Gelung biru
Dalam bidang evolusi bintang, gelung biru (Jawi: ݢلوڠ بيرو) atau lingkaran biru (Jawi: ليڠکرن بيرو) ialah satu peringkat dalam hayat bintang yang berevolusi yang apabila ia berubah daripada bintang sejuk kepada yang lebih panas sebelum menyejuk semula. Nama itu berasal daripada bentuk trek evolusi pada rajah Hertzsprung–Russell yang membentuk gelung ke arah bahagian biru (iaitu lebih panas) dalam rajah.
Gelung biru boleh berlaku untuk supergergasi merah, bintang cabang gergasi merah, atau bintang cabang gergasi berasimptot. Sesetengah bintang mungkin mengalami lebih daripada satu gelung biru. Banyak bintang boleh ubah berdenyut seperti Cepheid ialah bintang gelung biru. Bintang pada cabang mengufuk biasanya tidak dirujuk sebagai pada gelung biru walaupun ia buat sementara waktu lebih panas daripada cabang gergasi merah atau gergasi berasimptot. Gelung berlaku terlalu perlahan untuk diperhatikan untuk bintang individu, tetapi disimpulkan daripada teori dan daripada sifat dan taburan bintang dalam rajah H–R.
Gergasi merah
[sunting | sunting sumber]
Kebanyakan bintang pada cabang gergasi merah (RGB) mempunyai teras helium lengai dan kekal pada RGB sehingga kilat helium menggerakkannya ke cabang mendatar. Walau bagaimanapun, bintang lebih besar daripada kira-kira 2.3 M☉ tidak mempunyai teras lengai. Mereka menyalakan helium dengan lancar sebelum mencapai hujung cabang gergasi merah dan menjadi lebih panas semasa mereka membakar helium dalam teras mereka. Lebih banyak bintang besar menjadi lebih panas semasa fasa ini dan bintang dari kira-kira 5 M☉ ke atas biasanya dianggap sebagai mengalami gelung biru, yang bertahan dalam tertib sejuta tahun. Jenis gelung biru ini berlaku sekali sahaja dalam seumur hidup bintang.[1][2][3]
Cabang gergasi berasimptot
[sunting | sunting sumber]Bintang pada cabang gergasi asimptotik (AGB) mempunyai sebahagian besar teras lengai karbon dan oksigen, dan secara bergantian melakurkan hidrogen dan helium dalam cangkerang sepusat di sekeliling teras. Permulaan pembakaran cangkerang helium menyebabkan denyutan haba dan dalam beberapa kes ini akan menyebabkan bintang meningkatkan suhunya buat sementara waktu dan menjalani gelung biru. Banyak denyutan haba mungkin berlaku apabila cangkerang menghidupkan dan mematikannya secara bergantian, dan berbilang gelung biru boleh berlaku dalam bintang yang sama.[4]
Gergasi merah
[sunting | sunting sumber]Supergergasi merah ialah bintang besar yang telah meninggalkan jujukan utama dan sangat mengembang dan menyejuk. Kilauan tinggi dan graviti permukaan yang rendah bermakna ia kehilangan jisim dengan cepat. Supergergasi merah yang paling bercahaya boleh kehilangan jisim dengan cukup cepat sehingga mereka menjadi lebih panas dan lebih kecil. Dalam bintang yang paling besar, ini boleh menyebabkan bintang berkembang secara kekal dari peringkat supergergasi merah untuk menjadi supergergasi biru, tetapi dalam beberapa kes bintang akan melaksanakan gelung biru dan kembali menjadi supergergasi merah.[5][6]
Jalur ketidakstabilan
[sunting | sunting sumber]Bintang yang melaksanakan gelung biru melintasi bahagian kuning gambar rajah H–R di atas jujukan utama, supaya banyak daripada mereka melintasi kawasan yang dipanggil jalur ketidakstabilan kerana lapisan luar bintang di rantau itu tidak stabil dan berdenyut. Bintang dari dahan gergasi asimptotik yang melintasi jalur ketidakstabilan semasa gelung biru dianggap sebagai pembolehubah W Virginis. Bintang yang lebih besar, melintasi jalur ketidakstabilan semasa gelung biru dari dahan gergasi merah, dianggap membentuk pembolehubah δ Cephei. Kedua-dua jenis bintang mempunyai fotosfera bercahaya dan tidak stabil pada peringkat kehidupan mereka dan selalunya mempunyai spektrum supergergasi, walaupun kebanyakannya tidak cukup besar untuk melebur karbon atau mencapai supernova.[4][7][8]
Rujukan
[sunting | sunting sumber]- ^ Pols, Onno (September 2009). "Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning" (PDF). Stellar Structure and Evolution (lecture notes). Diarkibkan daripada yang asal (PDF) pada 2019-05-20. Dicapai pada 2019-01-17.
- ^ Xu, H. Y.; Li, Y. (2004). "Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops". Astronomy and Astrophysics. 418: 213–224. Bibcode:2004A&A...418..213X. doi:10.1051/0004-6361:20040024.
- ^ Halabi, Ghina M.; El Eid, Mounib (2012). "Sensitivity of the blue loops of intermediate-mass stars to nuclear reactions". American Institute of Physics Conference Series. 1498 (1): 334. arXiv:1410.1652. Bibcode:2012AIPC.1498..334H. doi:10.1063/1.4768514. S2CID 7679927.
- ^ a b Groenewegen, M. A. T.; Jurkovic, M. I. (2017). "Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds". Astronomy and Astrophysics. 603: A70. arXiv:1705.00886. Bibcode:2017A&A...603A..70G. doi:10.1051/0004-6361/201730687. S2CID 118883548.
- ^ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M. -Fernanda (2011). "Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective". Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. 80: 266. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
- ^ Saio, Hideyuki; Georgy, Cyril; Meynet, Georges (2013). "Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: Puzzling CNO surface abundances". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1246. arXiv:1305.2474. Bibcode:2013MNRAS.433.1246S. doi:10.1093/mnras/stt796.
- ^ Turner, David G.; Abdel-Sabour Abdel-Latif, Mohamed; Berdnikov, Leonid N. (2006). "Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (841): 410–418. arXiv:astro-ph/0601687. Bibcode:2006PASP..118..410T. doi:10.1086/499501. S2CID 12830101.
- ^ Duerbeck, H. W.; Seitter, W. C. (1996). "5.1.2.1 Cepheids - CEP". Stars and Star Clusters. Landolt-Börnstein - Group VI Astronomy and Astrophysics. 3B. m/s. 134–139. doi:10.1007/10057805_40. ISBN 978-3-540-56080-7.
