الفرع الأفقي

الفرع الأفقي ( HB ) هو مرحلة من مراحل تطور النجوم تلي مباشرةً فرع العملاق الأحمر في النجوم التي تتشابه كتلتها مع كتلة الشمس . تستمد نجوم الفرع الأفقي طاقتها من اندماج الهيليوم في النواة (عبر عملية ألفا الثلاثية) ومن اندماج الهيدروجين (عبر دورة CNO ) في غلاف يحيط بالنواة. يؤدي بدء اندماج الهيليوم في النواة عند طرف فرع العملاق الأحمر إلى تغييرات جوهرية في بنية النجم ، مما ينتج عنه انخفاض عام في اللمعان ، وانكماش جزئي في الغلاف النجمي، وارتفاع درجة حرارة السطح.

اكتُشفت نجوم الفرع الأفقي مع أولى الدراسات الفوتوغرافية المعمقة للتجمعات النجمية الكروية ^{[ 1 ] [ 2 ]} ، وتميزت بغيابها عن جميع التجمعات النجمية المفتوحة التي دُرست حتى ذلك الحين. سُميت هذه النجوم بالفرع الأفقي لأن نجوم الفرع الأفقي، في التجمعات النجمية منخفضة المعدنية كالتجمعات النجمية الكروية ، تقع على خط أفقي تقريبًا في مخطط هرتزبرونغ-راسل . ولأن نجوم التجمع النجمي الواحد تقع جميعها على مسافة متساوية تقريبًا منا، فإن سطوعها الظاهري يرتبط ارتباطًا وثيقًا بسطوعها المطلق، وبالتالي تظهر خصائص السطوع المطلق بوضوح على مخطط هرتزبرونغ-راسل الخاص بنجوم ذلك التجمع، دون أن تتأثر بالمسافة وما يترتب عليها من عدم دقة في قياس السطوع.

بعد استنفاد الهيدروجين في نواتها، تغادر النجوم التسلسل الرئيسي وتبدأ عملية الاندماج النووي في غلاف هيدروجيني يحيط بنواة الهيليوم، لتصبح عمالقة على فرع العملاق الأحمر . في النجوم التي تصل كتلتها إلى 2.3 ضعف كتلة الشمس، تصبح نواة الهيليوم منطقة من المادة المتدهورة التي لا تُساهم في توليد الطاقة . وتستمر هذه النواة في النمو وارتفاع درجة حرارتها مع ازدياد كمية الهيليوم الناتجة عن اندماج الهيدروجين في الغلاف . ^{[ 3 ]}

إذا كانت كتلة النجم تزيد عن نصف كتلة الشمس تقريبًا ، ^{[ 4 ]} فإن نواته تصل في النهاية إلى درجة الحرارة اللازمة لاندماج الهيليوم إلى كربون عبر عملية ألفا الثلاثية . يبدأ اندماج الهيليوم في منطقة النواة، مما يؤدي إلى ارتفاع فوري في درجة الحرارة وزيادة سريعة في معدل الاندماج . في غضون ثوانٍ قليلة، تصبح النواة غير متحللة وتتمدد بسرعة، مُحدثةً ما يُعرف بوميض الهيليوم . تبدأ النوى غير المتحللة الاندماج بسلاسة أكبر، دون وميض. تمتص طبقات البلازما العلوية ناتج هذا الحدث، لذا لا تُرى آثاره من خارج النجم. ينتقل النجم الآن إلى حالة توازن جديدة ، ويتحول مساره التطوري من فرع العملاق الأحمر إلى الفرع الأفقي لمخطط هرتزبرونغ-راسل . ^{[ 3 ]}

النجوم التي تتراوح كتلتها الأولية بين 2.3 و 8 أضعاف _{كتلة الشمس تقريبًا} ، تمتلك نوى هيليوم أكبر حجمًا لا تتدهور. بدلًا من ذلك، تصل نوى هذه النجوم إلى كتلة شونبيرغ-تشاندراسيكار، حيث تفقد توازنها الهيدروستاتيكي والحراري. عندئذٍ، تنكمش وترتفع درجة حرارتها، مما يُحفز اندماج الهيليوم قبل أن تتدهور النواة. كما تزداد حرارة هذه النجوم أثناء اندماج الهيليوم في النواة، لكن كتل نواة هذه النجوم تختلف، وبالتالي تختلف إضاءتها، عن نجوم الفرع العملاق الأحمر. وتتغير درجة حرارتها أثناء اندماج الهيليوم في النواة، وتُظهر حلقة زرقاء قبل الانتقال إلى فرع العملاق المقارب. أما النجوم التي تزيد كتلتها عن 8 أضعاف كتلة الشمس _{تقريبًا،} فتُشعل هيليوم نواتها بسلاسة، وتستمر في حرق عناصر أثقل كعملاق أحمر فائق . ^{[ 5 ]}   

