Эта статья входит в число добротных статей

Голубые страгглеры

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
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. Архивная копия от 10 марта 2022 на Wayback Machine
  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.