Cabang mengufuk
Cabang mengufuk (HB; Jawi: چابڠ مڠوفوق) ialah peringkat evolusi bintang yang serta-merta mengikuti cabang gergasi merah dalam bintang yang jisimnya serupa dengan Matahari. Bintang bercabang mengufuk dikuasakan oleh pelakuran helium dalam teras (melalui proses alfa ganda tiga) dan oleh pelakuran hidrogen (melalui kitaran CNO) dalam cangkerang yang mengelilingi teras. Permulaan pelakuran helium teras di hujung cabang gergasi merah menyebabkan perubahan besar dalam struktur bintang, mengakibatkan pengurangan keseluruhan dalam kecerahan, sedikit penguncupan sampul bintang, dan permukaan mencapai suhu yang lebih tinggi.
Penemuan
[sunting | sunting sumber]Bintang cabang mengufuk ditemui dengan kajian fotometri fotografi mendalam yang pertama bagi kelompok globul[1][2] dan terkenal kerana tidak muncul dalam semua kelompok terbuka yang telah dikaji sehingga masa itu. Cabang mengufuk dinamakan sedemikian kerana dalam koleksi bintang kelogaman rendah seperti kelompok globul, bintang HB terletak di sepanjang garisan mengufuk secara kasar dalam rajah Hertzsprung–Russell. Memandanghkan bintang-bintang bagi satu kelompok globul semuanya pada dasarnya berada pada jarak yang sama dari kita, magnitud ketara mereka semuanya mempunyai hubungan yang sama dengan magnitud mutlaknya, maka sifat berkaitan magnitud mutlak boleh dilihat dengan jelas pada rajah HR terhad kepada bintang-bintang gugusan itu, tidak tersebar oleh jarak dan kemudiannya ketidakpastian magnitud.
Evolusi
[sunting | sunting sumber]
Selepas kehabisan hidrogen terasnya, bintang meninggalkan jujukan utama dan memulakan pelakuran dalam cangkerang hidrogen di sekeliling teras helium dan menjadi gergasi pada cabang gergasi merah. Dalam bintang dengan jisim sehingga 2.3 kali jisim Matahari, teras helium menjadi kawasan jirim degenerat yang tidak menyumbang kepada penjanaan tenaga. Ia terus berkembang dan meningkat dalam suhu kerana pelakuran hidrogen dalam cangkerang menyumbang lebih banyak helium.
Jika bintang mempunyai lebih daripada kira-kira 0.5 jisim suria,[3] teras akhirnya mencapai suhu yang diperlukan untuk pelakuran helium menjadi karbon melalui proses alfa ganda tiga. Permulaan pelakuran helium bermula merentasi kawasan teras, yang akan menyebabkan kenaikan suhu serta-merta dan peningkatan pesat dalam kadar pelakuran. Dalam beberapa saat, teras menjadi tidak degenerat dan cepat mengembang lalu menghasilkan peristiwa yang dipanggil kilat helium. Teras yang tidak terdegenerat memulakan pelakuran dengan lebih lancar, tanpa kilat. Keluaran peristiwa ini diserap oleh lapisan plasma di atas, jadi kesannya tidak dilihat dari luar bintang. Bintang kini bertukar kepada keadaan keseimbangan baharu, dan laluan evolusinya beralih daripada cabang gergasi merah (RGB) ke cabang mengufuk rajah Hertzsprung–Russell.
Bintang pada mulanya antara kira-kira 2.3 M☉ dan 8 M☉ mempunyai teras helium yang lebih besar yang tidak terdegenerat. Sebaliknya teras mereka mencapai jisim Schönberg–Chandrasekhar apabila mereka tidak lagi berada dalam keseimbangan hidrostatik atau haba. Mereka kemudian mengecut dan memanas, yang mencetuskan gabungan helium sebelum teras menjadi degenerat. Bintang-bintang ini juga menjadi lebih panas semasa pelakuran helium teras, tetapi mereka mempunyai jisim teras yang berbeza dan oleh itu kecerahan berbeza daripada bintang HB. Mereka berbeza dalam suhu semasa pelakuran helium teras dan melakukan gelung biru sebelum bergerak ke cabang gergasi tanpa gejala. Bintang lebih besar daripada kira-kira 8 M☉ juga menyalakan helium terasnya dengan lancar, dan juga membakar unsur yang lebih berat sebagai supergergasi merah.[4]
Bintang kekal di cabang mengufuk selama kira-kira 100 juta tahun, menjadi lebih berkilau secara perlahan-lahan dengan cara yang sama seperti bintang jujukan utama meningkatkan kekilauannya seperti yang ditunjukkan oleh teorem virial. Apabila helium teras mereka akhirnya habis, mereka maju ke pembakaran cangkerang helium pada cabang gergasi berasimptot (AGB). Pada AGB, mereka menjadi lebih sejuk dan lebih berkilau.
Morfologi cabang mengufuk
[sunting | sunting sumber]Bintang pada cabang mengufuk semuanya mempunyai jisim teras yang hampir sama, berikutan kilat helium. Ini bermakna bahawa mereka mempunyai kecerahan yang hampir sama, dan pada rajah Hertzsprung–Russell yang diplot mengikut magnitud visual, cabangnya adalah mengufuk.
Saiz dan suhu bintang HB bergantung kepada jisim sampul hidrogen yang tinggal di sekeliling teras helium. Bintang dengan sampul hidrogen yang lebih besar adalah lebih sejuk. Ini mewujudkan penyebaran bintang di sepanjang cabang mengufuk pada kilauan malar. Kesan variasi suhu adalah lebih kuat pada kelogaman yang lebih rendah, jadi kelompok lama biasanya mempunyai cabang mengufuk yang lebih ketara.[5]
Walaupun cabang mengufuk dinamakan kerana sebahagian besarnya terdiri daripada bintang dengan magnitud mutlak yang lebih kurang sama merentasi julat suhu, terletak dalam jalur mengufuk pada rajah magnitud warna, cabang itu tidaklah begitu mengufuk pada hujung biru. Cabang mengufuk berakhir dengan "ekor biru" dengan bintang yang lebih panas mempunyai kilauan yang lebih rendah, kadang-kadang dengan "cangkuk biru" bintang yang sangat panas. Ia juga tidak mengufuk apabila diplot oleh kecerahan bolometrik, dengan bintang cabang mengufuk yang lebih panas kurang berkilau daripada yang lebih sejuk. [6]
Bintang bercabang mengufuk yang paling panas, dirujuk sebagai cabang mengufuk melampau, mempunyai suhu 20,000–30,000 K. Ini jauh melebihi apa yang dijangkakan untuk bintang pembakaran helium teras biasa. Teori untuk menerangkan bintang-bintang ini termasuk interaksi binari, dan "denyut haba lewat", apabila denyutan haba yang dialami oleh bintang cabang gergasi berasimptot (AGB) secara kerap, berlaku selepas pelakuran terhenti dan bintang itu telah memasuki fasa superangin. [7] Bintang-bintang ini "dilahirkan semula" dengan sifat yang luar biasa. Walaupun proses bunyi yang pelik, ini dijangka berlaku untuk 10% atau lebih bintang selepas AGB, walaupun dianggap hanya denyutan haba lewat yang menghasilkan bintang bercabang mengufuk yang melampau, selepas fasa nebula planet dan apabila bintang pusat sudah menyejuk ke arah kerdil putih. [8]
Jurang RR Lyrae
[sunting | sunting sumber]
CMD kelompok globul (Rajah Magnitud Warna) secara amnya menunjukkan cabang mengufuk yang mempunyai jurang yang ketara dalam HB. Jurang dalam CMD ini secara salah menunjukkan bahawa kelompok tidak mempunyai bintang di kawasan CMDnya. Jurang berlaku pada jalur ketidakstabilan, apabila banyak bintang berdenyut ditemui. Bintang bercabang mengufuk yang berdenyut ini dikenali sebagai bintang pembolehubah RR Lyrae dan mereka jelas berubah-ubah kecerahannya dengan tempoh sehingga 1.2 hari.[9]
Ia memerlukan program pencerapan yang dilanjutkan untuk menentukan magnitud ketara dan warna sebenar bintang (iaitu, purata dalam tempoh penuh). Program sedemikian biasanya berada di luar skop penyiasatan rajah magnitud–warna sesuatu kelompok. Oleh sebab itu, sementara bintang pembolehubah dicatatkan dalam jadual kandungan bintang kelompok daripada penyiasatan sedemikian, bintang pembolehubah ini tidak disertakan dalam persembahan grafik kelompok CMD kerana data yang mencukupi untuk memplotkannya dengan betul tidak tersedia. Peninggalan ini sering mengakibatkan jurang RR Lyrae dilihat dalam banyak CMD kelompok globul yang diterbitkan.[10]
Kelompok globul yang berbeza selalunya memaparkan morfologi HB yang berbeza, yang bermaksud perkadaran relatif bintang HB yang wujud pada hujung yang lebih panas bagi jurang RR Lyr, dalam jurang, dan ke hujung jurang yang lebih sejuk berbeza-beza secara mendadak dari kelompok ke gugusan. Punca asas morfologi HB yang berbeza adalah masalah lama dalam astrofizik bintang. Komposisi kimia ialah satu faktor (biasanya dalam erti kata bahawa lebih banyak kelompok miskin logam mempunyai HB yang lebih biru), tetapi sifat bintang lain seperti umur, putaran dan kandungan helium juga telah dicadangkan sebagai mempengaruhi morfologi HB. Ini kadangkala dipanggil "Masalah Parameter Kedua" untuk kelompok globul, kerana wujud pasangan kelompok globul yang kelihatan mempunyai kelogaman yang sama namun mempunyai morfologi HB yang sangat berbeza; satu pasangan tersebut ialah NGC 288 (yang mempunyai HB yang sangat biru) dan NGC 362 (yang mempunyai HB yang agak merah). Label "parameter kedua" mengakui bahawa beberapa kesan fizikal yang tidak diketahui bertanggungjawab untuk perbezaan morfologi HB dalam kelompok yang kelihatan sebaliknya.[6]
Hubungan dengan rumpun merah
[sunting | sunting sumber]Kelas bintang yang berkaitan ialah gergasi rumpun, yang tergolong dalam rumpun merah, yang relatif lebih muda (dan dengan itu lebih besar) dan biasanya lebih banyak populasi I kaya logam setara dengan bintang HB (yang tergolong dalam populasi II). Kedua-dua bintang HB dan gergasi rumpun menggabungkan helium kepada karbon dalam terasnya, tetapi perbezaan dalam struktur lapisan luarnya mengakibatkan pelbagai jenis bintang mempunyai jejari, suhu berkesan dan warna yang berbeza. Memandangkan indeks warna ialah koordinat mengufuk dalam rajah Hertzsprung–Russell, jenis bintang yang berbeza muncul di bahagian CMD yang berlainan walaupun sumber tenaga yang sama. Sebenarnya, rumpun merah mewakili satu ekstrem morfologi cabang mengufuk: semua bintang berada di hujung merah cabang mengufuk, dan mungkin sukar untuk dibezakan daripada bintang yang menaiki cabang gergasi merah buat kali pertama.[11]
Rujukan
[sunting | sunting sumber]- ^ Arp, H. C.; Baum, W. A.; Sandage, A. R. (1952), "The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3", Astronomical Journal, 57: 4–5, Bibcode:1952AJ.....57....4A, doi:10.1086/106674
- ^ Sandage, A. R. (1953), "The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3", Astronomical Journal, 58: 61–75, Bibcode:1953AJ.....58...61S, doi:10.1086/106822
- ^ "Post Main Sequence Stars". Australia Telescope Outreach and Education. Dicapai pada 2 December 2012.
- ^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). "Evolution of Stars and Stellar Populations". Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
- ^ Rudolf Kippenhahn; Alfred Weigert; Achim Weiss (31 October 2012). Stellar Structure and Evolution. Springer Science & Business Media. m/s. 408–. ISBN 978-3-642-30304-3.
- ^ a b Lee, Young-Wook; Demarque, Pierre; Zinn, Robert (1994). "The Horizontal-Branch Stars in Globular Clusters. II. The Second Parameter Phenomenon". The Astrophysical Journal. 423: 248. Bibcode:1994ApJ...423..248L. doi:10.1086/173803.
- ^ Randall, S. K.; Calamida, A.; Fontaine, G.; Bono, G.; Brassard, P. (2011). "RAPIDLY PULSATING HOT SUBDWARFS IN ω CENTAURI: A NEW INSTABILITY STRIP ON THE EXTREME HORIZONTAL BRANCH?". The Astrophysical Journal. 737 (2): L27. Bibcode:2011ApJ...737L..27R. doi:10.1088/2041-8205/737/2/L27.
- ^ Jeffery, C. S. (2008). "Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction". Hydrogen-Deficient Stars. 391: 3. Bibcode:2008ASPC..391....3J.
- ^ American Association of Variable Star Observers. "Types of Variables". Diarkibkan daripada yang asal pada 17 October 2018. Dicapai pada 12 March 2011.
- ^ David Stevenson (9 May 2015). The Complex Lives of Star Clusters. Springer. m/s. 70–. ISBN 978-3-319-14234-0.
- ^ Hannu Karttunen; Pekka Kröger; Heikki Oja; Markku Poutanen; Karl Johan Donner (9 August 2007). Fundamental Astronomy. Springer Science & Business Media. m/s. 249–. ISBN 978-3-540-34144-4.
