فرع العملاقة الحمراء
[[ملف:M5 colour magnitude diagram.png|تصغير|يسار|upright=1.4|[[رسم هرتزشبرونغ-راسل|رسم هرتزبرونغ-راسل البياني]] [[عنقود مغلق|للعنقود المغلق]] [[مسييه 5]]. فرع العملاقة الحمراء يمتد من [[شبه عملاق|فرع شبه عملاق]] الأفقي الرقيق إلى اليمين العلوي، مع عدد من نجوم فرع العملاق الأحمر الأكثر [[ضياء]] باللون الأحمر.]]

'''فرع العملاقة الحمراء''' أو '''فرع العملاق الأحمر''' {{إنج|'''Red-giant branch'''}} ('''RGB''')، الذي يسمى أحيانا فرع العملاق الأول، هو جزء من فرع النجوم العملاقة قبل اشتعال ال[[هيليوم]]. بل هو مرحلة من مراحل تطور ال[[نجم]] الذي يتبع [[النسق الأساسي|التسلسل الرئيسي]] للنجوم المنخفضة الكتلة إلى النجوم المتوسطة ال[[كتلة]].
نجوم فرع العملاقة الحمراء لها نواة من الهليوم الخامل محاطة بغلاف من ال[[هيدروجين]] المنصهر من خلال [[دورة كربون-نيتروجين-أكسجين]]. وهي من الفئة K- و M- الأكبر بكثير والأكثر [[ضياء]] من نجوم التسلسل الرئيسي من نفس درجة الحرارة.

== الاكتشاف ==
[[ملف:NGC 288 HST.jpg|تصغير|يمين|upright=1.0|ألمع النجوم في [[عنقود مغلق|العناقيد المغلقة]] مثل '''إن جي سي 288''' عمالقة حمراء]]
[[عملاق أحمر|العملاق الأحمر]] حدد في وقت مبكر من القرن العشرين عندما جعل استخدام [[رسم هرتزشبرونغ-راسل|رسم هرتزبرونغ-راسل]] انة من الواضح أن هناك نوعين متميزين من النجوم الباردة ذات الأحجام المختلفة جدا:النجوم القزمة و[[نجم عملاق|النجوم العملاقة]]، التي تعرف الآن رسميا باسم [[النسق الأساسي|التسلسل الرئيسي]].<ref name=adamsjoy>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1921ApJ....53...13A|عنوان=The parallaxes of 1646 stars derived by the spectroscopic method|مسار=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1921-01_53_1/page/13|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=53|صفحات=13|مؤلف1=Adams|الأول1=W. S.|الأخير2=Joy|الأول2=A. H.|الأخير3=Stromberg|الأول3=G.|الأخير4=Burwell|الأول4=C. G.|سنة=1921|doi=10.1086/142584}}</ref><ref name=trumpler>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1925PASP...37..307T|عنوان=Spectral Types in Open Clusters|صحيفة=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|المجلد=37|صفحات=307|مؤلف1=Trumpler|الأول1=R. J.|سنة=1925|doi=10.1086/123509}}</ref>

جاء مصطلح فرع الحمراء العملاقة إلى حيز الاستخدام خلال [[عقد 1940|الأربعينيات]] و[[عقد 1950|الخمسينيات]]، على الرغم من انة استخدم في البداية كمصطلح عام للإشارة إلى منطقة النجوم الحمراء العملاقة في رسم هرتزبرونغ-راسل. ومع ان التفاعل النووى الحرارى على مدى عمر نجوم النسق الأساسي الذي تليه مرحلة الانكماش الدينامية الحرارية إلى [[قزم أبيض]] مفهوم منذ عام 1940، لكن التفاصيل الداخلية للأنواع المختلفة من النجوم العملاقة لم تكن معروفة.<ref name=gamow1939>{{استشهاد بدورية محكمة|doi=10.1103/PhysRev.55.718|عنوان=Physical Possibilities of Stellar Evolution|وصلة=https://archive.org/details/sim_physical-review_1939-04-15_55_8/page/n30|صحيفة=Physical Review|المجلد=55|العدد=8|صفحات=718|سنة=1939|الأخير1=Gamow|الأول1=G.|bibcode = 1939PhRv...55..718G }}</ref>

في عام 1968، تم استخدام اسم فرع [[عملاق مقارب]] (AGB) لفرع من النجوم أكثر ضياء إلى حد ما من الجزء الأكبر من العمالقة الحمراء الغير مستقرة، وفي كثير من الأحيان لجزء كبير من النجوم المتغيرة مثل النجم [[ميرا (نجم)|ميرا]].<ref name=sandage>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1968ApJ...153L.129S|عنوان=An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=153|صفحات=L129|مؤلف1=Sandage|الأول1=Allan|الأخير2=Katem|الأول2=Basil|الأخير3=Kristian|الأول3=Jerome|سنة=1968|doi=10.1086/180237}}</ref> عمليات رصد فرع العمالقة الحمراء المتشعب اجريت قبل سنوات ولكن لم يتضح كيف كانت الصلة بين السلاسل المختلفة.<ref name=arp>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1953AJ.....58....4A|عنوان=The color-magnitude diagram of the globular cluster M 92|صحيفة=Astronomical Journal|المجلد=58|صفحات=4|مؤلف1=Arp|الأول1=Halton C.|الأخير2=Baum|الأول2=William A.|الأخير3=Sandage|الأول3=Allan R.|سنة=1953|doi=10.1086/106800}}</ref> بحلول عام 1970، كانت المنطقة الحمراء العملاقة مفهومة جيدا باعتبارها مكونة من نجم [[شبه عملاق]] والعملاق الأحمر.وأصبح الفرع الأفقي، وفرع [[عملاق مقارب]] وحالة تطور النجوم في هذه المناطق مفهوم على نطاق واسع.<ref name=strom>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1970A&A.....8..243S|عنوان=On the Evolutionary Status of Stars above the Horizontal Branch in Globular Clusters|مسار=https://archive.org/details/sim_annual-review-of-astronomy-and-astrophysics_1970_8/page/243|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|المجلد=8|صفحات=243|مؤلف1=Strom|الأول1=S. E.|الأخير2=Strom|الأول2=K. M.|الأخير3=Rood|الأول3=R. T.|الأخير4=Iben|الأول4=I.|سنة=1970}}</ref> وقد وصف فرع العملاقة الحمراء كفرع العملاق الأول في عام 1967، لتمييزه عن فرع العملاق الثاني أو المقارب<ref name=iben>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1967ARA&A...5..571I|عنوان=Stellar Evolution Within and off the Main Sequence|مسار=https://archive.org/details/sim_annual-review-of-astronomy-and-astrophysics_1967_5/page/571|صحيفة=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|المجلد=5|صفحات=571|مؤلف1=Iben|الأول1=Icko|سنة=1967|doi=10.1146/annurev.aa.05.090167.003035}}</ref> ولا يزال هذا المصطلح يستخدم اليوم في كثير من الأحيان.<ref name=pols>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1998MNRAS.298..525P|عنوان=Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|المجلد=298|العدد=2|صفحات=525|مؤلف1=Pols|الأول1=Onno R.|الأخير2=Schröder|الأول2=Klaus-Peter|الأخير3=Hurley|الأول3=Jarrod R.|الأخير4=Tout|الأول4=Christopher A.|الأخير5=Eggleton|الأول5=Peter P.|سنة=1998|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x}}</ref>

الفيزياء النجمية الحديثة صاغت العمليات الداخلية التي تنتج مختلف مراحل حياة ما بعد التسلسل الرئيسي لنجوم الكتلة المعتدلة،<ref name=vassiliaid>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1993ApJ...413..641V|عنوان=Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=413|صفحات=641|مؤلف1=Vassiliadis|الأول1=E.|الأخير2=Wood|الأول2=P. R.|سنة=1993|doi=10.1086/173033}}</ref> مع التزايد المستمر للتعقيد والدقة.<ref name=marigo>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2008A&A...482..883M |doi=10.1051/0004-6361:20078467 |عنوان=Evolution of asymptotic giant branch stars |صحيفة=Astronomy and Astrophysics |المجلد=482 |العدد=3 |صفحات=883 |سنة=2008 |الأخير1=Marigo |الأول1=P. |الأخير2=Girardi |الأول2=L. |الأخير3=Bressan |الأول3=A. |الأخير4=Groenewegen |الأول4=M. A. T. |الأخير5=Silva |الأول5=L. |الأخير6=Granato |الأول6=G. L. |arxiv = 0711.4922 }}</ref> ونتائج الأبحاث حول فرع العملاقة الحمراء تستخدم كأساس الأبحاث في المناطق الأخرى.<ref name=rizzi>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2007ApJ...661..815R|arxiv=astro-ph/0701518|عنوان=Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=661|العدد=2|صفحات=815|مؤلف1=Rizzi|الأول1=Luca|الأخير2=Tully|الأول2=R. Brent|الأخير3=Makarov|الأول3=Dmitry|الأخير4=Makarova|الأول4=Lidia|الأخير5=Dolphin|الأول5=Andrew E.|الأخير6=Sakai|الأول6=Shoko|الأخير7=Shaya|الأول7=Edward J.|سنة=2007|doi=10.1086/516566}}</ref>

== التطور ==
عندما تكون كتلة النجم مابين نحو {{كتلة شمسية|0.4}} ([[كتلة شمسية]]) إلي {{كتلة شمسية|12}} يستنزف [[نواة (توضيح)|أنوية]] ال[[هيدروجين]] ويدخل مرحلة حرق غلاف الهيدروجين خلال تحولة ليصبح عملاقا أحمر، ويصبح النجم أكبر وأكثر برودة من النسق الرئيسي. و داخل النجم يمر عبر عدة مراحل متميزة خلال حرق غلاف الهيدروجين والتي تنعكس على المظهر الخارجي للنجم.وتختلف المراحل التطورية اعتمادا بالدرجة الأولى على كتلة النجم، و[[معدنية (علم الفلك)|المعدنية]].<ref name=Evolution>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1 = Laughlin | الأول1 = G. | الأخير2 = Bodenheimer | الأول2 = P. | الأخير3 = Adams | الأول3 = F. C. | عنوان = نهاية التسلسل الرئيسي | doi = 10.1086/304125 | صحيفة = The Astrophysical Journal | المجلد = 482 | صفحات = 420 | سنة = 1997 | pmid =  | pmc = |bibcode = 1997ApJ...482..420L }}</ref>

=== مرحلة شبه عملاق ===
بعد ان يستنزف نجم النسق الأساسي [[نواة (توضيح)|نواة]] ال[[هيدروجين]]، فإنه يبدأ بدمج الهيدروجين في غلاف سميك حول نواة تتألف في معظمها من ال[[هيليوم]].لب الهليوم لا يزال أقل من حد شونبيرغ-شاندراسيخار وفي حالة [[توازن حراري]]،والنجم الآن [[شبه عملاق]].وتستهلاك الطاقة الإضافية المنتجة من صدفة الانصهار في تضخيم غلاف النجم ويبرد النجم ولا يزيد لمعانا.<ref name=catelan>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2007AIPC..930...39C|arxiv=astro-ph/0703724|عنوان=Structure and Evolution of Low-Mass Stars: An Overview and Some Open Problems|صحيفة=GRADUATE SCHOOL IN ASTRONOMY: XI Special Courses at the National Observatory of Rio de Janeiro (XI CCE). AIP Conference Proceedings|المجلد=930|صفحات=39|مؤلف1=Catelan|الأول1=Márcio|الأخير2=Roig|الأول2=Fernando|الأخير3=Alcaniz|الأول3=Jailson|الأخير4=de la Reza|الأول4=Ramiro|الأخير5=Lopes|الأول5=Dalton|سنة=2007|doi=10.1063/1.2790333}}</ref>

يستمر انصهار غلاف الهيدروجين في النجوم ذات الكتلة المقاربة لكتلة الشمس حتى تزداد كتلة لب الهليوم بما فيه الكفاية لدرجة [[مادة متحللة|التحلل]].. ثم ينكمش اللب، مع ارتفاع درجة حرارتة، ويظهر النجم انحدار قوي لدرجة الحرارة.غلاف ال[[هيدروجين]] المنصهر من خلال حرارة [[دورة كربون-نيتروجين-أكسجين]] يزيد من معدل إنتاج الطاقة، والنجوم في هذة المرحلة تعتبر قريبة من فرع العملاقة الحمراء. لنجم بنفس كتلة الشمس، قد يستغرق ذلك ما يقرب من ملياري سنة حتى يستنفد الهيدروجين من قلب النجم.<ref name=salaris2005>{{استشهاد بكتاب|bibcode=2005essp.book.....S|عنوان=Evolution of Stars and Stellar Populations|مسار=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala|صحيفة=Evolution of Stars and Stellar Populations|صفحات=400|مؤلف1=Salaris|الأول1=Maurizio|الأخير2=Cassisi|الأول2=Santi|سنة=2005}}</ref>

=== تصاعد فرع العملاق الأحمر ===
[[ملف:Evolutionary track 1m.svg|تصغير|يمين|النجوم المشابة للشمس لها قلب متحلل في فرع العملاق الأحمر ويصعد إلى الرأس قبل بدء إنصهار لب الهليوم مترافق مع الوميض.]]
[[ملف:Evolutionary track 5m.svg|تصغير|يمين|النجوم الهائلة والأكبر كتلة من الشمس لا يكون لها نواة متحللة وتغادر فرع العملاق الأحمر قبل الرأس عندما يتشعل الهليوم من دون حدوث وميض.]]

النجوم القريبة من مرحلة فرع العملاق الأحمر لها درجات حرارة متماثلة في حدود 5000 [[كلفن]]، وهو ما يمثل أوائل إلى منتصف النوع الطيفي K. ويتراوح لمعانها مابين عدة مرات أكثر من الشمس للنجوم العمالقة الحمراء ذات الكتلة المنخفضة إلى عدة آلاف من المرات للنجوم ذات الكتلة المقاربة من {{كتلة شمسية|8}} [[كتلة شمسية]].<ref name="vandenberg" />

