Mavi başıboş - Blue straggler
Bir Mavi Başıboş bir olan ana-dizi yıldızı bir in açık veya küresel küme fazlasıdır aydınlık ve daha mavi yıldızların daha anakol sapaktan küme için nokta. Mavi başıboşlar ilk olarak 1953 yılında, M3 küresel küme içindeki yıldızların fotometrisini yaparken , Allan Sandage tarafından keşfedildi . Standart yıldız evrimi teorileri, bir yıldızın Hertzsprung-Russell diyagramındaki konumunun neredeyse tamamen yıldızın başlangıç kütlesi ve yaşına göre belirlenmesi gerektiğini savunur . Bir kümede, yıldızların hepsi yaklaşık olarak aynı anda oluşmuştur ve bu nedenle bir küme için bir H – R diyagramında, tüm yıldızlar, kümenin yaşı tarafından belirlenen açıkça tanımlanmış bir eğri boyunca uzanmalıdır. eğri, yalnızca başlangıç kütlelerine göre belirlenir . Ana dizi yıldızlarının geri kalanının iki ila üç katı kütlelerle, mavi başıboşlar bu kuralın istisnaları gibi görünüyor. Bu sorunun çözümü, büyük olasılıkla mavi başıboşların bulunduğu kümelerin yoğun sınırları içindeki iki veya daha fazla yıldız arasındaki etkileşimlerle ilgilidir . Mavi başıboşlar, tarla yıldızları arasında da bulunur, ancak tespitlerinin gerçek büyük ana sekans yıldızlarından ayrılması daha zordur. Ancak, kalan tüm ana sekans yıldızları düşük kütleli olduğu için, alan mavisi başıboş bırakıcılar Galaktik hale'de tanımlanabilir.
Oluşumu
Mavi başıboşların varlığını açıklamak için birkaç açıklama öne sürüldü. En basit olanı, kümedeki diğer yıldızlardan daha sonra mavi başıboşların oluşmasıdır, ancak bunun için kanıtlar sınırlıdır. Diğer bir basit öneri ise, mavi başıboş olanların ya ait göründükleri kümelerin aslında üyesi olmayan alan yıldızları ya da küme tarafından yakalanan alan yıldızları olmasıdır. Mavi başıboşlar genellikle ait oldukları kümelerin tam ortasında ikamet ettikleri için, bu da pek olası görünmüyor. En olası açıklama, mavi başıboşların başka bir yıldıza veya benzer bir kütle nesnesine çok yaklaşan ve çarpışan yıldızların sonucu olmasıdır . Yeni oluşan yıldız bu nedenle daha yüksek bir kütleye sahiptir ve HR diyagramında gerçekten genç yıldızların yaşayacağı bir konuma sahiptir.
Küme etkileşimleri
Mavi başıboşların varlığı için öne sürülen en geçerli iki açıklamanın her ikisi de küme üyeleri arasındaki etkileşimleri içerir. Bir açıklama, bunların birleşme sürecinde olan veya zaten bunu yapmış olan mevcut veya eski ikili yıldızlar olmalarıdır. Birleşme iki yıldızlı potansiyel yıldızların daha büyük bir kütleye sahip, tek daha büyük bir yıldız yaratacak anakola kapatma noktasına . Dönüş noktasında yıldızlarınkinden daha büyük bir kütleyle doğan bir yıldız, ana diziden hızla evrimleşirken, daha büyük bir yıldız oluşturan bileşenler (birleşme yoluyla) böylelikle böyle bir değişikliği geciktirecektir. Bu görüşün lehine kanıtlar var, özellikle mavi başıboş kümelerin yoğun kümelerde, özellikle de küresel kümelerin çekirdeklerinde çok daha yaygın göründüğüne dair kanıtlar var . Birim hacim başına daha fazla yıldız olduğu için, kümelerde çarpışmalar ve yakın karşılaşmalar, alan yıldızları arasında olduğundan çok daha olasıdır ve beklenen çarpışma sayısının hesaplamaları, gözlemlenen mavi başıboşların sayısı ile tutarlıdır.
Bu hipotezi test etmenin bir yolu , değişken mavi başıboş olanların nabızlarını incelemektir . Asteroseismological birleştirilmiş yıldızlı özellikleri benzer kütle ve parlaklık tipik zonklayan değişkenlerinin olanlardan ölçülebilir farklı olabilir. Bununla birlikte, değişken mavi başıboşların azlığı, titreşimlerinin küçük fotometrik genlikleri ve bu yıldızların sıklıkla bulunduğu kalabalık alanlar göz önüne alındığında, titreşimlerin ölçülmesi çok zordur . Bazı mavi başıboşların hızlı bir şekilde döndüğü gözlendi , 47 Tucanae'deki bir örnekte , Güneş'ten 75 kat daha hızlı döndüğü gözlemlendi , bu da çarpışma oluşumuyla tutarlı.
Diğer açıklama, ikili yıldız sisteminde doğan iki yıldız arasındaki kütle transferine dayanıyor . Sistemdeki iki yıldızdan daha büyük olanı önce evrimleşecek ve genişledikçe Roche lobundan taşacaktır . Kütle, başlangıçta daha büyük olan yoldaştan daha az kütleye hızla geçecek ve çarpışma hipotezi gibi, kümede ana diziden çoktan evrilmiş olan diğer yıldızlardan neden daha büyük kütleli ana dizi yıldızlarının olduğunu açıklayacaktır. Mavi stragglers gözlemler bazı önemli ölçüde daha az olduğunu bulduk karbon ve oksijen kendi içinde fotoğraf kürelerinizin , dış malzeme, bir tamamlayıcı içinden yukarı taranan edilmiş olan kanıtıdır tipik bir daha.
Genel olarak, ikili yıldızlar arasında hem çarpışmaların hem de kütle transferinin lehine kanıtlar var. Olarak M3 , 47 Tucanae ve NGC 6752 , her iki mekanizma dışında kümelenme çekirdek ve kütle transferi mavi boşlar işgal çarpışma mavi stragglers, işletme gibi görünmektedir. Kepler alanında iki mavi başıboş gezginin etrafında düşük kütleli beyaz cüce yoldaşların keşfi, bu iki mavi başıboş gezginin kararlı kütle transferi yoluyla kütle kazandığını gösteriyor.
Alan oluşumu
Yakın ikili etkileşimin bir sonucu olarak alan yıldızları arasında mavi başıboşlar da bulunur. Yakın ikili değerlerin oranı azalan metaliklik ile arttığından, metalden fakir yıldız popülasyonlarında mavi başıboşların bulunma olasılığı giderek artıyor. Ancak, alan yıldızları arasındaki yıldız çağları ve metalikliklerin karışımı nedeniyle, alan yıldızları arasında mavi başıboşların tanımlanması, yıldız kümelerinde olduğundan daha zordur. Bununla birlikte, tarla mavisi başıboş olanlar, Galaktik hale veya cüce galaksiler gibi eski yıldız popülasyonları arasında tanımlanabilir.
Kırmızı ve Sarı Stragglers
"Sarı başıboş olanlar" veya "kırmızı başıboşlar", sapma ile kırmızı-dev dal arasında renkleri olan, ancak alt daldan daha parlak yıldızlardır . Bu tür yıldızlar, açık ve küresel yıldız kümelerinde tanımlanmıştır. Bu yıldızlar, şu anda dev dala doğru evrimleşmekte olan eski mavi yıldızlar olabilir.
Ayrıca bakınız
- Algol değişkeni - Örtücü ikili yıldızlar sınıfı
- SX Phoenicis değişkeni