تبقى النجوم على الفرع الأفقي لحوالي 100 مليون سنة، وتزداد لمعانًا تدريجيًا بنفس الطريقة التي تزداد بها لمعان نجوم التسلسل الرئيسي كما توضح نظرية فيريال . وعندما ينفد الهيليوم الموجود في نواتها، تنتقل إلى مرحلة احتراق غلاف الهيليوم على فرع العملاق المقارب (AGB). على هذا الفرع، تصبح أبرد وأكثر لمعانًا. ^{[ 3 ]}

تتشابه جميع النجوم الواقعة على الفرع الأفقي في كتل نواتها، بعد وميض الهيليوم. وهذا يعني أن لها لمعاناً متقارباً جداً، وبالتالي يكون الفرع أفقياً على مخطط هرتزبرونغ-راسل المرسوم حسب القدر الظاهري.

يعتمد حجم ودرجة حرارة نجم الفرع الأفقي على كتلة غلاف الهيدروجين المتبقي حول نواة الهيليوم. النجوم ذات أغلفة الهيدروجين الأكبر تكون أبرد. وهذا ما يُفسر امتداد النجوم على طول الفرع الأفقي عند ثبات اللمعان. ويكون تأثير تغير درجة الحرارة أقوى بكثير عند انخفاض نسبة المعادن ، لذا عادةً ما تتميز العناقيد النجمية القديمة بفروع أفقية أكثر وضوحًا. ^{[ 6 ]}

على الرغم من أن الفرع الأفقي سُمّي بهذا الاسم لأنه يتكون في معظمه من نجوم ذات قدر مطلق متقارب عبر نطاق واسع من درجات الحرارة، وتقع على شكل شريط أفقي في مخططات اللون-القدر، إلا أن هذا الفرع لا يكون أفقيًا عند طرفه الأزرق. ينتهي الفرع الأفقي بذيل أزرق، حيث تكون النجوم الأكثر سخونة ذات لمعان أقل، وأحيانًا بـ"خطاف أزرق" من النجوم شديدة السخونة. كما أنه لا يكون أفقيًا عند تمثيله بيانيًا حسب اللمعان الكلي، حيث تكون نجوم الفرع الأفقي الأكثر سخونة أقل لمعانًا من النجوم الأكثر برودة. ^{[ 7 ]}

تتميز نجوم الفرع الأفقي الأكثر سخونة، والتي تُعرف باسم نجوم الفرع الأفقي المتطرفة، بدرجات حرارة تتراوح بين 20,000 و30,000  كلفن. وهذا يتجاوز بكثير ما هو متوقع لنجم عادي ذي نواة تحرق الهيليوم. تشمل النظريات التي تفسر هذه النجوم التفاعلات الثنائية، و"النبضات الحرارية المتأخرة"، حيث تحدث نبضة حرارية، وهي نبضة تحدث بانتظام في نجوم الفرع العملاق المقارب (AGB)، بعد توقف الاندماج النووي ودخول النجم في مرحلة الرياح النجمية الفائقة. ^{[ 8 ]} تُولد هذه النجوم من جديد بخصائص غير عادية. على الرغم من غرابة هذه العملية، يُتوقع حدوثها في 10% أو أكثر من نجوم ما بعد الفرع العملاق المقارب، مع أنه يُعتقد أن النبضات الحرارية المتأخرة فقط هي التي تُنشئ نجوم الفرع الأفقي المتطرفة، بعد مرحلة السديم الكوكبي وعندما يكون النجم المركزي قد بدأ بالفعل في التبريد ليتحول إلى قزم أبيض. ^{[ 9 ]}

تُظهر مخططات اللون-القدر (CMD ) للتجمعات النجمية الكروية عمومًا فروعًا أفقية ذات فجوة بارزة في هذا الفرع. هذه الفجوة في مخطط CMD توحي خطأً بأن التجمع لا يحتوي على نجوم في هذه المنطقة من مخطط CMD. تقع هذه الفجوة عند شريط عدم الاستقرار ، حيث توجد العديد من النجوم النابضة . تُعرف هذه النجوم النابضة في الفرع الأفقي باسم نجوم RR Lyrae المتغيرة ، وهي متغيرة السطوع بشكل واضح بفترات تصل إلى 1.2 يوم. ^{[ 10 ]}

يتطلب الأمر برنامج رصد مطول لتحديد القدر الظاهري الحقيقي (أي المتوسط ​​على مدار دورة كاملة) ولون النجم . عادةً ما يتجاوز هذا البرنامج نطاق دراسة مخطط اللون-القدر الظاهري للعنقود النجمي. ولهذا السبب، على الرغم من الإشارة إلى النجوم المتغيرة في جداول المحتوى النجمي للعنقود من خلال هذه الدراسة، إلا أنها لا تُدرج في التمثيل البياني لمخطط اللون-القدر الظاهري للعنقود لعدم توفر بيانات كافية لرسمها بشكل صحيح. غالبًا ما يؤدي هذا الإغفال إلى ظهور فجوة RR Lyrae في العديد من مخططات اللون-القدر الظاهري المنشورة للعناقيد الكروية. ^{[ 11 ]}

تُظهر التجمعات النجمية الكروية المختلفة غالبًا أشكالًا مختلفة للفرع الأفقي ، ما يعني أن النسب النسبية لنجوم الفرع الأفقي الموجودة في الطرف الأكثر سخونة من فجوة RR Lyr، وداخل هذه الفجوة، وفي الطرف الأبرد منها، تختلف اختلافًا كبيرًا من تجمع إلى آخر. ويُعدّ السبب الكامن وراء اختلاف أشكال الفرع الأفقي مشكلةً عريقةً في الفيزياء الفلكية النجمية . يُعدّ التركيب الكيميائي أحد العوامل (عادةً بمعنى أن التجمعات الأقل فلزات لها فروع أفقية زرقاء)، ولكن اقتُرحت أيضًا خصائص نجمية أخرى مثل العمر والدوران ومحتوى الهيليوم كعوامل مؤثرة في شكل الفرع الأفقي . وقد أُطلق على هذه المشكلة أحيانًا اسم "مشكلة المعامل الثاني" للتجمعات النجمية الكروية، نظرًا لوجود أزواج من التجمعات النجمية الكروية التي تبدو متماثلة في نسبة الفلزات، ومع ذلك تختلف أشكال فروعها الأفقية اختلافًا كبيرًا؛ ومن هذه الأزواج NGC 288 (الذي يتميز بفرع أفقي أزرق جدًا) و NGC 362 (الذي يتميز بفرع أفقي أحمر نوعًا ما). يشير مصطلح "المعامل الثاني" إلى أن هناك تأثيرًا فيزيائيًا غير معروف مسؤول عن اختلافات مورفولوجيا HB في التجمعات التي تبدو متطابقة في جوانب أخرى. ^{[ 7 ]}

تُعدّ النجوم العملاقة المتكتلة فئةً ذات صلة ، وهي تلك التي تنتمي إلى ما يُسمى بالتكتل الأحمر ، وتُمثّل نظائر المجموعة الأولى (التي تنتمي إلى المجموعة الثانية ) من نجوم الفرع الأفقي (HB)، وهي أصغر سنًا نسبيًا (وبالتالي أكبر كتلةً ) وأكثر غنىً بالمعادن عادةً . تدمج كلٌّ من نجوم الفرع الأفقي والنجوم العملاقة المتكتلة الهيليوم لتكوين الكربون في نواتها، ولكن الاختلافات في بنية طبقاتها الخارجية تُؤدّي إلى اختلاف أنواع النجوم المختلفة في أنصاف أقطارها ودرجات حرارتها الفعّالة ولونها . وبما أن مؤشر اللون هو الإحداثي الأفقي في مخطط هرتزبرونغ-راسل ، فإن أنواع النجوم المختلفة تظهر في أجزاء مختلفة من مخطط هرتزبرونغ-راسل على الرغم من مصدر طاقتها المشترك . في الواقع، يُمثّل التكتل الأحمر أحد أقصى أشكال مورفولوجيا الفرع الأفقي: فجميع النجوم تقع في الطرف الأحمر من الفرع الأفقي، وقد يصعب تمييزها عن النجوم التي تصعد فرع العملاق الأحمر لأول مرة. ^{[ 12 ]}