Blå efterladte

Blue stragglers er en type hovedsekvensstjerne i stjernehobe , der er placeret over og til venstre for hovedsekvensens vendepunkt på Gerushsprung-Russell-diagrammet . Således dvæler blå eftersiddere for længe på hovedsekvensen for deres parametre: de skal udvikle sig relativt hurtigt, og inden for det tidspunkt, der svarer til klyngens alder, bør de ikke længere være på hovedsekvensen. Det antages, at blå eftersiddere kan dukke op under sammenlægninger af stjerner og under udveksling af masser mellem dem.

De første stjerner af denne type blev opdaget af Allan Sandage i 1953 i M3 -hoben .

Beskrivelse

Blue stragglers [1] er en type hovedsekvensstjerner i stjernehobe , der er placeret over og til venstre for hovedsekvensens vendepunkt på Gerushsprung-Russell diagrammet , det vil sige, at de har højere temperaturer og lysstyrker [2] [3 ] . Massen af ​​disse stjerner er også højere end massen af ​​andre stjerner i hoben: i M 67 - hoben er massen af ​​stjerner ved vendepunktet ca. ⊙ [4] .

Sådanne stjerner observeres oftest i kugleformede stjernehobe , selvom de også kan findes i åbne [ 3] . Normalt er de koncentreret i selve centrum af hoben, hvor stjernerne er tættest placeret [5] [6] , men for eksempel i kuglehoben M 3 er de også til stede i områder længere væk fra centrum [2] .

Blå stragglers i kugleformede klynger kan være i ustabilitetsbåndet , der udviser SX Phoenix type variabilitet [7] .

Det er ofte muligt at skelne mellem to undergrupper af blå efterladte i en hob: "blå", hvis stjerner er i hovedsekvensen af ​​nul alder , og "røde", hvis stjerner er 0,75 lysere . For eksempel i M 30 -hoben er begge grupper tydeligt synlige og indeholder omtrent det samme antal stjerner [8] [9] .

Evolution

Set fra stjernernes udviklingssynspunkt er det særlige ved blå efterblevne, at de ikke forlader hovedsekvensen for længe . Jo mere massiv, lysere og blåere stjernen er, jo hurtigere udvikler den sig og forlader denne del af Hertzsprung-Russell-diagrammet . Da stjerner dannes i stjernehobe på nogenlunde samme tid, bør kun relativt svage og røde stjerner, der lever i lang tid, forblive i gamle hobe, og eksistensen af ​​klare blå stjerner, der er over og til venstre for vendepunktet, kræver en separat forklaring [9] [ 10] [11] .

Det er med denne funktion, at navnet på sådanne stjerner er forbundet. Udtrykket "straggler" kommer fra det engelske navn for sådanne stjerner blue stragglers , hvor ordet straggler betyder en haltende soldat, en tramp eller et haltende skib; desuden bruges sådanne navne som "blå efterslæbende stjerner" [12] , "blå vagabonde" og "ørkenstjerner" [2] nogle gange på russisk .

Årsager

De to hovedårsager til, at blå eftersiddere dukker op, er sammensmeltninger af stjerner og udveksling af masser mellem dem. Begge disse mekanismer forekommer mest sandsynligt ved en høj koncentration af stjerner, så stjerner af denne type er koncentreret i de centrale områder af hobe [3] [6] .

Under forhold i midten af ​​en kuglehob, hvor koncentrationen af ​​stjerner kan være så høj som 10 5 stjerner pr. kubik parsec , oplever op til 10 % af stjerner fusioner under deres udvikling, hvor de fleste af dem forekommer, når stjernerne er på hovedrækkefølge. I dette tilfælde kan fusionen ske både som et resultat af en utilsigtet kollision af to stjerner og som et resultat af udviklingen af ​​et tæt binært system . Disse begivenheder forekommer praktisk talt uden tab af masse, derudover, som et resultat af fusioner, blandes stoffet delvist, og brint fra de ydre områder kommer ind i kernen. Sammenlægninger producerer således hovedsekvensstjerner med højere masse end andre klyngestjerner, som bliver blå efterladere og forbliver på hovedsekvensen i nogen tid efter deres dannelse. Et af kendetegnene ved stjerner, der optræder på denne måde, er deres hurtige rotation [13] .

I nogle binære systemer er stjernerne ikke tæt nok på hinanden til , at de kan smelte sammen på et tidspunkt på grund af tabet af vinkelmomentum , men masseudveksling kan stadig forekomme. På et bestemt tidspunkt øges den mere massive stjerne i systemet i størrelse og fylder dens Roche-lap , og stoffet fra dens overflade begynder at strømme til den anden stjerne. I dette tilfælde kan massen af ​​den anden stjerne overstige stjernernes masse ved vendepunktet, og den bliver en blå efterlader [13] .

De "røde" og "blå" undergrupper af blå efterladere (se ovenfor ) er dannet på forskellige måder. De fleste af stjernerne i den "blå" undergruppe er dannet efter sammenbruddet af kernen, når det indre af klyngen krymper kraftigt, og der opstår et stort antal tilfældige kollisioner. Stjernerne i den "røde" undergruppe dannes sædvanligvis mere ensartet i løbet af klyngens levetid som et resultat af udviklingen af ​​binære systemer, som ender i en kollision eller masseudveksling: denne mekanisme accelereres ikke så meget af kernens kollaps som kollisioner [9] [14] .

Studiehistorie

Blå eftersiddere blev først opdaget af Allan Sandage i 1953 i M 3-hoben [10] , og den næste hob, hvor sådanne stjerner blev opdaget, var M 71 -hoben . I starten mente man, at der var få sådanne hobe, men med udviklingen af ​​fotometri ved hjælp af CCD'er begyndte sådanne stjerner ofte at blive fundet i hobe [2] [3] .

Forskellige hypoteser er blevet fremsat for at forklare eksistensen af ​​sådanne stjerner: for eksempel at blå eftersiddere blev dannet senere end resten af ​​stjernerne i hoben. En anden hypotese foreslog, at disse stjerner vendte tilbage til hovedsekvensen efter det røde kæmpestadium på grund af det faktum, at der af en eller anden grund skete materialeblanding i dem [15] .

I 2009 blev to undergrupper af blå eftersidder først opdaget i M 30 klyngen: rød og blå [8] .

Noter

  1. ↑ Samus N. N. Pulserende stjerner. 2.3. Langtidsvariable stjerner . Astronomisk arv . Hentet 13. januar 2022. Arkiveret fra originalen 4. august 2020.
  2. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Pulserende stjerner. 2.6. Cepheider af den sfæriske komponent. OKPV typer: CWA, CWB, BLBOO. . Astronomisk arv . Hentet 12. januar 2022. Arkiveret fra originalen 25. september 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 Darling D. Blå efterlader . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 12. januar 2022. Arkiveret fra originalen 15. januar 2022.
  4. ↑ Klimishina I. A., Korsun A. O. Astronomisk encyklopædisk ordbog . Arkiveret 10. marts 2022 på Wayback Machine
  5. ↑ Blå  stjernestjerne . Encyclopedia Britannica . Hentet 12. januar 2022. Arkiveret fra originalen 14. januar 2022.
  6. ↑ 12 Blue Stragglers . Swinburne University of Technology . Hentet 12. januar 2022. Arkiveret fra originalen 16. marts 2022.
  7. ↑ Cohen RE, Sarajedini A. SX Phoenicis period-luminosity relations and the blue traggler connection  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2011-10-20. - T. 419 , nr. 1 . — S. 342–357 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x .
  8. ↑ 1 2 Ferraro FR, Beccari G., Dalessandro E., Lanzoni B., Sills A. To distinkte sekvenser af blå efterfølgerstjerner i kuglehoben M 30   // Nature . - 2009-12. — Bd. 462 , udg. 7276 . — S. 1028–1031 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/nature08607 . Arkiveret fra originalen den 14. januar 2022.
  9. ↑ 1 2 3 Banerjee S. Blå straggler-formation ved kernekollaps  // Memorie della Societa Astronomica Italiana. — 2016-01-01. - T. 87 . - S. 497 . — ISSN 0037-8720 . Arkiveret fra originalen den 14. januar 2022.
  10. ↑ 1 2 Eggen OJ, Iben I. Jr. Stellar Evolution: Teori og den virkelige verden II. Blue Stragglers, Star Bursts og Binary Stars . - 1988-01-01. - T. 1 . - S. 239 . Arkiveret fra originalen den 13. januar 2022.
  11. ↑ Kohler S. Udforskning af en klynges  efterladte . AAS Nova (26. februar 2020). Hentet 13. januar 2022. Arkiveret fra originalen 15. januar 2022.
  12. ↑ Pakhomov A. Hvad kan ses på himlen i det andet årti af april . Videnskab og liv . Hentet 12. januar 2022. Arkiveret fra originalen 14. januar 2022.
  13. ↑ 1 2 Melvyn B. Davies. Dannelseskanaler for Blue Straggler Stars  //  Økologi af Blue Straggler Stars. — Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg, 2014-11-12. — Bd. 413 . — S. 203–223 . - ISBN 978-3-662-44433-7 , 978-3-662-44434-4 . - doi : 10.1007/978-3-662-44434-4_9 . Arkiveret fra originalen den 14. januar 2022.
  14. ↑ Portegies Zwart S. Oprindelsen af ​​de to populationer af blå eftersiddere i M30  // Astronomy and Astrophysics. — 2019-01-01. - T. 621 . - S. L10 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833485 . Arkiveret fra originalen den 15. februar 2022.
  15. ↑ Abt HA Spektrene og aldre af blå eftersiddere.  // The Astrophysical Journal. - 1985-07-01. - T. 294 . — S. L103–L106 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/184518 . Arkiveret fra originalen den 15. januar 2022.
  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger