Modří opozdilci

Modrí opozdilci jsou typem hvězdy hlavní posloupnosti v hvězdokupách , které se nacházejí nad a nalevo od bodu obratu hlavní posloupnosti na Gerushsprung-Russellově diagramu . Modří opozdilci se tedy na hlavní posloupnosti na své parametry zdržují příliš dlouho: musí se vyvíjet poměrně rychle a v době odpovídající stáří shluku by již v hlavní posloupnosti neměli být. Předpokládá se, že modří opozdilci se mohou objevit při splynutí hvězd a při výměně hmot mezi nimi.

První hvězdy tohoto typu objevil Allan Sandage v roce 1953 v hvězdokupě M 3 .

Popis

Modrí opozdilci [1] jsou typem hvězd hlavní posloupnosti v hvězdokupách , které se nacházejí nad a nalevo od bodu obratu hlavní posloupnosti na Gerushsprung-Russellově diagramu , to znamená, že mají vyšší teploty a svítivost [2] [3 ] . Hmotnosti těchto hvězd jsou také vyšší než u ostatních hvězd v kupě: například v kupě M 67 je hmotnost hvězd v bodě obratu asi 1 M ⊙ a hmotnost modrých opozdilců je 2–6 M. ⊙ [4] .

Takové hvězdy jsou nejčastěji pozorovány v kulových hvězdokupách , i když je lze nalézt i v otevřených [ 3] . Obvykle jsou soustředěny v samém středu hvězdokupy, kde jsou hvězdy umístěny nejhustěji [5] [6] , ale např. v kulové hvězdokupě M 3 jsou přítomny i v oblastech vzdálenějších od středu [2] .

Modří opozdilci v kulových hvězdokupách mohou být v pásmu nestability a vykazují variabilitu typu SX Phoenix [7] .

Často je možné rozlišit dvě podskupiny modrých opozdilců v jedné hvězdokupě: „modré“, jejichž hvězdy jsou na hlavní posloupnosti nulového stáří , a „červené“, jejichž hvězdy jsou o 0,75 magnitudy jasnější. Například v hvězdokupě M 30 jsou obě skupiny dobře viditelné a obsahují přibližně stejný počet hvězd [8] [9] .

Evoluce

Z hlediska vývoje hvězd je zvláštností modrých opozdilců to, že neopouštějí hlavní sekvenci příliš dlouho . Čím hmotnější, jasnější a modřejší je hvězda, tím rychleji se vyvíjí a opouští tuto část Hertzsprung-Russellova diagramu . Vzhledem k tomu, že hvězdy vznikají v hvězdokupách přibližně ve stejnou dobu, ve starých hvězdokupách by měly zůstat pouze relativně slabé a červené hvězdy, které žijí dlouhou dobu, a existence jasně modrých hvězd, které jsou nad bodem obratu a nalevo od něj, vyžaduje samostatné vysvětlení [9] [ 10] [11] .

Právě s touto funkcí je spojeno jméno takových hvězd. Termín "straggler" pochází z anglického názvu pro takové hvězdy blue stragglers , kde slovo straggler znamená zaostávající voják, tulák nebo zaostávající loď; kromě toho se v ruštině někdy používají názvy jako „modré zaostávající hvězdy“ [12] , „modré tuláky“ a „dezertérské hvězdy“ [2] .

Příčiny

Dva hlavní důvody, proč se objevují modří opozdilci, jsou slučování hvězd a výměna hmot mezi nimi. Oba tyto mechanismy se s největší pravděpodobností vyskytují při vysoké koncentraci hvězd, proto se hvězdy tohoto typu koncentrují v centrálních oblastech hvězdokup [3] [6] .

V podmínkách ve středu kulové hvězdokupy, kde může koncentrace hvězd dosahovat až 105 hvězd na krychlový parsek , až 10 % hvězd během svého vývoje zaznamená sloučení, přičemž většina z nich nastane, když jsou hvězdy na hlavní sekvence. V tomto případě může ke sloučení dojít jak v důsledku náhodné srážky dvou hvězd, tak v důsledku vývoje blízkého binárního systému . K těmto dějům dochází prakticky bez ztráty hmoty, navíc v důsledku fúzí dochází k částečnému promíchání látky a do jádra se dostává vodík z vnějších oblastí. Sloučením tedy vznikají hvězdy hlavní posloupnosti s vyšší hmotností než jiné hvězdokupy, které se stávají modrými opozdilci a zůstávají v hlavní posloupnosti nějakou dobu po svém vzniku. Jedním z rysů hvězd, které se takto objevují, je jejich rychlá rotace [13] .

V některých binárních systémech nejsou hvězdy dostatečně blízko u sebe , aby se mohly v určitém bodě spojit kvůli ztrátě momentu hybnosti , ale přesto může dojít k výměně hmoty. V určitém okamžiku se hmotnější hvězda v soustavě zvětší a vyplní svůj Rocheův lalok a hmota z jejího povrchu začne proudit k druhé hvězdě. V tomto případě může hmotnost druhé hvězdy přesáhnout hmotnost hvězd v bodě obratu a stane se z ní modrý opozdilec [13] .

"Červená" a "modrá" podskupina modrých opozdilců (viz výše ) se tvoří různými způsoby. Většina hvězd „modré“ podskupiny vzniká po kolapsu jádra, kdy se vnitřek shluku prudce zmenšuje a dochází k velkému množství náhodných kolizí. Hvězdy „červené“ podskupiny se obvykle tvoří během života hvězdokupy rovnoměrněji v důsledku vývoje binárních systémů, který končí srážkou nebo výměnou hmoty: tento mechanismus není kolapsem jádra tolik urychlen jako srážky [9] [14] .

Historie studia

Modré opozdilce poprvé objevil Allan Sandage v roce 1953 v kupě M 3 [10] a další hvězdokupa, kde byly takové hvězdy objeveny, byla hvězdokupa M 71 . Zpočátku se věřilo, že takových hvězdokup je málo, ale s rozvojem fotometrie pomocí CCD se takové hvězdy začaly často nacházet v kupách [2] [3] .

Existence takových hvězd byly předloženy různé hypotézy: například, že modří opozdilci se vytvořili později než zbytek hvězd v kupě. Další hypotéza naznačovala, že tyto hvězdy se vrátily do hlavní posloupnosti po stádiu červeného obra kvůli skutečnosti, že v nich z nějakého důvodu došlo k promíchání materiálu [15] .

V roce 2009 byly v kupě M 30 poprvé objeveny dvě podskupiny modrých opozdilců: červená a modrá [8] .

Poznámky

  1. ↑ Samus N. N. Pulzující hvězdy. 2.3. Dlouhoperiodické proměnné hvězdy . Astronomické dědictví . Získáno 13. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 4. srpna 2020.
  2. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Pulzující hvězdy. 2.6. Cefeidy sférické složky. Typy OKPV: CWA, CWB, BLBOO. . Astronomické dědictví . Získáno 12. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 25. září 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 Miláček D. Modrý opozdilec . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 12. ledna 2022. Archivováno z originálu 15. ledna 2022.
  4. ↑ Klimishina I. A., Korsun A. O. Astronomický encyklopedický slovník . Archivováno 10. března 2022 na Wayback Machine
  5. ↑ Modrá hvězda opozdilce  . Encyklopedie Britannica . Získáno 12. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 14. ledna 2022.
  6. ↑ 12 modrých opozdilců . Swinburne University of Technology . Získáno 12. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 16. března 2022.
  7. ↑ Cohen RE, Sarajedini A. SX Vztahy mezi obdobím a svítivostí Phoenicis a spojení modrých opozdilců  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 20. 10. 2011. - T. 419 , č.p. 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. Dvě odlišné sekvence modrých opozdilých hvězd v kulové hvězdokupě M 30   // Nature . — 2009-12. — Sv. 462 , iss. 7276 . — S. 1028–1031 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/nature08607 . Archivováno z originálu 14. ledna 2022.
  9. ↑ 1 2 3 Banerjee S. Vznik modrého opozdilce při kolapsu jádra  // Memorie della Societa Astronomica Italiana. — 2016-01-01. - T. 87 . - S. 497 . — ISSN 0037-8720 . Archivováno z originálu 14. ledna 2022.
  10. ↑ 1 2 Eggen OJ, Iben I. Jr. Hvězdná evoluce: Teorie a skutečný svět II. Blue Stragglers, Star Bursts a Binary Stars . - 1. 1. 1988. - T. 1 . - S. 239 . Archivováno z originálu 13. ledna 2022.
  11. ↑ Kohler S. Exploring a Cluster's  Stragglers . AAS Nova (26. února 2020). Získáno 13. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 15. ledna 2022.
  12. ↑ Pakhomov A. Co lze vidět na obloze ve druhé dekádě dubna . Věda a život . Získáno 12. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 14. ledna 2022.
  13. ↑ 1 2 Melvyn B. Davies. Formační kanály pro hvězdy Blue Straggler  //  Ekologie hvězd Blue Straggler. — Berlín, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg, 2014-11-12. — Sv. 413 . — S. 203–223 . - ISBN 978-3-662-44433-7 , 978-3-662-44434-4 . - doi : 10.1007/978-3-662-44434-4_9 . Archivováno z originálu 14. ledna 2022.
  14. ↑ Portegies Zwart S. Původ dvou populací modrých opozdilců v M30  // Astronomie a astrofyzika. — 2019-01-01. - T. 621 . - S. L10 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833485 . Archivováno z originálu 15. února 2022.
  15. ↑ Abt HA Spektra a věk modrých opozdilců.  // The Astrophysical Journal. - 1985-07-01. - T. 294 . — S. L103–L106 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/184518 . Archivováno z originálu 15. ledna 2022.
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích