Pelente biru

Pelente biru (; Inggeris: blue straggler) ialah sejenis bintang yang lebih berkilau dan lebih biru daripada yang dijangkakan. Biasanya dikenal pasti dalam kelompok bintang, mereka mempunyai suhu berkesan yang lebih tinggi daripada titik lepas jujukan utama untuk sesebuah kelompok bintang, iaiatu apabila bintang biasa mula berkembang ke arah cabang gergasi merah. Pelente biru pertama kali ditemui oleh Allan Sandage pada tahun 1953 semasa melakukan fotometri bintang dalam kelompok globul M3.

 Penerangan 
Teori piawai evolusi bintang berpendapat bahawa kedudukan bintang pada rajah Hertzsprung–Russell harus ditentukan hampir keseluruhannya oleh jisim awal bintang dan umurnya. Dalam sekelompok, semua bintang terbentuk pada masa yang hampir sama, dan oleh itu dalam gambar rajah H–R untuk kelompok, semua bintang harus terletak di sepanjang lengkung yang jelas ditetapkan mengikut umur kelompok, dengan kedudukan bintang individu di atas lengkung tersebut ditentukan semata-mata oleh jisim awalnya. Dengan jisim dua hingga tiga kali ganda daripada bintang kelompok jujukan utama yang lain, pelente biru nampaknya merupakan pengecualian kepada peraturan ini. Penyelesaian masalah ini berkemungkinan berkaitan dengan interaksi antara dua atau lebih bintang dalam batas padat kelompok di mana pelente biru ditemui. Pelente biru juga ditemui di kalangan bintang lapangan, walaupun pengesanan mereka lebih sukar untuk dipisahkan daripada bintang gergasi jujukan utama yang tulen. Walau bagaimanapun, pelente biru lapangan boleh dikenal pasti dalam halo Bima Sakti, kerana semua bintang jujukan utama yang masih hidup adalah berjisim rendah.

 Pembentukan 
kiri|thumb| Imej Teleskop Angkasa Hubble NGC 6397, dengan beberapa pelente biru terang yang hadir 
Beberapa penjelasan telah dikemukakan untuk menjelaskan kewujudan pelente biru. Yang paling mudah ialah bintang-bintang biru itu terbentuk lebih lewat daripada bintang-bintang lain dalam kelompok, tetapi bukti untuk ini adalah terhad. Satu lagi cadangan mudah ialah pelente biru adalah sama ada bintang lapangan lain yang sebenarnya bukan ahli kelompok yang kebetulan kelihatan di situ juga, atau bintang medan yang ditangkap masuk oleh kelompok itu. Ini juga nampaknya tidak mungkin, kerana pelente biru sering berada di tengah-tengah kelompok tempat mereka berada. Penjelasan yang paling berkemungkinan ialah pelente biru adalah hasil daripada bintang yang datang terlalu dekat dengan bintang lain atau objek jisim yang serupa dan berlanggar. Bintang yang baru terbentuk itu mempunyai jisim yang lebih tinggi, dan menempati kedudukan pada gambarajah HR yang akan dihuni oleh bintang muda yang tulen.

