Blå efterslängare

Blå eftersläpande är en typ av huvudsekvensstjärna i stjärnhopar som finns ovanför och till vänster om huvudsekvensens vändpunkt på Gerushsprung-Russell-diagrammet . Sålunda dröjer blå eftersläpande för länge på huvudsekvensen för sina parametrar: de måste utvecklas relativt snabbt, och vid den tid som motsvarar klustrets ålder bör de inte längre vara i huvudsekvensen. Man tror att blå eftersläpande kan dyka upp under sammanslagningar av stjärnor och under utbyte av massor mellan dem.

De första stjärnorna av denna typ upptäcktes av Allan Sandage 1953 i M3 -hopen .

Beskrivning

Blå eftersläpande [1] är en typ av huvudsekvensstjärnor i stjärnhopar som finns ovanför och till vänster om huvudsekvensens vändpunkt på Gerushsprung-Russell-diagrammet , det vill säga de har högre temperaturer och ljusstyrka [2] [3 ] . Massorna för dessa stjärnor är också högre än de för andra stjärnor i klustret: till exempel, i M 67 -klustret, är stjärnornas massa vid vändpunkten cirka 1 M ⊙ , och den för blå eftersläpande är 2–6 M ⊙ [4] .

Sådana stjärnor observeras oftast i klotformade stjärnhopar , även om de också kan hittas i öppna sådana [ 3] . Vanligtvis är de koncentrerade i mitten av klustret, där stjärnorna är tätast [5] [6] , men till exempel i klothopen M 3 finns de också i områden längre bort från centrum [2] .

Blå eftersläpande i klotformiga klungor kan vara i instabilitetsbandet och uppvisa SX Phoenix-typvariabilitet [7] .

Det är ofta möjligt att särskilja två undergrupper av blå eftersläpande i en klunga: "blå", vars stjärnor är i huvudsekvensen av noll ålder , och "röda", vars stjärnor är 0,75 ljusare . Till exempel i M 30 -klustret är båda grupperna tydligt synliga och innehåller ungefär samma antal stjärnor [8] [9] .

Evolution

Ur synvinkeln av stjärnornas utveckling är det speciella med blå eftersläpande att de inte lämnar huvudsekvensen för länge . Ju mer massiv, ljusare och blåare stjärnan är, desto snabbare utvecklas den och lämnar denna del av Hertzsprung-Russell-diagrammet . Eftersom stjärnor bildas i stjärnhopar ungefär samtidigt bör endast relativt mörka och röda stjärnor som lever länge finnas kvar i gamla hopar, och förekomsten av klarblå stjärnor som finns ovanför och till vänster om vändpunkten kräver en separat förklaring [9] [ 10] [11] .

Det är med denna funktion som namnet på sådana stjärnor är associerat. Termen "straggler" kommer från det engelska namnet för sådana stjärnor blue stragglers , där ordet straggler betyder en eftersläpande soldat, en luffare eller ett eftersläpande skepp; dessutom används ibland sådana namn som "blå eftersläpande stjärnor" [12] , "blå luffare" och "ökenstjärnor" [2] på ryska .

Orsaker

De två huvudsakliga anledningarna till att blå eftersläpande dyker upp är sammanslagningar av stjärnor och utbyte av massor mellan dem. Båda dessa mekanismer är mest sannolikt att förekomma vid en hög koncentration av stjärnor, så stjärnor av denna typ är koncentrerade i de centrala delarna av kluster [3] [6] .

Under förhållanden i mitten av en klothophop, där koncentrationen av stjärnor kan vara så hög som 10 5 stjärnor per kubik parsec , upplever upp till 10 % av stjärnorna sammanslagningar under sin evolution, med de flesta av dem inträffar när stjärnorna är på huvudsekvens. I det här fallet kan sammanslagningen ske både som ett resultat av en oavsiktlig kollision av två stjärnor och som ett resultat av utvecklingen av ett nära binärt system . Dessa händelser inträffar praktiskt taget utan förlust av massa, dessutom, som ett resultat av sammanslagningar, blandas ämnet delvis och väte från de yttre regionerna kommer in i kärnan. Sammanslagningar producerar alltså huvudsekvensstjärnor med högre massa än andra klusterstjärnor, som blir blå eftersläpande och stannar kvar i huvudsekvensen en tid efter att de bildats. En av särdragen hos stjärnor som visas på detta sätt är deras snabba rotation [13] .

I vissa binära system är stjärnorna inte tillräckligt nära varandra för att de ska smälta samman någon gång på grund av förlusten av rörelsemängd , men massutbyte kan fortfarande inträffa. Vid ett visst ögonblick ökar den mer massiva stjärnan i systemet i storlek och fyller dess Roche-lob , och materia från dess yta börjar strömma till den andra stjärnan. I det här fallet kan den andra stjärnans massa överstiga stjärnornas massa vid vändpunkten, och den blir en blå eftersläpning [13] .

De "röda" och "blå" undergrupperna av blå eftersläpande (se ovan ) bildas på olika sätt. De flesta av stjärnorna i den "blå" undergruppen bildas efter kollapsen av kärnan, när det inre av klustret krymper kraftigt och ett stort antal slumpmässiga kollisioner inträffar. Stjärnorna i den "röda" undergruppen bildas vanligtvis mer enhetligt under klustrets livstid som ett resultat av utvecklingen av binära system, som slutar i en kollision eller massutbyte: denna mekanism accelereras inte av kärnans kollaps lika mycket som kollisioner [9] [14] .

Studiens historia

Blå efterslängare upptäcktes först av Allan Sandage 1953 i M 3-hopen [10] , och nästa klunga där sådana stjärnor upptäcktes var M 71 -hopen . Till en början trodde man att det fanns få sådana hopar, men med utvecklingen av fotometri med hjälp av CCDs började sådana stjärnor ofta hittas i hopar [2] [3] .

Olika hypoteser har lagts fram för att förklara förekomsten av sådana stjärnor: till exempel att blå eftersläpande eftersläpande bildades senare än resten av stjärnorna i klustret. En annan hypotes antydde att dessa stjärnor återvände till huvudsekvensen efter det röda jättestadiet på grund av det faktum att materialblandning av någon anledning inträffade i dem [15] .

År 2009 upptäcktes två undergrupper av blå eftersläpande först i M 30-klustret: röda och blå [8] .

Anteckningar

  1. ↑ Samus N. N. Pulserande stjärnor. 2.3. Långperiod variabla stjärnor . Astronomiskt arv . Hämtad 13 januari 2022. Arkiverad från originalet 4 augusti 2020.
  2. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Pulserande stjärnor. 2.6. Cepheider av den sfäriska komponenten. OKPV-typer: CWA, CWB, BLBOO. . Astronomiskt arv . Hämtad 12 januari 2022. Arkiverad från originalet 25 september 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 Älskling D. Blå efterslängare . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 12 januari 2022. Arkiverad från originalet 15 januari 2022.
  4. ↑ Klimishina I. A., Korsun A. O. Astronomisk encyklopedisk ordbok . Arkiverad 10 mars 2022 på Wayback Machine
  5. ↑ Blå eftersläpande  stjärna . Encyclopedia Britannica . Hämtad 12 januari 2022. Arkiverad från originalet 14 januari 2022.
  6. ↑ 12 blå efterslängare . Swinburne University of Technology . Hämtad 12 januari 2022. Arkiverad från originalet 16 mars 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. Två distinkta sekvenser av blå eftersläpande stjärnor i klothopen M 30   // Nature . — 2009-12. — Vol. 462 , utg. 7276 . — S. 1028–1031 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/nature08607 . Arkiverad från originalet den 14 januari 2022.
  9. ↑ 1 2 3 Banerjee S. Blå eftersläpande formation vid kärnkollaps  // Memorie della Societa Astronomica Italiana. — 2016-01-01. - T. 87 . - S. 497 . — ISSN 0037-8720 . Arkiverad från originalet den 14 januari 2022.
  10. ↑ 1 2 Eggen OJ, Iben I. Jr. Stellar Evolution: Theory and the Real World II. Blue Stragglers, Star Bursts och Binary Stars . - 1988-01-01. - T. 1 . - S. 239 . Arkiverad från originalet den 13 januari 2022.
  11. ↑ Kohler S. Utforska ett klusters  eftersläpande . AAS Nova (26 februari 2020). Hämtad 13 januari 2022. Arkiverad från originalet 15 januari 2022.
  12. ↑ Pakhomov A. Vad kan ses på himlen under det andra decenniet av april . Vetenskap och liv . Hämtad 12 januari 2022. Arkiverad från originalet 14 januari 2022.
  13. ↑ 1 2 Melvyn B. Davies. Formationskanaler för Blue Straggler Stars  //  Ecology of Blue Straggler Stars. — Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg, 2014-11-12. — Vol. 413 . — S. 203–223 . - ISBN 978-3-662-44433-7 , 978-3-662-44434-4 . - doi : 10.1007/978-3-662-44434-4_9 . Arkiverad från originalet den 14 januari 2022.
  14. ↑ Portegies Zwart S. Ursprunget till de två populationerna av blå eftersläpande i M30  // Astronomy and Astrophysics. — 2019-01-01. - T. 621 . - S. L10 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833485 . Arkiverad från originalet den 15 februari 2022.
  15. ↑ Abt HA Spektra och åldrar för blå eftersläpande.  // The Astrophysical Journal. - 1985-07-01. - T. 294 . — S. L103–L106 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/184518 . Arkiverad från originalet den 15 januari 2022.
  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger