。^{[ 3 ] [ 4 ]}

水平分枝のモデリングにより、星はゼロ年齢水平分枝（ZAHB）の低温端に集まる強い傾向があることが示されています。この傾向は低金属量の星では弱いため、赤色の塊は通常、金属量の多い星団でより顕著になります。しかし、他の影響もあり、金属量の少ない球状星団にも赤色の塊が多数存在します。^{[ 6 ] [ 7 ]}

太陽と同程度の質量を持つ恒星は、縮退したヘリウム核を持ち、赤色巨星分枝の先端に向かって進化します。より質量の大きい恒星は赤色巨星分枝を早く離れ、ブルーループを描きますが、縮退した核を持つすべての恒星は_、核の質量、温度、光度が非常に似通った状態で先端に到達します。ヘリウムフラッシュの後、恒星は ZAHB に沿って並び、すべての恒星のヘリウム核は0.5 M☉よりわずかに小さく、その特性は主に核の外側の水素エンベロープの大きさによって決まります。エンベロープの質量が小さいと、水素殻の核融合が弱くなり、水平分枝に沿ってより高温でわずかに光度の低い恒星が連なります。異なる初期質量と赤色巨星分枝での質量損失率の自然な変動により、ヘリウム核の大きさはすべて同じでもエンベロープの質量にばらつきが生じます。低金属量の恒星は水素エンベロープの大きさに敏感であるため、同じエンベロープ質量でも水平分枝に沿ってより広く分布し、赤色クラスターに落ちる恒星は少なくなります。 

赤色巨星は、進化してきた赤色巨星分枝の高温側に一貫して位置しているが、異なる集団の赤色巨星と赤色巨星分枝の星は重なり合うことがある。これは、金属量の少ない赤色巨星分枝の星が、金属量の多い赤色巨星と同じかそれ以上の温度を持つωケンタウリで起こっている。^{[ 3 ]}

厳密には水平分枝星ではない他の星も、HR図の同じ領域に位置することがあります。赤色巨星分枝で縮退ヘリウム核を発達させるには質量が大きすぎる星は、赤色巨星分枝の先端より前にヘリウムを点火し、ブルーループを形成します。太陽よりわずかに質量が大きい、約2太陽質量の星の場合_、ブルーループは非常に短く、赤色巨星と同程度の光度になります。これらの星は太陽のような星よりも1桁少なく、赤色巨星を形成できる太陽以下の星と比べるとさらに稀で、ブルーループの継続時間は赤色巨星が水平分枝で過ごす時間よりもはるかに短いです。つまり、これらの偽星はH-R図でははるかに少ないものの、検出可能です。^{[ 2 ]} 

2〜3 M☉の恒星も_、準巨星分岐に沿って進化するにつれてレッド クランプを通過します。これもまた非常に急速な進化段階ですが、OU アンドロメダのような恒星は、ヘルツシュプルング ギャップを越える準巨星であると考えられているにもかかわらず、レッド クランプ領域 (5,500 K、100 L☉ ₎で見つかります。^{[ 2 ]}   

In theory, the absolute luminosities of stars in the red clump are fairly independent of stellar composition or age so that consequently they make good standard candles for estimating astronomical distances both within our galaxy and to nearby galaxies and clusters. Variations due to metallicity, mass, age, and extinctions affect visual observations too much for them to be useful, but the effects are much smaller in the infrared. Near infraredI band observations in particular have been used to establish red clump distances. Absolute magnitudes for the red clump at solar metallicity have been measured at −0.22 in the I band and −1.54 in the K band.^[8] The distance to the Galactic Center has been measured in this way, giving a result of 7.52 kpc in agreement with other methods.^[9]

The red clump should not be confused with the "red bump" or red-giant-branch bump, which is a less noticeable clustering of giants partway along the red-giant branch, caused as stars ascending the red-giant branch temporarily decrease in luminosity because of internal convection.^[10]

Many of the bright "red giants" visible in the sky are actually G or early K class red-clump stars. Pollux, the closest red giant to the Sun, is believed to be a red-clump star.^[11] Other well-known examples include:

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

Arcturus has sometimes been thought to be a clump giant,^[16] but is now more commonly considered to be on the red-giant branch, somewhat cooler and more luminous than a red-clump star.^[17]

• スタネク氏による、距離測定に用いられる赤い塊に関するページ