Blå straggler - Blue straggler
En blå straggler er en hoved-sekvens stjerne i en åpen eller globular klynge som er mer lysende og blåere enn stjernene på hoveddelen avkjøring punkt for klyngen. Blå stragglere ble først oppdaget av Allan Sandage i 1953 mens de utførte fotometri av stjernene i den globulære klyngen M3 . Standardteorier om stjernevolusjon hevder at posisjonen til en stjerne på Hertzsprung-Russell-diagrammet bør bestemmes nesten utelukkende av den opprinnelige massen til stjernen og dens alder. I en klynge, stjerner som alle dannes omtrent samtidig, og dermed i et H-R-diagram for en klynge, skal alle stjerner ligge langs en klart definert kurve satt av klyngens alder, med posisjonene til individuelle stjerner på den kurve bestemt utelukkende av deres opprinnelige masse . Med masser som er to til tre ganger så store som for resten av hoved-sekvens-klyngestjernene, ser blå stragglere ut til å være unntak fra denne regelen. Løsningen på dette problemet er sannsynligvis relatert til interaksjoner mellom to eller flere stjerner i de tette rammene av klyngene der blå stragglers er funnet. Blå stragglere er også funnet blant feltstjerner, selv om det er vanskeligere å oppdage dem fra ekte, massive, hovedsekvensstjerner. Feltblå stragglere kan imidlertid identifiseres i den galaktiske glorie, siden alle overlevende hovedsekvensstjerner har lav masse.
Dannelse
Flere forklaringer har blitt fremmet for å forklare eksistensen av blå stragglere. Det enkleste er at blå stragglers dannet seg senere enn resten av stjernene i klyngen, men bevis for dette er begrenset. Et annet enkelt forslag er at blå stragglere enten er feltstjerner som ikke er medlemmer av klyngene de ser ut til å tilhøre, eller er feltstjerner som ble fanget av klyngen. Også dette virker usannsynlig, ettersom blå stragglere ofte bor midt i klyngene de tilhører. Den mest sannsynlige forklaringen er at blå stragglere er et resultat av stjerner som kommer for nær en annen stjerne eller lignende masseobjekt og kolliderer . Den nydannede stjernen har dermed en høyere masse og inntar en posisjon på HR-diagrammet som vil bli befolket av virkelig unge stjerner.
Klyngeinteraksjoner
De to mest levedyktige forklaringene på eksistensen av blå stragglere involverer begge samspill mellom klyngemedlemmer. En forklaring er at de er nåværende eller tidligere binære stjerner som er i ferd med å slå seg sammen eller allerede har gjort det. Den fusjon av to stjerner ville skape en enkelt mer massiv stjerne, potensielt med en masse større enn stjernene på hovedserie turn-off point . Mens en stjerne født med en masse som er større enn den for stjernene ved utkjøringspunktet, ville utvikle seg raskt utenfor hovedsekvensen, vil komponentene som danner en mer massiv stjerne (via fusjon) derved forsinke en slik endring. Det er bevis for denne oppfatningen, særlig at blå stragglere ser ut til å være mye mer vanlige i tette klyngeregioner, spesielt i kjernene til kuleklynger . Siden det er flere stjerner per enhetsvolum, er kollisjoner og nære møter langt mer sannsynlige i klynger enn blant feltstjerner, og beregninger av forventet antall kollisjoner er i samsvar med det observerte antall blå stragglere.
En måte å teste denne hypotesen på er å studere pulsasjonene til variable blå stragglere. De asteroseismologiske egenskapene til sammenslåtte stjerner kan være målbart forskjellige fra typiske pulserende variabler med lignende masse og lysstyrke. Imidlertid er målingen av pulsasjoner veldig vanskelig, gitt knappheten på variable blå stragglere, de små fotometriske amplitudene til deres pulsasjoner og de overfylte feltene der disse stjernene ofte finnes. Noen blå stragglere har blitt observert å rotere raskt, med ett eksempel på 47 Tucanae observert å rotere 75 ganger raskere enn solen , noe som samsvarer med dannelse ved kollisjon.
Den andre forklaringen er avhengig av masseoverføring mellom to stjerner født i et binært stjernesystem . Den mer massive av de to stjernene i systemet vil utvikle seg først, og når den utvides, vil den renne over Roche-lappen . Masse vil raskt overføres fra den opprinnelig mer massive følgesvennen til den mindre massive, og som kollisjonshypotesen, ville forklare hvorfor det ville være hovedsekvensstjerner mer massive enn andre stjerner i klyngen som allerede har utviklet seg utenfor hovedsekvensen. Observasjoner av blå stragglere har funnet at noen har betydelig mindre karbon og oksygen i fotosfærene enn det som er typisk, noe som er bevis på at deres ytre materiale er blitt mudret opp fra det indre av en ledsager.
Samlet sett er det bevis for både kollisjoner og masseoverføring mellom binære stjerner. I M3 , 47 Tucanae og NGC 6752 ser begge mekanismene ut til å virke, med kollisjonsblå stragglere som okkuperer klyngekjernene og masseoverføring blå stragglers i utkanten. Oppdagelsen av lavmasse hvite dvergkammerater rundt to blå stragglere i Kepler- feltet antyder at disse to blå stragglers fikk masse via stabil masseoverføring.
Feltdannelse
Blå stragglere finnes også blant feltstjerner, som et resultat av nær binær interaksjon. Siden brøkdelen av tette binærfiler øker med avtagende metallisitet, er det sannsynlig at blå stragglere blir funnet over metallfattige stjernepopulasjoner. Identifikasjonen av blå stragglere blant feltstjerner er imidlertid vanskeligere enn i stjerneklynger på grunn av blandingen av stjernealdere og metalliciteter blant feltstjerner. Feltblå stragglere kan imidlertid identifiseres blant gamle stjernepopulasjoner, som den galaktiske glorien, eller dverggalakser.
Røde og gule Stragglers
"Gule stragglers" eller "red stragglers" er stjerner med farger mellom avkjøringen og den rød-gigantiske grenen, men lysere enn den underjordiske grenen. Slike stjerner er blitt identifisert i åpne og kuleformede stjerneklynger. Disse stjernene kan være tidligere blå stragglerstjerner som nå utvikler seg mot den gigantiske grenen.
Se også
- Algol-variabel - En klasse med formørkende binære stjerner
- SX Phoenicis-variabel