Rătăciți albaștri

Stăpânii albaștri sunt un tip de stele din secvența principală în grupuri de stele care sunt situate deasupra și în stânga punctului de cotitură al secvenței principale pe diagrama Gerushsprung-Russell . Astfel, rătăcitorii albaștri zăbovesc prea mult pe secvența principală pentru parametrii lor: trebuie să evolueze relativ repede, iar până la momentul corespunzător vârstei clusterului, ei nu ar trebui să mai fie pe secvența principală. Se crede că rătăcitorii albaștri pot apărea în timpul fuziunilor de stele și în timpul schimbului de mase între ele.

Primele stele de acest tip au fost descoperite de Allan Sandage în 1953 în clusterul M 3 .

Descriere

Blue stragglers [1] sunt un tip de stele din secvența principală în clustere de stele care sunt situate deasupra și în stânga punctului de cotitură al secvenței principale pe diagrama Gerushsprung-Russell , adică au temperaturi și luminozități mai ridicate [2] [3 ] ] . Masele acestor stele sunt, de asemenea, mai mari decât cele ale altor stele din cluster: de exemplu, în clusterul M 67 , masa stelelor la punctul de cotitură este de aproximativ 1 M ⊙ , iar cea a stele albastre este de 2–6 M. ⊙ [4] .

Astfel de stele se observă cel mai adesea în clustere de stele globulare , deși pot fi găsite și în cele deschise [ 3] . De obicei sunt concentrate chiar în centrul clusterului, unde stelele sunt situate cel mai dens [5] [6] , dar, de exemplu, în clusterul globular M 3 sunt prezente și în regiunile mai îndepărtate de centru [2] .

Persoanele albastre din clustere globulare pot fi în banda de instabilitate , prezentând variabilitate de tip SX Phoenix [7] .

Este adesea posibil să distingem două subgrupuri de rătăcitori albaștri într-un singur grup: „albastru”, ale cărui stele sunt pe secvența principală a vârstei zero și „roșu”, ale căror stele sunt cu 0,75 mai strălucitoare. De exemplu, în clusterul M 30 , ambele grupuri sunt clar vizibile și conțin aproximativ același număr de stele [8] [9] .

Evoluție

Din punctul de vedere al evoluției stelelor , particularitatea rătăciților albaștri este că nu părăsesc secvența principală pentru prea mult timp . Cu cât steaua este mai masivă, mai strălucitoare și mai albastră, cu atât evoluează mai repede și părăsește această secțiune a diagramei Hertzsprung-Russell . Deoarece stelele se formează în grupuri de stele aproximativ în același timp, doar stelele relativ slabe și roșii care trăiesc mult timp ar trebui să rămână în grupuri vechi, iar existența stelelor albastre strălucitoare care se află deasupra și la stânga punctului de cotitură necesită o explicație separată [9] [ 10] [11] .

Cu această caracteristică este asociat numele unor astfel de stele. Termenul „straggler” provine din numele englezesc pentru astfel de stele blue stragglers , unde cuvântul straggler înseamnă un soldat întârziat, un vagabond sau o navă întârziată; în plus, în limba rusă sunt uneori folosite denumiri precum „stele albastre întârziate” [12] , „vagabondi albaștri” și „stele dezertatoare” [2] .

Cauze

Cele două motive principale pentru care apar rătăcitorii albaștri sunt fuziunile de stele și schimbul de mase între ele. Ambele mecanisme sunt cel mai probabil să apară la o concentrație mare de stele, astfel încât stelele de acest tip sunt concentrate în regiunile centrale ale clusterelor [3] [6] .

În condițiile din centrul unui cluster globular, unde concentrația de stele poate fi de până la 10 5 stele per parsec cub , până la 10% dintre stele experimentează fuziuni în timpul evoluției lor, majoritatea având loc atunci când stelele se află pe secvența principală. În acest caz, fuziunea poate avea loc atât ca urmare a unei coliziuni accidentale a două stele, cât și ca urmare a evoluției unui sistem binar apropiat . Aceste evenimente au loc practic fără pierderi de masă, în plus, ca urmare a fuziunilor, substanța este parțial amestecată și hidrogenul din regiunile exterioare intră în miez. Astfel, fuziunile produc stele din secvența principală cu mase mai mari decât alte stele cluster, care devin rătăcitori albastre și rămân pe secvența principală pentru un timp după formarea lor. Una dintre caracteristicile stelelor care apar în acest fel este rotația lor rapidă [13] .

În unele sisteme binare, stelele nu sunt suficient de aproape una de cealaltă pentru ca acestea să se îmbine la un moment dat din cauza pierderii momentului unghiular , dar schimbul de masă poate avea loc. La un moment dat, steaua mai masivă din sistem crește în dimensiune și își umple lobul Roche , iar materia de la suprafața sa începe să curgă către a doua stea. În acest caz, masa celei de-a doua stele poate depăși masa stelelor la punctul de cotitură și devine un rătăcit albastru [13] .

Subgrupurile „roșu” și „albastru” de rătăciți albaștri (vezi mai sus ) sunt formate în moduri diferite. Majoritatea stelelor subgrupului „albastru” se formează după prăbușirea nucleului, când interiorul clusterului se micșorează brusc și au loc un număr mare de coliziuni aleatorii. Stelele subgrupului „roșu” se formează de obicei mai uniform pe durata de viață a clusterului ca urmare a evoluției sistemelor binare, care se termină într-o coliziune sau schimb de masă: acest mecanism nu este accelerat la fel de mult de prăbușirea nucleului. ca ciocniri [9] [14] .

Istoria studiului

Războiurile albastre au fost descoperite pentru prima dată de Allan Sandage în 1953 în clusterul M 3 [10] , iar următorul cluster unde au fost descoperite astfel de stele a fost clusterul M 71 . Inițial, s-a crezut că există puține astfel de clustere, dar odată cu dezvoltarea fotometriei folosind CCD -uri , astfel de stele au început să fie adesea găsite în clustere [2] [3] .

Au fost înaintate diverse ipoteze pentru a explica existența unor astfel de stele: de exemplu, că stele albastre s-au format mai târziu decât restul stelelor din cluster. O altă ipoteză a sugerat că aceste stele au revenit la secvența principală după stadiul de gigant roșie din cauza faptului că, din anumite motive, în ele a avut loc amestecarea de materiale [15] .

În 2009, în clusterul M 30 au fost descoperite pentru prima dată două subgrupuri de răpiți albaștri: roșu și albastru [8] .

Note

  1. ↑ Samus N. N. Stele pulsate. 2.3. Stele variabile cu perioadă lungă . Moștenire astronomică . Preluat la 13 ianuarie 2022. Arhivat din original la 4 august 2020.
  2. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Stele pulsate. 2.6. Cefeide ale componentei sferice. Tipuri OKPV: CWA, CWB, BLBOO. . Moștenire astronomică . Preluat la 12 ianuarie 2022. Arhivat din original la 25 septembrie 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 Dragă D. Război albastru . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 12 ianuarie 2022. Arhivat din original la 15 ianuarie 2022.
  4. ↑ Klimishina I. A., Korsun A. O. Dicționar enciclopedic astronomic . Arhivat pe 10 martie 2022 la Wayback Machine
  5. ↑ Steaua rătăcitoare albastră  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 12 ianuarie 2022. Arhivat din original la 14 ianuarie 2022.
  6. ↑ 12 Blue Stragglers . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 12 ianuarie 2022. Arhivat din original la 16 martie 2022.
  7. ↑ Cohen RE, Sarajedini A. SX Relațiile perioadei-luminozitate Phoenicis și conexiunea blue straggler  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 20.10.2011. - 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. Două secvențe distincte de stele rătăcite albastre în clusterul globular M 30   // Nature . — 2009-12. — Vol. 462 , iss. 7276 . — P. 1028–1031 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/nature08607 . Arhivat din original pe 14 ianuarie 2022.
  9. ↑ 1 2 3 Banerjee S. Blue straggler formation at core collapse  // Memorie della Societa Astronomica Italiana. — 01-01-2016. - T. 87 . - S. 497 . — ISSN 0037-8720 . Arhivat din original pe 14 ianuarie 2022.
  10. ↑ 1 2 Eggen OJ, Iben I. Jr. Evoluția stelară: Teoria și lumea reală II. Blue Stragglers, Star Bursts și Binary Stars . - 1988-01-01. - T. 1 . - S. 239 . Arhivat din original pe 13 ianuarie 2022.
  11. ↑ Kohler S. Exploring a Cluster's  Stragglers . AAS Nova (26 februarie 2020). Preluat la 13 ianuarie 2022. Arhivat din original la 15 ianuarie 2022.
  12. ↑ Pakhomov A. Ce se vede pe cer în a doua decadă a lunii aprilie . Știință și Viață . Preluat la 12 ianuarie 2022. Arhivat din original la 14 ianuarie 2022.
  13. ↑ 1 2 Melvyn B. Davies. Canale de formare pentru Blue Straggler Stars  //  Ecology of Blue Straggler Stars. — Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg, 2014-11-12. — Vol. 413 . — P. 203–223 . - ISBN 978-3-662-44433-7 , 978-3-662-44434-4 . - doi : 10.1007/978-3-662-44434-4_9 . Arhivat din original pe 14 ianuarie 2022.
  14. ↑ Portegies Zwart S. Originea celor două populații de rătăciți albaștri în M30  // Astronomie și Astrofizică. — 01-01-2019. - T. 621 . - S. L10 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833485 . Arhivat din original pe 15 februarie 2022.
  15. ↑ Abt HA Spectrele și vârstele rătăcitelor albaștri.  // Jurnalul de astrofizică. - 1985-07-01. - T. 294 . — S. L103–L106 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/184518 . Arhivat din original pe 15 ianuarie 2022.
  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice