กิ่งแนวนอน ( HB ) เป็นขั้นตอนวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นทันทีหลังจากกิ่งดาวยักษ์แดงในดาวฤกษ์ที่มีมวลใกล้เคียงกับ ดวง อาทิตย์ดาวฤกษ์ในกิ่งแนวนอนได้รับพลังงานจากการหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลาง (ผ่านกระบวนการทริปเปิลอัลฟา) และการหลอมรวมไฮโดรเจน (ผ่านวัฏจักร CNO ) ในเปลือกที่ล้อมรอบแกนกลาง การเริ่มต้นของการหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลางที่ปลายกิ่งดาวยักษ์แดงทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างมากในโครงสร้างของดาวฤกษ์ส่งผลให้ความสว่าง โดยรวมลด ลง เปลือกดาวหดตัวลง และพื้นผิวมีอุณหภูมิสูงขึ้น

ดาวฤกษ์สาขาแนวนอนถูกค้นพบจาก การศึกษา โฟโตเมตริกเชิงภาพถ่าย ครั้งแรก ของกระจุกดาวทรงกลม^{[ 1 ] [ 2 ]} และโดดเด่นตรงที่ไม่มีอยู่ในกระจุกดาวเปิด ทั้งหมด ที่ได้รับการศึกษาจนถึงเวลานั้น สาขาแนวนอนได้รับการตั้งชื่อเช่นนี้เพราะใน กลุ่มดาวที่ มีโลหะ ต่ำ เช่นกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษ์ HB จะเรียงตัวตามแนวเส้นแนวนอนโดยประมาณในแผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์เนื่องจากดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมหนึ่งๆ อยู่ห่างจากเราในระยะทางที่ใกล้เคียงกัน ความสว่างปรากฏของพวกมันจึงมีความสัมพันธ์เดียวกันกับความสว่างสัมบูรณ์ ดังนั้นคุณสมบัติที่เกี่ยวข้องกับความสว่างสัมบูรณ์จึงมองเห็นได้ชัดเจนบนแผนภาพ HR ที่จำกัดเฉพาะดาวฤกษ์ในกระจุกดาวนั้น โดยไม่กระจายไปตามระยะทางและความไม่แน่นอนของความสว่าง

หลังจากที่ใช้ไฮโดรเจนแกนกลางหมดแล้ว ดาวฤกษ์จะออกจากลำดับหลักและเริ่มการหลอมรวมในเปลือกไฮโดรเจนรอบแกนฮีเลียมและกลายเป็นดาวยักษ์บนกิ่งดาวยักษ์แดงในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากถึง 2.3 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์แกนฮีเลียมจะกลายเป็นบริเวณของสสารเสื่อมสภาพที่ไม่ก่อให้เกิดพลังงานมันยังคงเติบโตและเพิ่มอุณหภูมิ ขึ้นเรื่อย ๆเนื่องจากการหลอมรวมไฮโดรเจนในเปลือกทำให้เกิดฮีเลียม มากขึ้น ^{[ 3 ]}

หากดาวฤกษ์มีมวลมากกว่าประมาณ 0.5 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์^[ 4 ^{] แกน}กลางจะถึงอุณหภูมิที่จำเป็นสำหรับการหลอมรวมฮีเลียมเป็นคาร์บอนผ่านกระบวนการทริปเปิลอัลฟาการเริ่มต้นของการหลอมรวมฮีเลียมจะเริ่มขึ้นทั่วบริเวณแกนกลาง ซึ่งจะทำให้เกิดการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิในทันทีและอัตราการหลอมรวม ที่เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ภายในไม่กี่วินาที แกนกลางจะกลายเป็นแกนกลางที่ไม่เสื่อมสภาพและขยายตัวอย่างรวดเร็ว ทำให้เกิดเหตุการณ์ที่เรียกว่าแสงวาบฮีเลียมแกนกลางที่ไม่เสื่อมสภาพจะเริ่มต้นการหลอมรวมได้อย่างราบรื่นมากขึ้นโดยไม่มีแสงวาบ ผลผลิตของเหตุการณ์นี้จะถูกดูดซับโดยชั้นพลาสมาด้านบน ดังนั้นจึงไม่สามารถมองเห็นผลกระทบจากภายนอกดาวฤกษ์ได้ ตอนนี้ดาวฤกษ์จะเปลี่ยนไปสู่ สถานะ สมดุล ใหม่ และเส้นทางวิวัฒนาการของมันจะเปลี่ยนจากสาขายักษ์แดง (RGB) ไปยังสาขาแนวนอนของแผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์^{[ 3 ]}

_{ดาวฤกษ์ ที่มี}มวลเริ่มต้นระหว่างประมาณ 2.3  M☉ถึง 8  M☉จะมีแกนฮีเลียมขนาดใหญ่กว่าซึ่งจะไม่เสื่อมสภาพ แต่แกนของพวกมันจะถึงมวล Schönberg–Chandrasekharซึ่งพวกมันจะไม่อยู่ในสมดุลอุทกสถิตหรือสมดุลความร้อนอีกต่อไป จากนั้นพวกมันจะหดตัวและร้อนขึ้น ซึ่งกระตุ้นให้เกิดการหลอมรวมฮีเลียมก่อนที่แกนจะเสื่อมสภาพ ดาวฤกษ์เหล่านี้จะร้อนขึ้นในระหว่างการหลอมรวมฮีเลียมในแกน แต่พวกมันมีมวลแกนที่แตกต่างกันและด้วยเหตุนี้จึงมีความสว่างที่แตกต่างจากดาว HB พวกมันมีอุณหภูมิแปรผันในระหว่างการหลอมรวมฮีเลียมในแกนและเกิดการวนลูปสีน้ำเงิน ก่อนที่จะเคลื่อนไปยังกิ่ง _{ยักษ์}เชิงเส้นกำกับ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าประมาณ 8  M☉จะจุดประกายฮีเลียมในแกนอย่างราบรื่น และยังเผาไหม้ธาตุที่หนักกว่าต่อไปใน ฐานะ ดาวยักษ์แดง^{[ 5 ]}

ดาวฤกษ์จะอยู่บนกิ่งแนวนอนเป็นเวลาประมาณ 100 ล้านปี โดยจะค่อยๆ สว่างขึ้นเรื่อยๆ ในลักษณะเดียวกับที่ดาวฤกษ์ในลำดับหลักเพิ่มความสว่างขึ้นตามที่ทฤษฎีวิเรียลแสดงให้เห็น เมื่อฮีเลียมในแกนกลางหมดลงในที่สุด พวกมันจะเข้าสู่การเผาไหม้เปลือกฮีเลียมบนกิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับ (AGB) บน AGB พวกมันจะเย็นลงและสว่างขึ้นมาก^{[ 3 ]}

ดาวฤกษ์บนกิ่งแนวนอนทั้งหมดมีมวลแกนกลางที่คล้ายคลึงกันมาก หลังจากเกิดปรากฏการณ์ฮีเลียมแฟลช ซึ่งหมายความว่าพวกมันมีความสว่างที่คล้ายคลึงกันมาก และในแผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์ที่วาดตามความสว่างปรากฏ กิ่งนั้นจะอยู่ในแนวราบ

ขนาดและอุณหภูมิของดาว HB ขึ้นอยู่กับมวลของชั้นไฮโดรเจนที่เหลืออยู่รอบแกนฮีเลียม ดาวที่มีชั้นไฮโดรเจนขนาดใหญ่กว่าจะมีอุณหภูมิต่ำกว่า ซึ่งทำให้ดาวกระจายไปตามกิ่งแนวนอนที่ความสว่างคงที่ ผลกระทบของการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิจะรุนแรงกว่ามากที่ความเป็นโลหะ ต่ำ ดังนั้นกระจุกดาวเก่ามักจะมีกิ่งแนวนอนที่เด่นชัดกว่า^{[ 6 ]}

แม้ว่าสาขาแนวนอนจะถูกตั้งชื่อเช่นนั้นเพราะส่วนใหญ่ประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่มีความสว่างสัมบูรณ์ใกล้เคียงกันในช่วงอุณหภูมิต่างๆ ซึ่งอยู่ในแนวราบในแผนภาพสี-ความสว่าง แต่สาขานี้ก็ไม่ได้อยู่ในแนวราบเลยที่ปลายสีน้ำเงิน สาขาแนวนอนสิ้นสุดลงที่ "หางสีน้ำเงิน" โดยดาวฤกษ์ที่ร้อนกว่าจะมีความสว่างน้อยกว่า และบางครั้งก็มี "ตะขอสีน้ำเงิน" ของดาวฤกษ์ที่ร้อนจัด นอกจากนี้ยังไม่อยู่ในแนวราบเมื่อพล็อตตามความสว่างโบโลเมตริก โดยดาวฤกษ์ในสาขาแนวนอนที่ร้อนกว่าจะมีความสว่างน้อยกว่าดาวฤกษ์ที่เย็นกว่า^{[ 7 ]}

ดาวฤกษ์สาขาแนวนอนที่ร้อนที่สุด ซึ่งเรียกว่าสาขาแนวนอนสุดขั้ว มีอุณหภูมิ 20,000–30,000 K ซึ่งสูงกว่าที่คาดไว้สำหรับดาวฤกษ์ที่เผาไหม้ฮีเลียมในแกนกลางตามปกติ ทฤษฎีที่ใช้อธิบายดาวฤกษ์เหล่านี้ ได้แก่ ปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวคู่ และ "พัลส์ความร้อนช่วงปลาย" ซึ่งเป็นพัลส์ความร้อนที่ ดาวฤกษ์ สาขายักษ์เชิงเส้นกำกับ (AGB) ประสบเป็นประจำ เกิดขึ้นหลังจากฟิวชั่นหยุดลงและดาวฤกษ์เข้าสู่ระยะซูเปอร์วินด์^{[ 8 ]} ดาวฤกษ์เหล่านี้ "เกิดใหม่" ด้วยคุณสมบัติที่ผิดปกติ แม้ว่ากระบวนการนี้จะฟังดูแปลกประหลาด แต่คาดว่าจะเกิดขึ้นกับดาวฤกษ์หลัง AGB มากกว่า 10% แม้ว่าจะคิดว่าพัลส์ความร้อนช่วงปลายเท่านั้นที่สร้างดาวฤกษ์สาขาแนวนอนสุดขั้ว หลังจากระยะเนบิวลาดาวเคราะห์และเมื่อดาวฤกษ์ศูนย์กลางกำลังเย็นตัวลงไปสู่ดาวแคระขาว^{[ 9 ]}

โดยทั่วไปแล้ว CMD ( แผนภาพสี-ความสว่าง ) ของกระจุกดาวทรงกลมจะแสดงกิ่งแนวนอนที่มีช่องว่างเด่นชัดใน HB ช่องว่างใน CMD นี้ทำให้เข้าใจผิดว่ากระจุกดาวไม่มีดาวในบริเวณนี้ของ CMD ช่องว่างนี้เกิดขึ้นที่แถบความไม่เสถียรซึ่ง มี ดาวฤกษ์ที่สั่นไหวอยู่มากมาย ดาวฤกษ์กิ่งแนวนอนที่สั่นไหวเหล่านี้เรียกว่า ดาว แปรแสง RR Lyraeและเห็นได้ชัดว่าความสว่าง แปรผัน โดยมีคาบสูงสุดถึง 1.2 วัน^{[ 10 ]}

จำเป็นต้องมีโปรแกรมการสังเกตการณ์ที่ยาวนานเพื่อกำหนด ขนาดปรากฏและสีที่แท้จริงของดาว (นั่นคือ เฉลี่ยตลอดช่วงเวลาเต็ม) โปรแกรมดังกล่าวโดยทั่วไปอยู่นอกเหนือขอบเขตของการตรวจสอบแผนภาพสี-ขนาดของกระจุกดาว ด้วยเหตุนี้ แม้ว่าดาวแปรแสงจะถูกบันทึกไว้ในตารางเนื้อหาดาวของกระจุกดาวจากการตรวจสอบดังกล่าว แต่ดาวแปรแสง เหล่านี้ ไม่ได้รวมอยู่ในการนำเสนอกราฟิกของ CMD ของกระจุกดาว เนื่องจากไม่มีข้อมูลที่เพียงพอสำหรับการพล็อตอย่างถูกต้อง การละเว้นนี้มักส่งผลให้เกิดช่องว่าง RR Lyraeที่เห็นใน CMD ของกระจุกดาวทรงกลมที่ตีพิมพ์จำนวนมาก^{[ 11 ]}

กระจุกดาวทรงกลมที่แตกต่างกันมักแสดงลักษณะทางสัณฐานวิทยา ของดาว HB ที่แตกต่างกัน ซึ่งหมายความว่าสัดส่วนสัมพัทธ์ของดาว HB ที่อยู่ทางด้านร้อนของช่องว่าง RR Lyr ภายในช่องว่าง และทางด้านเย็นของช่องว่างนั้นแตกต่างกันอย่างมากในแต่ละกระจุกดาว สาเหตุพื้นฐานของลักษณะทางสัณฐานวิทยาของดาว HB ที่แตกต่างกันนี้เป็นปัญหาที่ถกเถียงกันมานานในฟิสิกส์ดาราศาสตร์องค์ประกอบทางเคมีเป็นปัจจัยหนึ่ง (โดยปกติในแง่ที่ว่ากระจุกดาวที่มีโลหะน้อยกว่าจะมีดาว HB สีฟ้ากว่า) แต่คุณสมบัติอื่นๆ ของดาวฤกษ์ เช่นอายุการหมุนและปริมาณฮีเลียมก็ได้รับการเสนอแนะว่ามีผลต่อลักษณะทางสัณฐานวิทยา ของดาว HB ด้วย เช่นกัน บางครั้งสิ่งนี้ถูกเรียกว่า "ปัญหาพารามิเตอร์ที่สอง" สำหรับกระจุกดาวทรงกลม เนื่องจากมีกระจุกดาวทรงกลมคู่หนึ่งที่ดูเหมือนจะมีโลหะ ในปริมาณเท่ากัน แต่มีลักษณะทางสัณฐานวิทยาของดาว HB ที่แตกต่างกันมาก ตัวอย่างเช่นNGC 288 (ซึ่งมีดาว HB สีฟ้ามาก) และNGC 362 (ซึ่งมีดาว HB สีแดงค่อนข้างมาก) ป้ายกำกับ "พารามิเตอร์ที่สอง" ยอมรับว่ามีผลกระทบทางกายภาพที่ไม่ทราบสาเหตุบางอย่างที่ทำให้เกิดความแตกต่างของสัณฐานวิทยา HB ในกลุ่มคลัสเตอร์ที่ดูเหมือนจะเหมือนกันทุกประการ^{[ 7 ]}

กลุ่มดาวที่เกี่ยวข้องคือดาวยักษ์กระจุกซึ่งเป็นดาวที่เรียกว่ากระจุกสีแดงซึ่งเป็นดาวที่อายุน้อยกว่า (และจึงมีมวลมากกว่า ) และโดยทั่วไปแล้วมีโลหะ มากกว่า ในกลุ่มดาวประเภท Iเมื่อเทียบกับดาว HB (ซึ่งเป็นดาวประเภท II ) ทั้งดาว HB และดาวยักษ์กระจุกต่างก็หลอมรวมฮีเลียมเป็นคาร์บอนในแกนกลาง แต่ความแตกต่างในโครงสร้างของชั้นนอกส่งผลให้ดาวประเภทต่างๆ มีรัศมีอุณหภูมิยังผลและสี ที่แตกต่างกัน เนื่องจากดัชนีสีเป็นพิกัดแนวนอนในแผนภาพเฮิร์ตสปรุง-รัสเซลล์ดาวประเภทต่างๆ จึงปรากฏในส่วนต่างๆ ของ CMD แม้ว่าจะมี แหล่ง พลังงาน ร่วมกันก็ตาม ในทางปฏิบัติ กระจุกสีแดงแสดงถึงลักษณะสุดขั้วหนึ่งของกิ่งแนวนอน: ดาวทั้งหมดอยู่ที่ปลายสีแดงของกิ่งแนวนอน และอาจยากที่จะแยกแยะออกจากดาวที่กำลังขึ้นกิ่งยักษ์แดงเป็นครั้งแรก^{[ 12 ]}