Эта статья входит в число добротных статей

Голубые страгглеры (IklrQdy vmjgiilyjd)

Перейти к навигации Перейти к поиску
Схематичная диаграмма Герцшпрунга — Рассела для шарового скопления, показывающая главную последовательность и область гигантов серой полосой, и голубые страгглеры — синими точками

Голубые страгглеры — тип звёзд главной последовательности в звёздных скоплениях, которые на диаграмме Герушпрунга — Рассела расположены выше и левее точки поворота главной последовательности. Таким образом, голубые страгглеры слишком долго задерживаются на главной последовательности для своих параметров: они должны эволюционировать относительно быстро, и ко времени, соответствующему возрасту скопления, уже не должны находиться на главной последовательности. Считается, что голубые страгглеры могут появляться при слияниях звёзд и при обмене массами между ними.

Первые звёзды такого типа обнаружил Аллан Сэндидж в 1953 году в скоплении M 3.

Описание

[править | править код]
Шаровое скопление 47 Тукана. В правой части показана центральная область скопления, голубые страгглеры в ней обведены жёлтыми кружками

Голубые страгглеры[1] — тип звёзд главной последовательности в звёздных скоплениях, которые на диаграмме Герушпрунга — Рассела расположены выше и левее точки поворота главной последовательности, то есть, имеют более высокие температуры и светимости[2][3]. Массы этих звёзд также выше, чем у остальных звёзд в скоплении: например, в скоплении M 67 масса звёзд на точке поворота составляет около 1 M⊙, а голубых страгглеров — 2—6 M⊙[4].

Такие звёзды чаще всего наблюдаются в шаровых звёздных скоплениях, хотя могут встречаться и в рассеянных[3]. Обычно они сосредоточены в самом центре скопления, где звёзды расположены наиболее плотно[5][6], но, например, в шаровом скоплении M 3 они присутствуют и в более далёких от центра областях[2].

Голубые страгглеры в шаровых скоплениях могут находиться на полосе нестабильности, проявляя переменность типа SX Феникса[7].

Нередко можно выделить две подгруппы голубых страгглеров в одном скоплении: «голубую», звёзды которой находятся на главной последовательности нулевого возраста, и «красную», звёзды которой на 0,75 звёздной величины ярче. Например, в скоплении M 30 обе группы отчётливо видны и в них приблизительно одинаковое число звёзд[8][9].

Эволюция

[править | править код]

С точки зрения эволюции звёзд, особенность голубых страгглеров состоит в том, что они слишком долго не покидают главную последовательность. Чем массивнее, ярче и голубее звезда, тем быстрее она эволюционирует и покидает этот участок диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Поскольку в звёздных скоплениях звёзды формируются приблизительно в одно время, то в старых скоплениях должны оставаться лишь относительно тусклые и красные звёзды, которые живут долгое время, а существование ярких голубых звёзд, которые находятся выше и левее точки поворота, требует отдельного объяснения[9][10][11].

Именно с этой особенностью связано название таких звёзд. Термин «страгглер» происходит от английского названия таких звёзд blue stragglers, где слово straggler означает отставшего солдата, бродягу либо отставший корабль; кроме этого, в русском языке иногда применяются такие названия, как «голубые отставшие звёзды»[12], «голубые бродяги» и «звёзды-дезертиры»[2].

Причины возникновения

[править | править код]

Две основных причины, по которым появляются голубые страгглеры — слияния звёзд и обмен массами между ними. Оба этих механизма с наибольшей вероятностью происходят при большой концентрации звёзд, поэтому звёзды такого типа сосредоточены в центральных областях скоплений[3][6].

В условиях в центре шарового звёздного скопления, где концентрация звёзд может составлять 105 звёзд на кубический парсек, до 10% звёзд в течение своей эволюции испытывают слияние, причём большинство из них происходит, когда звёзды находятся на главной последовательности. При этом слияние может произойти как в результате случайного столкновения двух звёзд, так и в результате эволюции тесной двойной системы. Эти события происходят практически без потери массы, кроме того, в результате слияний происходит частичное перемешивание вещества и в ядро попадает водород из внешних областей. Таким образом, при слияниях образуются звёзды главной последовательности с более высокими массами, чем у других звёзд скопления, которые и становятся голубыми страгглерами и остаются на главной последовательности некоторое время после возникновения. Одной из особенностей звёзд, возникающих таким образом, является их быстрое вращение[13].

В некоторых двойных системах звёзды недостаточно близки друг к другу, чтобы в какой-то момент из-за потери углового момента случилось их слияние, но обмен массами ещё может происходить. В определённый момент более массивная звезда в системе увеличивается в размере и заполняет свою полость Роша, а вещество с её поверхности начинает перетекать на вторую звезду. В таком случае масса второй звезды может превысить массу звёзд на точке поворота и она становится голубым страгглером[13].

«Красная» и «голубая» подгруппы голубых страгглеров (см. выше➤) формируются различным образом. Большинство звёзд «голубой» подгруппы формируется после коллапса ядра[англ.], когда внутренняя часть скопления резко сжимается и происходит большое количество случайных столкновений. Звёзды «красной» подгруппы обычно формируются более равномерно на протяжении жизни скопления в результате эволюции двойных систем, которая заканчивается столкновением или обменом массами: этот механизм не настолько сильно ускоряется при коллапсе ядра, как столкновения[9][14].

История изучения

[править | править код]

Голубые страгглеры впервые обнаружил Аллан Сэндидж в 1953 году в скоплении M 3[10], а следующим скоплением, где были открыты такие звёзды, стало скопление M 71. Первоначально считалось, что подобных скоплений немного, но с развитием фотометрии с использованием ПЗС такие звёзды стали часто обнаруживаться в скоплениях[2][3].

Для объяснения существования таких звёзд выдвигались различные гипотезы: например, что голубые страгглеры сформировались позже остальных звёзд скопления. Другая гипотеза предполагала, что эти звёзды вернулись на главную последовательность после стадии красного гиганта из-за того, что по какой-то причине в них произошло перемешивание вещества[15].

В 2009 году в скоплении M 30 впервые были обнаружены две подгруппы голубых страгглеров: красные и голубые[8].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.3. Долгопериодические переменные звёзды. Астрономическое наследие. Дата обращения: 13 января 2022. Архивировано 4 августа 2020 года.
  2. ↑ 1 2 3 4 Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.6. Цефеиды сферической составляющей. Типы по ОКПЗ: CWA, CWB, BLBOO. Астрономическое наследие. Дата обращения: 12 января 2022. Архивировано 25 сентября 2021 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 Darling D. Blue straggler. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 12 января 2022. Архивировано 15 января 2022 года.
  4. ↑ Климишина І. А., Корсунь А. О. Астрономічний енциклопедичний словник. Архивировано 10 марта 2022 года.
  5. ↑ Blue straggler star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 12 января 2022. Архивировано 14 января 2022 года.
  6. ↑ 1 2 Blue Stragglers. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 12 января 2022. Архивировано 16 марта 2022 года.
  7. ↑ Cohen R. E., Sarajedini A. SX Phoenicis period-luminosity relations and the blue straggler connection // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2011-10-20. — Т. 419, вып. 1. — С. 342–357. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x.
  8. ↑ 1 2 Ferraro F. R., Beccari G., Dalessandro E., Lanzoni B., Sills A. Two distinct sequences of blue straggler stars in the globular cluster M 30 (англ.) // Nature. — 2009-12. — Vol. 462, iss. 7276. — P. 1028–1031. — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687. — doi:10.1038/nature08607. Архивировано 14 января 2022 года.
  9. ↑ 1 2 3 Banerjee S. Blue straggler formation at core collapse // Memorie della Societa Astronomica Italiana. — 2016-01-01. — Т. 87. — С. 497. — ISSN 0037-8720. Архивировано 14 января 2022 года.
  10. ↑ 1 2 Eggen O. J., Iben I. Jr. Stellar Evolution: Theory and the Real World II. Blue Stragglers, Star Bursts, and Binary Stars. — 1988-01-01. — Т. 1. — С. 239. Архивировано 13 января 2022 года.
  11. ↑ Kohler S. Exploring a Cluster’s Stragglers (англ.). AAS Nova (26 февраля 2020). Дата обращения: 13 января 2022. Архивировано 15 января 2022 года.
  12. ↑ Пахомов А. Что можно увидеть на небе во вторую декаду апреля. Наука и жизнь. Дата обращения: 12 января 2022. Архивировано 14 января 2022 года.
  13. ↑ 1 2 Melvyn B. Davies. Formation Channels for Blue Straggler Stars (англ.) // 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. Архивировано 14 января 2022 года.
  14. ↑ Portegies Zwart S. The origin of the two populations of blue stragglers in M30 // Astronomy and Astrophysics. — 2019-01-01. — Т. 621. — С. L10. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201833485. Архивировано 15 февраля 2022 года.
  15. ↑ Abt H. A. The spectra and ages of blue stragglers. // The Astrophysical Journal. — 1985-07-01. — Т. 294. — С. L103–L106. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/184518. Архивировано 15 января 2022 года.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Голубые_страгглеры&oldid=132152109