ومع استمرار إنتاج غلاف الهيدروجين لهذة النجوم للمزيد من الهليوم، كتلة نواة نجوم فرع العملاق الأحمر تزداد وكذلك درجة حرارتها. هذا يتسبب في انصهار غلاف الهيدروجين بسرعة أكبر.وتصبح النجوم أكثر ضياء، ويكبر حجمها، وتصبح ابرد إلى حد ما. وهي وصفة الصعود إلى مرحلة فرع العملاق الأحمر.<ref name=hekker>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2011MNRAS.414.2594H|arxiv=1103.0141|عنوان=Characterization of red giant stars in the public Kepler data|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|المجلد=414|العدد=3|صفحات=2594|مؤلف1=Hekker|الأول1=S.|الأخير2=Gilliland|الأول2=R. L.|الأخير3=Elsworth|الأول3=Y.|الأخير4=Chaplin|الأول4=W. J.|الأخير5=De Ridder|الأول5=J.|الأخير6=Stello|الأول6=D.|الأخير7=Kallinger|الأول7=T.|الأخير8=Ibrahim|الأول8=K. A.|الأخير9=Klaus|الأول9=T. C.|الأخير10=Li|الأول10=J.|سنة=2011|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18574.x}}</ref>
=== رأس فرع العملاق الأحمر ===
للنجوم ذات انوية الهليوم المتحللة هناك حد لهذا النمو في الحجم والمعان يعرف بأسم [[رأس فرع العملاق الأحمر]]، حيث تكون درجة حرارة اللب كافية لبدء الانصهار. كل النجوم التي تصل إلى هذه النقطة لها كتلة هليوم متطابقة ما يقرب من 0.5 M☉ وتتشابة جدا في اللمعان ودرجة الحرارة.وقد استخدمت هذه النجوم المضيئة [[سلم المسافات الكونية|كمؤشرات بصرية قياسية للمسافة]] رأس فرع العملاق الأحمر يحدث عند حوالي [[قدر مطلق]] -3 ودرجة حرارة حول 3,000 [[كلفن]] عند معدنية مقاربة للشمس، واقرب إلى 4,000 كلفن عند معدنية منخفضة جدا.<ref name=vandenberg>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2006ApJS..162..375V|arxiv=astro-ph/0510784|عنوان=The Victoria-Regina Stellar Models: Evolutionary Tracks and Isochrones for a Wide Range in Mass and Metallicity that Allow for Empirically Constrained Amounts of Convective Core Overshooting|صحيفة=The Astrophysical Journal Supplement Series|المجلد=162|العدد=2|صفحات=375|مؤلف1=Vandenberg|الأول1=Don A.|الأخير2=Bergbusch|الأول2=Peter A.|الأخير3=Dowler|الأول3=Patrick D.|سنة=2006|doi=10.1086/498451}}</ref><ref name=lee>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1993ApJ...417..553L|عنوان=The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator for Resolved Galaxies|صحيفة=Astrophysical Journal |المجلد=417|صفحات=553|مؤلف1=Lee|الأول1=Myung Gyoon|الأخير2=Freedman|الأول2=Wendy L.|الأخير3=Madore|الأول3=Barry F.|سنة=1993|doi=10.1086/173334}}</ref>

== الخصائص ==
يبين الجدول التالي الأعمار النموذجية لنجوم التسلسل الرئيسي وفرع شبة عملاق وفرع العملاقة الحمراء لنجوم ذات كتل أولية مختلفة، ودرجة حرارة السطح الفعالة، والقطر، والتألق في بداية ونهاية مرحلة فرع العملاق الأحمر لكل نجم.نهاية فرع العملاق الأحمر يحددة بداية اشتعال لب الهليوم.<ref name=pols/>

{| class="wikitable"
|-
! rowspan=2 | كتلة<br/>({{كتلة شمسية}}) !! rowspan=2 | التسلسل الرئيسي <br/>(مليار سنة) !! rowspan=2 | شبه عملاق <br/>(مليون سنة) !! rowspan=2 | فرع العملاق الأحمر<br/>(مليون سنة) !! colspan=4 | فرع العملاق الأحمر<sub>بداية</sub><br/> !! colspan=4 | فرع العملاق الأحمر<sub>نهاية</sub><br/>
|-
! كتلة اللب ({{كتلة شمسية}}) !! درجة حرارة السطح<sub>الفعالة</sub> (كلفن) !! القطر <math>R_{\odot} </math>!! ضياء <br/> ( ''L''<sub>☉</sub> ) !! كتلة اللب ({{كتلة شمسية}}) !! درجة حرارة السطح<sub>الفعالة</sub> (كلفن) !! القطر <math>R_{\odot} </math> !! ضياء<br/> ( ''L''<sub>☉</sub> ) !! 
|- style="text-align:right;"
| 0.6 || 58.8 || 5,100 || 2,500 || 0.10 || 4,634 || 1.2 || 0.6 || 0.48 || 2,925 || 207 || 2,809
|- style="text-align:right;"
| 1.0 || 9.3 || 2,600 || 760 || 0.13 || 5,034 || 2.0 || 2.2 || 0.48 || 3,140 || 179 || 2,802
|- style="text-align:right;"
| 2.0 || 1.2 || 10 || 25 || 0.25 || 5,220 || 5.4 || 19.6 || 0.34 || 4,417 || 23.5 || 188
|- style="text-align:right;"
| 5.0 || 0.1 || 0.4 || 0.3 || 0.83 || 4,737 || 43.8 || 866.0 || 0.84 || 4,034 || 115 || 3,118
|}

النجوم المتوسطة الكتلة لاتفقد سوى جزء صغير من كتلتها كنجوم النسق الرئيسي والنجوم الشبة عملاقة، ولكنها تفقد كمية كبيرة من كتلتها عندما تكون عمالقة حمراء.<ref name=meynet>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1993A&AS...98..477M|عنوان=New dating of galactic open clusters|صحيفة=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|المجلد=98|صفحات=477|مؤلف1=Meynet|الأول1=G.|الأخير2=Mermilliod|الأول2=J.-C.|الأخير3=Maeder|الأول3=A.|سنة=1993}}</ref>

الكتلة التي يخسرها نجم مشابهة للشمس تؤثر على درجة الحرارة وسطوع النجم عندما يصل إلى الفرع الأفقي، وبالتالي فإن خصائص النجوم الحمراء مجتمعة يمكن استخدامها لتحديد الفرق بين الكتل قبل وبعد [[وميض هيليوم|وميض الهيليوم]].<ref name=origlia>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2002ApJ...571..458O|عنوان=ISOCAM Observations of Galactic Globular Clusters: Mass Loss along the Red Giant Branch|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=571|صفحات=458|مؤلف1=Origlia|الأول1=Livia|الأخير2=Ferraro|الأول2=Francesco R.|الأخير3=Fusi Pecci|الأول3=Flavio|الأخير4=Rood|الأول4=Robert T.|سنة=2002|doi=10.1086/339857|arxiv = astro-ph/0201445 }}</ref><ref name=mcdonald>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2011ApJS..193...23M|arxiv=1101.1095|عنوان=Fundamental Parameters, Integrated Red Giant Branch Mass Loss, and Dust Production in the Galactic Globular Cluster 47 Tucanae|صحيفة=The Astrophysical Journal Supplement|المجلد=193|العدد=2|صفحات=23|مؤلف1=McDonald|الأول1=I.|الأخير2=Boyer|الأول2=M. L.|الأخير3=Van Loon|الأول3=J. Th.|الأخير4=Zijlstra|الأول4=A. A.|الأخير5=Hora|الأول5=J. L.|الأخير6=Babler|الأول6=B.|الأخير7=Block|الأول7=M.|الأخير8=Gordon|الأول8=K.|الأخير9=Meade|الأول9=M.|الأخير10=Meixner|الأول10=M.|الأخير11=Misselt|الأول11=K.|الأخير12=Robitaille|الأول12=T.|الأخير13=Sewiło|الأول13=M.|الأخير14=Shiao|الأول14=B.|الأخير15=Whitney|الأول15=B.|سنة=2011|doi=10.1088/0067-0049/193/2/23}}</ref>

فقدان الكتلة أكثر صعوبة للقياس المباشر للنجوم الهائلة التي خرجت من فرع العملاقة الحمراء قبل وميض الهيليوم. الكتلة القائمة ل[[متغير سيفاوي|متغير قيفاوي]] على سبيل المثال [[دلتا الملتهب]] يمكن قياسها بدقة لأنها إما تكون نجوم ثنائية أو [[نجم نابض|نجوم نابضة]].وبالمقارنة مع النماذج التطورية، مثل تلك النجوم قد تكون فقدت حوالي 20٪ من كتلتها، والكثير من الكتلة يفقد خلال مرحلة تكون الحلقات الزرقاء وخلال عبور المتغير القيفاوي مرحلة العمالقة (شريط عدم الاستقرار) وقبل أن ينفجر عل شكل [[مستعر أعظم نوع 2]].<ref name=xu>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2004A&A...418..213X|عنوان=Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|المجلد=418|صفحات=213|مؤلف1=Xu|الأول1=H. Y.|الأخير2=Li|الأول2=Y.|سنة=2004|doi=10.1051/0004-6361:20040024}}</ref><ref name=neilson>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2011A&A...529L...9N|arxiv=1104.1638|عنوان=The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss|صحيفة=Astronomy & Astrophysics|المجلد=529|صفحات=L9|مؤلف1=Neilson|الأول1=H. R.|الأخير2=Cantiello|الأول2=M.|الأخير3=Langer|الأول3=N.|سنة=2011|doi=10.1051/0004-6361/201116920}}</ref>

=== النجوم المتغيرية ===
بعض [[عملاق أحمر|العملاقة الحمراء]] [[سعة (موجة)|مطالها]] متغير.العديد من النجوم المتغيرة النابضة المعروفة هي [[نجوم الأعجوبة|متغيرات ميرا]] لها فترات منتظمة ومطال من عدة أقدار، والمتغيرات شبه المنتظمة ذات الفترات الأقل وضوحا أو الفترات المتعددة والمطال الأقل، والمتغيرات الغير منتظمة البطيئة والتي ليس لها فترة اضحة اعتبرت على انها من فرع [[عملاق مقارب|العملاق المقارب]] أو عمالقة حمراء. وبعض نجوم فرع العملاق الأحمر لم تعتبر ابدا نجوم متغيرة. وهناك بعض الاستثناءات لبعض النجوم حددت على انها عملاق مقارب ذات لمعان منخفض.<ref name=kiss>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2003MNRAS.343L..79K|arxiv=astro-ph/0306426|عنوان=Red variables in the OGLE-II data base – I. Pulsations and period-luminosity relations below the tip of the red giant branch of the Large Magellanic Cloud|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|المجلد=343|العدد=3|صفحات=L79|مؤلف1=Kiss|الأول1=L. L.|الأخير2=Bedding|الأول2=T. R.|سنة=2003|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x}}</ref>

بدأت الدراسات في أواخر القرن العشرين تشير إلى أن جميع عمالقة الفئة M كانت نجوم متغيرة لها [[سعة (موجة)|مطال]] قدرة 10 ملي أو أكثر، ومن المرجح أن عمالقة الفئة K متغيرة أيضا لكن لها مطال أصغر. وهذه النجوم المتغيرة من بين العمالقة الحمراء الأكثر سطوعا، وعلى مقربة من رأس فرع العملاقة الحمراء، ولكن كان من الصعب القول بأن جميع هذة النجوم هي في الواقع [[عملاق مقارب]]. وتظهر هذة النجوم فترة مطال ذات علاقة مع متغيرات المطال الكبيرة النابضة ببطء أكثر.<ref name=jorissen>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1997A&A...324..578J|عنوان=The onset of photometric variability in red giant stars|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1997-08_324_2/page/578|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|المجلد=324|صفحات=578|مؤلف1=Jorissen|الأول1=A.|الأخير2=Mowlavi|الأول2=N.|الأخير3=Sterken|الأول3=C.|الأخير4=Manfroid|الأول4=J.|سنة=1997}}</ref>

== انظر ايضأ ==
* [[رأس فرع العملاق الأحمر]]
== مراجع ==
{{مراجع}}
== مصادر ==
* {{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1993ApJ...413..641V|عنوان=Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=413|صفحات=641|مؤلف1=Vassiliadis|الأول1=E.|الأخير2=Wood|الأول2=P. R.|سنة=1993|doi=10.1086/173033}}
* {{استشهاد بدورية محكمة|arxiv=astro-ph/9910164|bibcode=2000A&AS..141..371G|doi=10.1051/aas:2000126|عنوان=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M☉, and from Z=0.0004 to 0.03|صحيفة=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|المجلد=141|العدد=3|صفحات=371|سنة=2000|الأخير1=Girardi|الأول1=L.|الأخير2=Bressan|الأول2=A.|الأخير3=Bertelli|الأول3=G.|الأخير4=Chiosi|الأول4=C.}}
== وصلات خارجية ==
* [https://web.archive.org/web/20141013213823/http://www.astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter9.pdf تسلسل تطور ما بعد النسق الأساسي من خلال حرق الهليوم]
* [http://othes.univie.ac.at/17128/ متغيرات الفترة الطويلة - علاقة فترة المعان والتصنيف في بعثة غايا]
{{نجوم}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|نجوم}}

[[تصنيف:أنواع النجوم]]
[[تصنيف:تصنيفات هرتسبرونغ وراسل]]
[[تصنيف:عمالقة حمراء]]
فرع العملاقة الحمراء أو فرع العملاق الأحمر  (RGB)، الذي يسمى أحيانا فرع العملاق الأول، هو جزء من فرع النجوم العملاقة قبل اشتعال الهيليوم. بل هو مرحلة من مراحل تطور النجم الذي يتبع التسلسل الرئيسي للنجوم المنخفضة الكتلة إلى النجوم المتوسطة الكتلة.
نجوم فرع العملاقة الحمراء لها نواة من الهليوم الخامل محاطة بغلاف من الهيدروجين المنصهر من خلال دورة كربون-نيتروجين-أكسجين. وهي من الفئة K- و M- الأكبر بكثير والأكثر ضياء من نجوم التسلسل الرئيسي من نفس درجة الحرارة.

 الاكتشاف 
تصغير|يمين|upright=1.0|ألمع النجوم في العناقيد المغلقة مثل إن جي سي 288 عمالقة حمراء
العملاق الأحمر حدد في وقت مبكر من القرن العشرين عندما جعل استخدام رسم هرتزبرونغ-راسل انة من الواضح أن هناك نوعين متميزين من النجوم الباردة ذات الأحجام المختلفة جدا:النجوم القزمة والنجوم العملاقة، التي تعرف الآن رسميا باسم التسلسل الرئيسي.

جاء مصطلح فرع الحمراء العملاقة إلى حيز الاستخدام خلال الأربعينيات والخمسينيات، على الرغم من انة استخدم في البداية كمصطلح عام للإشارة إلى منطقة النجوم الحمراء العملاقة في رسم هرتزبرونغ-راسل. ومع ان التفاعل النووى الحرارى على مدى عمر نجوم النسق الأساسي الذي تليه مرحلة الانكماش الدينامية الحرارية إلى قزم أبيض مفهوم منذ عام 1940، لكن التفاصيل الداخلية للأنواع المختلفة من النجوم العملاقة لم تكن معروفة.

في عام 1968، تم استخدام اسم فرع عملاق مقارب (AGB) لفرع من النجوم أكثر ضياء إلى حد ما من الجزء الأكبر من العمالقة الحمراء الغير مستقرة، وفي كثير من الأحيان لجزء كبير من النجوم المتغيرة مثل النجم ميرا. عمليات رصد فرع العمالقة الحمراء المتشعب اجريت قبل سنوات ولكن لم يتضح كيف كانت الصلة بين السلاسل المختلفة. بحلول عام 1970، كانت المنطقة الحمراء العملاقة مفهومة جيدا باعتبارها مكونة من نجم شبه عملاق والعملاق الأحمر.وأصبح الفرع الأفقي، وفرع عملاق مقارب وحالة تطور النجوم في هذه المناطق مفهوم على نطاق واسع. وقد وصف فرع العملاقة الحمراء كفرع العملاق الأول في عام 1967، لتمييزه عن فرع العملاق الثاني أو المقارب ولا يزال هذا المصطلح يستخدم اليوم في كثير من الأحيان.

الفيزياء النجمية الحديثة صاغت العمليات الداخلية التي تنتج مختلف مراحل حياة ما بعد التسلسل الرئيسي لنجوم الكتلة المعتدلة، مع التزايد المستمر للتعقيد والدقة. ونتائج الأبحاث حول فرع العملاقة الحمراء تستخدم كأساس الأبحاث في المناطق الأخرى.

 التطور 
عندما تكون كتلة النجم مابين نحو  (كتلة شمسية) إلي  يستنزف أنوية الهيدروجين ويدخل مرحلة حرق غلاف الهيدروجين خلال تحولة ليصبح عملاقا أحمر، ويصبح النجم أكبر وأكثر برودة من النسق الرئيسي. و داخل النجم يمر عبر عدة مراحل متميزة خلال حرق غلاف الهيدروجين والتي تنعكس على المظهر الخارجي للنجم.وتختلف المراحل التطورية اعتمادا بالدرجة الأولى على كتلة النجم، والمعدنية.

 مرحلة شبه عملاق 
بعد ان يستنزف نجم النسق الأساسي نواة الهيدروجين، فإنه يبدأ بدمج الهيدروجين في غلاف سميك حول نواة تتألف في معظمها من الهيليوم.لب الهليوم لا يزال أقل من حد شونبيرغ-شاندراسيخار وفي حالة توازن حراري،والنجم الآن شبه عملاق.وتستهلاك الطاقة الإضافية المنتجة من صدفة الانصهار في تضخيم غلاف النجم ويبرد النجم ولا يزيد لمعانا.

يستمر انصهار غلاف الهيدروجين في النجوم ذات الكتلة المقاربة لكتلة الشمس حتى تزداد كتلة لب الهليوم بما فيه الكفاية لدرجة التحلل.. ثم ينكمش اللب، مع ارتفاع درجة حرارتة، ويظهر النجم انحدار قوي لدرجة الحرارة.غلاف الهيدروجين المنصهر من خلال حرارة دورة كربون-نيتروجين-أكسجين يزيد من معدل إنتاج الطاقة، والنجوم في هذة المرحلة تعتبر قريبة من فرع العملاقة الحمراء. لنجم بنفس كتلة الشمس، قد يستغرق ذلك ما يقرب من ملياري سنة حتى يستنفد الهيدروجين من قلب النجم.

 تصاعد فرع العملاق الأحمر 
تصغير|يمين|النجوم المشابة للشمس لها قلب متحلل في فرع العملاق الأحمر ويصعد إلى الرأس قبل بدء إنصهار لب الهليوم مترافق مع الوميض.
تصغير|يمين|النجوم الهائلة والأكبر كتلة من الشمس لا يكون لها نواة متحللة وتغادر فرع العملاق الأحمر قبل الرأس عندما يتشعل الهليوم من دون حدوث وميض.

النجوم القريبة من مرحلة فرع العملاق الأحمر لها درجات حرارة متماثلة في حدود 5000 كلفن، وهو ما يمثل أوائل إلى منتصف النوع الطيفي K. ويتراوح لمعانها مابين عدة مرات أكثر من الشمس للنجوم العمالقة الحمراء ذات الكتلة المنخفضة إلى عدة آلاف من المرات للنجوم ذات الكتلة المقاربة من  كتلة شمسية.

ومع استمرار إنتاج غلاف الهيدروجين لهذة النجوم للمزيد من الهليوم، كتلة نواة نجوم فرع العملاق الأحمر تزداد وكذلك درجة حرارتها. هذا يتسبب في انصهار غلاف الهيدروجين بسرعة أكبر.وتصبح النجوم أكثر ضياء، ويكبر حجمها، وتصبح ابرد إلى حد ما. وهي وصفة الصعود إلى مرحلة فرع العملاق الأحمر.
 رأس فرع العملاق الأحمر 
للنجوم ذات انوية الهليوم المتحللة هناك حد لهذا النمو في الحجم والمعان يعرف بأسم رأس فرع العملاق الأحمر، حيث تكون درجة حرارة اللب كافية لبدء الانصهار. كل النجوم التي تصل إلى هذه النقطة لها كتلة هليوم متطابقة ما يقرب من 0.5 M☉ وتتشابة جدا في اللمعان ودرجة الحرارة.وقد استخدمت هذه النجوم المضيئة كمؤشرات بصرية قياسية للمسافة رأس فرع العملاق الأحمر يحدث عند حوالي قدر مطلق -3 ودرجة حرارة حول 3,000 كلفن عند معدنية مقاربة للشمس، واقرب إلى 4,000 كلفن عند معدنية منخفضة جدا.

 الخصائص 
يبين الجدول التالي الأعمار النموذجية لنجوم التسلسل الرئيسي وفرع شبة عملاق وفرع العملاقة الحمراء لنجوم ذات كتل أولية مختلفة، ودرجة حرارة السطح الفعالة، والقطر، والتألق في بداية ونهاية مرحلة فرع العملاق الأحمر لكل نجم.نهاية فرع العملاق الأحمر يحددة بداية اشتعال لب الهليوم.

 كتلة()  التسلسل الرئيسي (مليار سنة)  شبه عملاق (مليون سنة)  فرع العملاق الأحمر(مليون سنة)  فرع العملاق الأحمربداية  فرع العملاق الأحمرنهاية كتلة اللب ()  درجة حرارة السطحالفعالة (كلفن)  القطر  ضياء  ( L☉ )  كتلة اللب ()  درجة حرارة السطحالفعالة (كلفن)  القطر   ضياء ( L☉ )   0.6  58.8  5,100  2,500  0.10  4,634  1.2  0.6  0.48  2,925  207  2,809 1.0  9.3  2,600  760  0.13  5,034  2.0  2.2  0.48  3,140  179  2,802 2.0  1.2  10  25  0.25  5,220  5.4  19.6  0.34  4,417  23.5  188 5.0  0.1  0.4  0.3  0.83  4,737  43.8  866.0  0.84  4,034  115  3,118

النجوم المتوسطة الكتلة لاتفقد سوى جزء صغير من كتلتها كنجوم النسق الرئيسي والنجوم الشبة عملاقة، ولكنها تفقد كمية كبيرة من كتلتها عندما تكون عمالقة حمراء.

الكتلة التي يخسرها نجم مشابهة للشمس تؤثر على درجة الحرارة وسطوع النجم عندما يصل إلى الفرع الأفقي، وبالتالي فإن خصائص النجوم الحمراء مجتمعة يمكن استخدامها لتحديد الفرق بين الكتل قبل وبعد وميض الهيليوم.

فقدان الكتلة أكثر صعوبة للقياس المباشر للنجوم الهائلة التي خرجت من فرع العملاقة الحمراء قبل وميض الهيليوم. الكتلة القائمة لمتغير قيفاوي على سبيل المثال دلتا الملتهب يمكن قياسها بدقة لأنها إما تكون نجوم ثنائية أو نجوم نابضة.وبالمقارنة مع النماذج التطورية، مثل تلك النجوم قد تكون فقدت حوالي 20٪ من كتلتها، والكثير من الكتلة يفقد خلال مرحلة تكون الحلقات الزرقاء وخلال عبور المتغير القيفاوي مرحلة العمالقة (شريط عدم الاستقرار) وقبل أن ينفجر عل شكل مستعر أعظم نوع 2.

 النجوم المتغيرية 
بعض العملاقة الحمراء مطالها متغير.العديد من النجوم المتغيرة النابضة المعروفة هي متغيرات ميرا لها فترات منتظمة ومطال من عدة أقدار، والمتغيرات شبه المنتظمة ذات الفترات الأقل وضوحا أو الفترات المتعددة والمطال الأقل، والمتغيرات الغير منتظمة البطيئة والتي ليس لها فترة اضحة اعتبرت على انها من فرع العملاق المقارب أو عمالقة حمراء. وبعض نجوم فرع العملاق الأحمر لم تعتبر ابدا نجوم متغيرة. وهناك بعض الاستثناءات لبعض النجوم حددت على انها عملاق مقارب ذات لمعان منخفض.

بدأت الدراسات في أواخر القرن العشرين تشير إلى أن جميع عمالقة الفئة M كانت نجوم متغيرة لها مطال قدرة 10 ملي أو أكثر، ومن المرجح أن عمالقة الفئة K متغيرة أيضا لكن لها مطال أصغر. وهذه النجوم المتغيرة من بين العمالقة الحمراء الأكثر سطوعا، وعلى مقربة من رأس فرع العملاقة الحمراء، ولكن كان من الصعب القول بأن جميع هذة النجوم هي في الواقع عملاق مقارب. وتظهر هذة النجوم فترة مطال ذات علاقة مع متغيرات المطال الكبيرة النابضة ببطء أكثر.

 انظر ايضأ 
 رأس فرع العملاق الأحمر
 مراجع 

 مصادر 
 
 
 وصلات خارجية 
 تسلسل تطور ما بعد النسق الأساسي من خلال حرق الهليوم
 متغيرات الفترة الطويلة - علاقة فترة المعان والتصنيف في بعثة غايا

تصنيف:أنواع النجوم
تصنيف:تصنيفات هرتسبرونغ وراسل
تصنيف:عمالقة حمراء