Lakaran gambar rajah Hertzsprung–Russell bagi gugusan globular, menunjukkan orang-orang yang tersesat berwarna biru
**Pelente biru** (Jawi: ‏**ڤلينتي بيرو**‎code: ms is deprecated ‎; 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
-----------

 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

 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.

 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

 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
----------

* Algol berubah
* SX Phoenicis berubah

Rujukan
-------

1. ↑  Sandage, Allan (1953). "The color-magnitude diagram for the globular cluster M3". *The Astronomical Journal*. **58**: 61–75. Bibcode:1953AJ.....58...61S. doi:10.1086/106822.
2. ↑  John Noble Wilford (1991-08-27). "Cannibal Stars Find a Fountain of Youth". *The New York Times*. Dicapai pada 2010-01-18.
3. 1 2  Casagrande, Luca (2020-06-10). "Connecting the Local Stellar Halo and Its Dark Matter Density to Dwarf Galaxies via Blue Stragglers". *The Astrophysical Journal*. **896** (1): 26. arXiv:2005.09131. Bibcode:2020ApJ...896...26C. doi:10.3847/1538-4357/ab929f. ISSN 1538-4357.
4. ↑  "Too Close for Comfort". *Hubble Site*. NASA. August 7, 2003. Dicapai pada 2010-01-21.
5. 1 2  "NASA's Hubble Space Telescope Finds "Blue Straggler" Stars in the Core of a Globular Cluster". Hubble News Desk. 1991-07-24. Dicapai pada 2006-05-24.
6. 1 2  Leonard, Peter J. T. (1989). "Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem". *The Astronomical Journal*. **98**: 217–226. Bibcode:1989AJ.....98..217L. doi:10.1086/115138.
7. ↑  "Young Stars at Home in an Ancient Cluster". *ESA/Hubble Picture of the Week*. Dicapai pada 30 January 2012.
8. ↑  "Hubble Catches up with a Blue Straggler Star". Hubble News Desk. 1997-10-29. Dicapai pada 2022-04-28.
9. ↑  Shu, Frank (1982). *The Physical Universe*. University Science Books. ISBN 978-0-935702-05-7.
10. ↑  "Origin of Strange 'Blue Straggler' Stars Pinned Down". Space.com. 2006-10-05. Dicapai pada 2014-03-23.
11. ↑  Ferraro, F. R.; Sabbi, E.; Gratton, R.; Piotto, G.; Lanzoni, B.; Carretta, E.; Rood, R. T.; Sills, A.; Fusi Pecci, F. (2006-08-10). "Discovery of Carbon/Oxygen-depleted Blue Straggler Stars in 47 Tucanae: The Chemical Signature of a Mass Transfer Formation Process". *The Astrophysical Journal*. **647** (1): L53–L56. arXiv:astro-ph/0610081. Bibcode:2006ApJ...647L..53F. doi:10.1086/507327.
12. ↑  Nancy Atkinson (2009-12-23). "Blue Stragglers Can Be Either Vampires or Stellar Bad Boys". Universe Today. Dicapai pada 2010-01-18.
13. ↑  Mapelli, M. (2006). "The radial distribution of blue straggler stars and the nature of their progenitors". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **373** (1): 361–368. arXiv:astro-ph/0609220. Bibcode:2006MNRAS.373..361M. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11038.x. Unknown parameter `|displayauthors=` ignored (bantuan)
14. ↑  Di Stefano, Rosanne (2010). "Transits and Lensing by Compact Objects in the Kepler Field: Disrupted Stars Orbiting Blue Stragglers". *The Astronomical Journal*. **141** (5): 142. arXiv:1002.3009. Bibcode:2011AJ....141..142D. doi:10.1088/0004-6256/141/5/142.
15. ↑  Clark, L. Lee (2004). "The Blue Straggler and Main-Sequence Binary Population of the low-mass globular cluster Palomar 13". *The Astronomical Journal*. **128** (6): 3019–3033. arXiv:astro-ph/0409269. Bibcode:2004AJ....128.3019C. doi:10.1086/425886. Unknown parameter `|displayauthors=` ignored (bantuan)

| * l
* b
* s
Bintang |
| --- |
| Evolusi | 
* Pembentukan
* Bintang pra jujukan utama
* Jujukan utama
* Cabang mengufuk
* Cabang gergasi berasimptot
* Korekan
* Penanggalan ketidakstabilan
* Gumpalan merah
* Bintang PG 1159
* Pembolehubah Mira
* Nebula planet
* Nebula protoplanet
* Nova merah berkilau
* Pembolehubah biru berkilau
* Bintang Wolf–Rayet
* Penyamar supernova
* Supernova
* Hipernova
* Rajah Hertzsprung–Russell
* Rajah warna-warna
* Bintang populasi I
* Bintang populasi II
* Bintang populasi III

 |
| Protobintang | 
* Awan molekul
	+ Kawasan H II
* Globul Bok
* Objek najam muda
* Objek Herbig–Haro
* Jejak Hayashi
* Had Hayashi
* Jejak Henyey
* Orion
	+ T Tauri
	+ FU Orionis
* Herbig Ae/Be

 |
| Kelas kekilauan | 
* Subkerdil
* Kerdil
	+ Biru
	+ Merah
	+ Putih
	+ Kuning
	+ Hitam
	+ Perang
* Subgergasi
* Gergasi
	+ Biru
	+ Merah
* Gergasi terang
* Supergergasi
	+ Biru
	+ Merah
	+ Kuning
* Hipergergasi
	+ Kuning
* Pelente biru

 |
| Pengelasanspektrum | 
* O
* B
* A
* F
* G
* K
* M
* Be
* OB
* Subkerdil O
* Subkerdil B
* Jenis lewat
* Khusus
	+ Am
	+ Ap/Bp
		- Berayun
	+ Barium
	+ Karbon
	+ CH
	+ Helium lampau
	+ Lambda Boötis
	+ Plumbum
	+ Merkuri-mangan
	+ S
	+ Cangkerang
	+ Teknetium

 |
| Sisa | 
* + Kerdil putih
	+ Kerdil hitam
	+ Planet helium
* Bintang neutron
	+ Pulsar
	+ Magnetar
* Lohong hitam najam
* Bintang padat
	+ kuark
	+ Eksotik
* Teras najam: EF Eridani B

 |
| Bintang teori | 
* Bintang jirim gelap
* Bintang beku
* Bintang Planck
* Bintang Q
* Bintang Quasi
* Objek Thorne–Żytkow
* Bintang besi

 |
| Nukleosistesis | 
* Pembakaran deuterium
* Pembakaran litium
* Rantaian proton–proton
* Kitaran CNO
* Nyalaan helium
* Proses tiga alfa
* Pembakaran karbon
* Pembakaran neon
* Pembakaran oksigen
* Proses alfa
* Pembakaran silikon
* Proses S
* Proses R
* Fusor
* Nova
	+ Sisa

 |
| Struktur | 
* Teras
* Zon perolakan
	+ Kegeloraan mikro
	+ Ayunan
* Zon sinaran
* Atmosfera
	+ Fotosfera
	+ Tompok bintang
	+ Kromosfera
	+ Korona
* Angin najam
	+ Buih
* Asteroseismologi
* Kekilauan Eddington
* Mekanisme Kelvin–Helmholtz

 |
| Sifat | 
* Penamaan
* Dinamika
* Suhu berkesan
* Kinematik
* Medan magnet
* Magnitud
	+ Mutlak
* Jisim
* Kelogaman
* Putaran
* Warna UBV
* Perubahan

 |
| Sistem bintang | 
* Dedua
	+ Sentuh
	+ Sampul serupa
* Berbilang
* Cakera tokokan
* Kelompok bintang
	+ Himpunan
	+ Kelompok terbuka
	+ Kelompok globul
	+ Kelompok super bintang
* Sistem planet
* Sistem suria

 |
| Cerapanberpusat bumi | 
* Bintang kutub
* Bintang lilit kutub
* Magnitud
	+ Ketara
	+ Pemupusan
	+ Fotografi
	+ Warna
* Halaju jejarian
* Gerakan wajar
* Paralaks
* Bintang piawai fotometrik

 |
| Senarai | 
* Nama bintang
	+ Arab
	+ Cina
* Lampau
* Besar saiz
* Kecil saiz
* Terberat
* Teringan
* Suhu tertinggi
* Tercerah
	+ Bersejarah
* Terkilau
* Terdekat
	+ Cerah terdekat
* Bintang dengan eksoplanet
* Kerdil perang
* Kerdil putih
* Kolapsar
* Nova Bima Sakti
* Supernova terlihat
	+ Calon supernova
* Sisa supernova
* Nebula planet
* Garis masa astronomi najam

 |
| Rencana berkaitan | 
* Objek subnajam
	+ Kerdil perang
	+ Sub kerdil perang
	+ Planet
* Tahun galaktik
* Galaksi
* Supergugus
* Helioseismologi
* Bintang tetamu
* Buruj
* Asterisme
* Graviti
* Bintang antara galaksi
* Awan gelap infra merah

 |
| Kategori**Kategori:Bintang** · **Ikon portal Portal Bintang** |