 Interaksi kelompok 
kanan|thumb| Video yang menunjukkan pergerakan bintang pelente biru dalam kelompok globular dari semasa ke semasa
Dua penjelasan yang paling berdaya maju yang dikemukakan untuk kewujudan pelente biru kedua-duanya melibatkan interaksi antara ahli kelompok. Satu penjelasan ialah mereka adalah bintang binari semasa atau dahulu yang sedang dalam proses penggabungan atau telah melakukannya. Penggabungan dua bintang akan menghasilkan satu bintang yang lebih besar, berpotensi dengan jisim yang lebih besar daripada bintang pada titik lepas jujukan utama. Walaupun bintang yang dilahirkan dengan jisim lebih besar daripada bintang pada titik lepas akan berkembang dengan cepat berbanding jujukan utama, komponen yang membentuk bintang yang lebih besar (melalui penggabungan) dengan itu akan menangguhkan perubahan sedemikian. Terdapat bukti yang menyokong pandangan ini, terutamanya bahawa pelente biru kelihatan lebih biasa di kawasan padat kelompok, terutamanya dalam teras kelompok globul. Memandangkan terdapat lebih banyak bintang bagi setiap unit isi padu, perlanggaran dan pertemuan rapat adalah jauh lebih berkemungkinan dalam kelompok berbanding bintang lapangan dan pengiraan bilangan perlanggaran yang dijangkakan adalah konsisten dengan bilangan pelente biru yang diperhatikan.
kiri|thumb| NGC 6752, kelompok globul yang mengandungi bilangan bintang pelente biru yang tinggi 
Salah satu cara untuk menguji hipotesis ini adalah dengan mengkaji denyutan pelente biru berubah-ubah. Sifat asteroseismologi bintang yang bergabung mungkin berbeza dengan ukuran pembolehubah berdenyut biasa dengan jisim dan kecerahan yang serupa. Walau bagaimanapun, pengukuran denyutan adalah sangat sukar, memandangkan kekurangan pelente biru berubah, amplitud fotometri kecil denyutan mereka dan medan sesak tempat bintang-bintang ini sering dijumpai. Beberapa pelente biru telah diperhatikan berputar dengan cepat, dengan satu contoh dalam 47 Tucanae diperhatikan berputar 75 kali lebih cepat daripada Matahari, yang konsisten dengan pandangan pembentukan melalui perlanggaran.

Penjelasan lain bergantung pada pemindahan jisim antara dua bintang yang dilahirkan dalam sistem bintang binari. Yang lebih besar daripada dua bintang dalam sistem akan berkembang dahulu dan apabila ia mengembang, akan melimpahi lobus Rochenya. Jisim akan berpindah dengan cepat daripada pasangan yang pada mulanya lebih besar kepada yang kurang jisim dan seperti hipotesis perlanggaran, akan menjelaskan mengapa terdapat bintang jujukan utama yang lebih besar daripada bintang lain dalam kelompok yang telah melepasi jujukan utamanya. Pemerhatian terhadap pelente biru telah mendapati bahawa sesetengahnya mempunyai karbon dan oksigen yang jauh lebih sedikit dalam fotosfera mereka daripada biasa, yang merupakan bukti bahan luar mereka telah dikorek dari bahagian dalaman bintang pendampingnya.

Secara keseluruhan, terdapat bukti yang menyokong kedua-dua perlanggaran dan pemindahan jisim antara bintang binari. Dalam M3, 47 Tucanae dan NGC 6752, kedua-dua mekanisme nampaknya beroperasi, dengan perlanggaran pelente biru menduduki teras kelompok dan pemindahan jisim pelente biru di pinggir. Penemuan rakan kerdil putih jisim rendah di sekitar dua pelente biru di medan Kepler menunjukkan dua pelente biru ini mendapat jisim melalui pemindahan jisim yang stabil.

 Pembentukan medan 
kiri|thumb| 47 Tucanae mengandungi sekurang-kurangnya 21 pelente biru berhampiran terasnya. 
Pelente biru juga ditemui di kalangan bintang lapangan, hasil daripada interaksi binari yang rapat. Memandangkan pecahan binari rapat meningkat dengan kelogaman yang semakin berkurangan, pelente biru semakin berkemungkinan ditemui di seluruh populasi bintang yang miskin logam. Walau bagaimanapun, pengenalpastian pelente biru di kalangan bintang lapangan adalah lebih sukar berbanding kelompok bintang, kerana campuran umur bintang dan kelogaman antara bintang lapangan. Walau bagaimanapun, pelente biru lapangan boleh dikenal pasti dalam kalangan populasi bintang lama, seperti halo Bima Sakti, atau galaksi kerdil.

 Pelente merah dan kuning 
"Pelente kuning" atau "pelente merah" ialah bintang dengan warna di antara bahagian titik lepas dan cabang gergasi merah tetapi lebih cerah daripada dahan subgergasi. Bintang sedemikian telah dikenal pasti dalam kelompok bintang terbuka dan globul. Bintang-bintang ini mungkin bekas bintang pelente biru yang kini berkembang ke arah cabang gergasi.

 Lihat juga 




 Rujukan 

Kategori:Kelompok bintang
Kategori:Jenis bintang
Kategori:Pelente biru