Голубые отщепенцы: аномальные звёзды главной последовательности

Введение

Звезда главной последовательности, которая ярче и голубее, чем ожидается.

Синяя отстающая звезда – это тип звезды, который ярче и голубее, чем ожидается. Обычно их идентифицируют в звёздных скоплениях; они имеют более высокую эффективную температуру, чем точка схода с главной последовательности для данного скопления, где обычные звёзды начинают эволюционировать в сторону ветви красных гигантов. Синие отстающие были впервые обнаружены Алланом Сандейджем в 1953 году при фотометрических измерениях звёзд в шаровом скоплении M3.

Описание

Стандартные теории эволюции звезд утверждают, что положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела должно определяться почти исключительно начальной массой звезды и её возрастом. В звёздном скоплении все звезды сформировались примерно в одно и то же время, и, следовательно, на диаграмме Герцшпрунга — Рассела для скопления все звезды должны располагаться вдоль четко выраженной кривой, определяемой возрастом скопления, при этом положение каждой звезды на этой кривой определяется исключительно её начальной массой. Обладая массой в два-три раза большей, чем у остальных звезд главной последовательности в скоплении, голубые отстающие звезды кажутся исключением из этого правила. Разрешение этой проблемы, вероятно, связано с взаимодействием двух или более звезд в плотных условиях скоплений, где эти голубые отстающие звезды и обнаруживаются. Голубые отстающие звезды встречаются также и среди полевых звезд, хотя их обнаружение сложнее отделить от настоящих массивных звезд главной последовательности. Однако голубые отстающие звезды можно идентифицировать в Галактическом гало, поскольку все сохранившиеся звезды главной последовательности имеют небольшую массу.

Формирование

Было предложено несколько объяснений существования голубых отстающих звёзд. Самое простое заключается в том, что голубые отстающие звёзды сформировались позже остальных звёзд в скоплении, однако доказательств этому немного. Другая простая гипотеза состоит в том, что голубые отстающие звёзды – это либо звёзды поля, которые на самом деле не являются членами скоплений, к которым кажутся принадлежащими, либо звёзды поля, захваченные скоплением. Это также представляется маловероятным, поскольку голубые отстающие звёзды часто находятся в самом центре скоплений, к которым они принадлежат. Наиболее вероятным объяснением является то, что голубые отстающие звёзды образуются в результате столкновения звёзд, слишком близко подошедших друг к другу или к объекту сопоставимой массы. Вновь образовавшаяся звезда имеет, таким образом, большую массу и занимает на диаграмме Герцшпрунга — Рассела позицию, характерную для действительно молодых звёзд.

