Rezagados azules

Las rezagadas azules son un tipo de estrella de secuencia principal en los cúmulos de estrellas que se encuentran arriba y a la izquierda del punto de inflexión de la secuencia principal en el diagrama de Gerushsprung-Russell . Por lo tanto, los rezagados azules permanecen demasiado tiempo en la secuencia principal para sus parámetros: deben evolucionar con relativa rapidez y, en el momento correspondiente a la edad del cúmulo, ya no deberían estar en la secuencia principal. Se cree que los rezagados azules pueden aparecer durante las fusiones de estrellas y durante el intercambio de masas entre ellas.

Las primeras estrellas de este tipo fueron descubiertas por Allan Sandage en 1953 en el cúmulo M3 .

Descripción

Las rezagadas azules [1] son ​​un tipo de estrellas de secuencia principal en cúmulos estelares que se ubican arriba y a la izquierda del punto de inflexión de la secuencia principal en el diagrama de Gerushsprung-Russell , es decir, tienen temperaturas y luminosidades más altas [2] [3 ] . Las masas de estas estrellas también son más altas que las de otras estrellas del cúmulo: por ejemplo, en el cúmulo M 67 , la masa de las estrellas en el punto de inflexión es de aproximadamente 1 M ⊙ y la de las rezagadas azules es de 2 a 6 M. ⊙ [4] .

Estas estrellas se observan con mayor frecuencia en cúmulos estelares globulares , aunque también se pueden encontrar en cúmulos abiertos [ 3] . Por lo general, se concentran en el mismo centro del cúmulo, donde las estrellas se encuentran más densamente [5] [6] , pero, por ejemplo, en el cúmulo globular M 3 también están presentes en regiones más alejadas del centro [2] .

Los rezagados azules en los cúmulos globulares pueden estar en la banda de inestabilidad , exhibiendo una variabilidad tipo SX Phoenix [7] .

A menudo es posible distinguir dos subgrupos de rezagadas azules en un cúmulo: "azules", cuyas estrellas están en la secuencia principal de edad cero , y "rojas", cuyas estrellas son 0,75 de magnitud más brillantes. Por ejemplo, en el cúmulo M 30 , ambos grupos son claramente visibles y contienen aproximadamente el mismo número de estrellas [8] [9] .

Evolución

Desde el punto de vista de la evolución de las estrellas , la peculiaridad de las rezagadas azules es que no abandonan la secuencia principal durante demasiado tiempo . Cuanto más masiva, más brillante y más azul es la estrella, más rápido evoluciona y abandona esta sección del diagrama de Hertzsprung-Russell . Dado que las estrellas se forman en los cúmulos de estrellas aproximadamente al mismo tiempo, solo las estrellas rojas y relativamente tenues que viven durante mucho tiempo deben permanecer en los cúmulos viejos, y la existencia de estrellas azules brillantes que están arriba y a la izquierda del punto de inflexión requiere un explicación separada [9] [ 10] [11] .

Es con esta característica que se asocia el nombre de tales estrellas. El término "straggler" proviene del nombre en inglés para tales estrellas blue stragglers , donde la palabra straggler significa un soldado rezagado, un vagabundo o un barco rezagado; además, nombres como "estrellas azules rezagadas" [12] , "vagabundos azules" y "estrellas desertoras" [2] a veces se usan en ruso .

Causas

Las dos razones principales por las que aparecen las rezagadas azules son las fusiones de estrellas y el intercambio de masas entre ellas. Ambos mecanismos tienen más probabilidades de ocurrir en una alta concentración de estrellas, por lo que las estrellas de este tipo se concentran en las regiones centrales de los cúmulos [3] [6] .

En condiciones en el centro de un cúmulo globular, donde la concentración de estrellas puede ser tan alta como 10 5 estrellas por parsec cúbico , hasta el 10 % de las estrellas experimentan fusiones durante su evolución, y la mayoría de ellas ocurren cuando las estrellas están en el Secuencia principal. En este caso, la fusión puede ocurrir tanto como resultado de una colisión accidental de dos estrellas, como como resultado de la evolución de un sistema binario cercano . Estos eventos ocurren prácticamente sin pérdida de masa, además, como resultado de las fusiones, la sustancia se mezcla parcialmente y el hidrógeno de las regiones externas ingresa al núcleo. Por lo tanto, las fusiones producen estrellas de la secuencia principal con masas más altas que otras estrellas del cúmulo, que se convierten en rezagadas azules y permanecen en la secuencia principal durante algún tiempo después de su formación. Una de las características de las estrellas que aparecen de esta forma es su rápida rotación [13] .

En algunos sistemas binarios, las estrellas no están lo suficientemente cerca entre sí como para fusionarse en algún punto debido a la pérdida de momento angular , pero aún puede ocurrir un intercambio de masa. En un momento determinado, la estrella más masiva del sistema aumenta de tamaño y llena su lóbulo de Roche , y la materia de su superficie comienza a fluir hacia la segunda estrella. En este caso, la masa de la segunda estrella puede exceder la masa de las estrellas en el punto de inflexión, y se convierte en una rezagada azul [13] .

Los subgrupos "rojo" y "azul" de rezagados azules (ver arriba ) se forman de diferentes maneras. La mayoría de las estrellas del subgrupo "azul" se forman tras el colapso del núcleo ., cuando el interior del cúmulo se contrae bruscamente y se produce un gran número de colisiones aleatorias. Las estrellas del subgrupo "rojo" suelen formarse de manera más uniforme a lo largo de la vida del cúmulo como resultado de la evolución de los sistemas binarios, que termina en una colisión o intercambio de masa: este mecanismo no se acelera tanto por el colapso del núcleo. como colisiones [9] [14] .

Historia del estudio

Las rezagadas azules fueron descubiertas por primera vez por Allan Sandage en 1953 en el cúmulo M 3 [10] , y el siguiente cúmulo donde se descubrieron tales estrellas fue el cúmulo M 71 . Inicialmente, se creía que había pocos cúmulos de este tipo, pero con el desarrollo de la fotometría que usa CCD , tales estrellas comenzaron a encontrarse a menudo en cúmulos [2] [3] .

Se han propuesto varias hipótesis para explicar la existencia de este tipo de estrellas: por ejemplo, que las rezagadas azules se formaron más tarde que el resto de estrellas del cúmulo. Otra hipótesis sugería que estas estrellas regresaron a la secuencia principal después de la etapa de gigante roja debido a que, por alguna razón, se produjo una mezcla de materiales en ellas [15] .

En 2009, se descubrieron por primera vez dos subgrupos de rezagados azules en el cúmulo M 30: rojo y azul [8] .

Notas

  1. ↑ Samus N. N. Estrellas pulsantes. 2.3. Estrellas variables de período largo . Legado astronómico . Consultado el 13 de enero de 2022. Archivado desde el original el 4 de agosto de 2020.
  2. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Estrellas pulsantes. 2.6. Cefeidas de la componente esférica. Tipos OKPV: CWA, CWB, BLBOO. . Legado astronómico . Consultado el 12 de enero de 2022. Archivado desde el original el 25 de septiembre de 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 Darling D. Rezagado azul . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 12 de enero de 2022. Archivado desde el original el 15 de enero de 2022.
  4. ↑ Klimishina I. A., Korsun A. O. Diccionario enciclopédico astronómico . Archivado el 10 de marzo de 2022 en Wayback Machine .
  5. ↑ Estrella rezagada azul  . Enciclopedia Britannica . Consultado el 12 de enero de 2022. Archivado desde el original el 14 de enero de 2022.
  6. ↑ 12 rezagados azules . Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 12 de enero de 2022. Archivado desde el original el 16 de marzo de 2022.
  7. ↑ Cohen RE, Sarajedini A. SX Relaciones período-luminosidad de Phoenicis y la conexión del rezagado azul  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society. — 2011-10-20. - T. 419 , núm. 1 . — S. 342–357 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2011.19697.x .
  8. ↑ 1 2 Ferraro FR, Beccari G., Dalessandro E., Lanzoni B., Sills A. Dos secuencias distintas de estrellas rezagadas azules en el cúmulo globular M 30   // Nature . — 2009-12. — vol. 462 , edición. 7276 . — pág. 1028–1031 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . -doi : 10.1038 / nature08607 . Archivado desde el original el 14 de enero de 2022.
  9. ↑ 1 2 3 Banerjee S. Formación rezagada azul en el colapso del núcleo  // Memorie della Societa Astronomica Italiana. — 2016-01-01. - T. 87 . - S. 497 . — ISSN 0037-8720 . Archivado desde el original el 14 de enero de 2022.
  10. ↑ 1 2 Eggen OJ, Iben I. Jr. Evolución estelar: teoría y mundo real II. Blue Stragglers, Star Bursts y Binary Stars . - 1988-01-01. - T. 1 . - art. 239 . Archivado desde el original el 13 de enero de 2022.
  11. ↑ Kohler S. Explorando los  rezagados de un cúmulo . AAS Nova (26 de febrero de 2020). Consultado el 13 de enero de 2022. Archivado desde el original el 15 de enero de 2022.
  12. ↑ Pakhomov A. Lo que se puede ver en el cielo en la segunda década de abril . Ciencia y Vida . Consultado el 12 de enero de 2022. Archivado desde el original el 14 de enero de 2022.
  13. ↑ 1 2 Melvyn B. Davies. Canales de formación para Blue Straggler Stars  //  Ecología de Blue Straggler Stars. — Berlín, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg, 2014-11-12. — vol. 413 . — pág. 203–223 . - ISBN 978-3-662-44433-7 , 978-3-662-44434-4 . -doi : 10.1007/ 978-3-662-44434-4_9 . Archivado desde el original el 14 de enero de 2022.
  14. ↑ Portegies Zwart S. El origen de las dos poblaciones de rezagados azules en M30  // Astronomía y astrofísica. — 2019-01-01. - T. 621 . - S. L10 . — ISSN 0004-6361 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201833485 . Archivado desde el original el 15 de febrero de 2022.
  15. ↑ Abt HA Los espectros y edades de los rezagados azules.  // El diario astrofísico. - 1985-07-01. - T. 294 . — S. L103–L106 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 184518 . Archivado desde el original el 15 de enero de 2022.
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