Взаимодействие кластеров

Два наиболее вероятных объяснения существования синих отсталых звёзд связаны с взаимодействием между членами скопления. Одно из объяснений состоит в том, что это текущие или бывшие двойные звёзды, находящиеся в процессе слияния или уже слившиеся. Слияние двух звёзд создаёт одну более массивную звезду, потенциально с массой, превышающей массу звёзд в точке отворота от главной последовательности. В то время как звезда, родившаяся с массой, большей чем у звёзд в точке отворота, быстро покидает главную последовательность, компоненты, формирующие более массивную звезду (в результате слияния), тем самым замедляют такое изменение. Существуют доказательства в пользу этой точки зрения, в частности, то, что синие отсталые звёзды, по-видимому, гораздо чаще встречаются в плотных областях скоплений, особенно в ядрах шаровых скоплений. Поскольку на единицу объёма приходится больше звёзд, столкновения и близкие пролёты гораздо более вероятны в скоплениях, чем среди полевых звёзд, и расчёты ожидаемого числа столкновений согласуются с наблюдаемым числом синих отсталых звёзд. Один из способов проверить эту гипотезу — изучить пульсации переменных синих отсталых звёзд. Астеросейсмологические свойства слившихся звёзд могут быть измеримо отличны от свойств типичных пульсирующих переменных с аналогичной массой и светимостью. Однако измерение пульсаций очень сложно, учитывая редкость переменных синих отсталых звёзд, малые фотометрические амплитуды их пульсаций и переполненные области, в которых часто встречаются эти звёзды. Некоторые синие отсталые звёзды наблюдаются вращающимися с большой скоростью, например, одна звезда в 47 Тукана вращается в 75 раз быстрее, чем Солнце, что согласуется с образованием в результате столкновения. Другое объяснение основывается на переносе массы между двумя звёздами, рождёнными в двойной звёздной системе. Более массивная из двух звёзд в системе будет эволюционировать первой и, по мере расширения, переполнит свою долю Роше. Масса быстро перейдёт от изначально более массивного компаньона к менее массивному, и, как и гипотеза столкновения, объяснит, почему существуют звёзды главной последовательности, более массивные, чем другие звёзды в скоплении, которые уже эволюционировали за пределы главной последовательности. Наблюдения синих отсталых звёзд показали, что у некоторых из них в фотосфере значительно меньше углерода и кислорода, чем обычно, что свидетельствует о том, что их внешний материал был вынесен из недр компаньона. В целом, есть доказательства в пользу как столкновений, так и переноса массы между двойными звёздами. В M3, 47 Тукана и NGC 6752 оба механизма, по-видимому, работают: звёзды, образовавшиеся в результате столкновений, занимают ядра скоплений, а звёзды, получившие массу в результате переноса, — окраины. Открытие маломассивных белых карликов-компаньонов вокруг двух синих отсталых звёзд в поле Кеплера позволяет предположить, что эти две синие отсталые звёзды получили массу посредством стабильного переноса массы.

The two most viable explanations put forth for the existence of blue stragglers both involve interactions between cluster members. One explanation is that they are current or former binary stars that are in the process of merging or have already done so. The merger of two stars would create a single more massive star, potentially with a mass larger than that of stars at the main sequence turn off point. While a star born with a mass larger than that of stars at the turn off point would evolve quickly off of the main sequence, the components forming a more massive star (via merger) would thereby delay such a change. There is evidence in favor of this view, notably that blue stragglers appear to be much more common in dense regions of clusters, especially in the cores of globular clusters. Since there are more stars per unit volume, collisions and close encounters are far more likely in clusters than among field stars and calculations of the expected number of collisions are consistent with the observed number of blue stragglers. ]] One way to test this hypothesis is to study the pulsations of variable blue stragglers. The asteroseismological properties of merged stars may be measurably different from those of typical pulsating variables of similar mass and luminosity. However, the measurement of pulsations is very difficult, given the scarcity of variable blue stragglers, the small photometric amplitudes of their pulsations and the crowded fields in which these stars are often found. Some blue stragglers have been observed to rotate quickly, with one example in 47 Tucanae observed to rotate 75 times faster than the Sun, which is consistent with formation by collision. The other explanation relies on mass transfer between two stars born in a binary star system. The more massive of the two stars in the system will evolve first and as it expands, will overflow its Roche lobe. Mass will quickly transfer from the initially more massive companion on to the less massive and like the collision hypothesis, would explain why there would be main sequence stars more massive than other stars in the cluster which have already evolved off of the main sequence. Observations of blue stragglers have found that some have significantly less carbon and oxygen in their photospheres than is typical, which is evidence of their outer material having been dredged up from the interior of a companion. Overall, there is evidence in favor of both collisions and mass transfer between binary stars. In M3, 47 Tucanae and NGC 6752, both mechanisms seem to be operating, with collisional blue stragglers occupying the cluster cores and mass transfer blue stragglers at the outskirts. The discovery of low mass white dwarf companions around two blue stragglers in the Kepler field suggests these two blue stragglers gained mass via stable mass transfer.

Формирование поля

[[Файл:Новый снимок VISTA звездного скопления 47 Тукана.jpg|мини|справа|В скоплении 47 Тукана содержится по меньшей мере 21 голубых звёзд, отклоняющихся от основной последовательности, вблизи его ядра.