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蓝离散星

蓝离散星是在球状星团或疏散星团的赫罗图主序带上，比拐点的恒星更亮和更蓝的恒星。艾伦·桑德奇在1953年对球状星团M3中的恒星进行光度测定时，首次发现蓝离散星[1][2]。标准的恒星演化理论认为，恒星在赫罗图上的位置应该几乎完全由恒星的初始质量及其年龄决定。在一个星团中，所有的恒星几乎同时形成，因此在一个星团的赫罗图中，所有的恒星都应该沿着一条由星团年龄设定的明确曲线分布，而每颗恒星在曲线上的位置完全由它们的初始质量决定。然而，蓝离散星似乎例外于这条规律中，它的质量是星团中其它仍在主序带上恒星质量的2至3倍[3]。这个问题的解答可能与发现蓝离散星的星团密集区域内两颗或多颗恒星之间的相互作用有关。在星场中也曾发现蓝离散星，但是更加难以确定它们是大质量的主序星而分辨出来。然而，由于幸存的主序星都是低质量的，因此可以在银晕中识别出蓝离散星[4]。

一个球状星团赫罗图的草图，显示蓝离散星。

形成

 
哈伯太空望远镜拍摄的NGC 6397，影像中有许多明亮的蓝离散星[5]。

有几种说法被提出来解释蓝离散星存在的成因。恒星的形成需要气体，由于大量的气体会在星团形成早期被消耗掉，星团一直以来被认为不能形成新的恒星，只有恒星之间的碰撞或者并合可能为年老恒星补充燃烧物质，使得它们看起来比其余的恒星更加年轻，通过碰撞或者并合延长寿命的恒星被称为蓝离散星。最简单的假设是蓝离散星形成的时间比星团中其他的恒星晚，但这方面的证据有限[6]。另一种简单的形成假设是蓝离散星要么是场星，不然就是被星团捕获的场星，而实际上不是我们所见似乎属于星团的成员。但这一说法存在漏洞，因为蓝离散星通常都位于所属星团的中心。最有可能的解释是，蓝离散星是这颗恒星离另一颗恒星太近，或类似质量的恒星太近，因而引发碰撞的结果[7]。因此，新形成的恒星拥有更高的质量，因而在赫罗图上占有一个新的位置，而这个位置是一颗原本真正年轻的恒星该占有的位置。

集团交互作用

短片显示蓝离散星随着时间在球状星团中的移动。

对蓝离散星的存在，两种最可行的解释都涉及团簇成员之间的交互作用。一种解释是，它们是当前或以前的联星正在合并或已经合并。两颗恒星的合并将产生一颗更大的恒星，其质量可能大于主序带上位于拐点上恒星的质量。虽然一颗出生时的质量比在拐点上的恒星质量大的恒星，会因为更快的演化先离开主序带，但若质量更大的恒星是由质量较小的恒星通过合并生成的，会因此延后这种变化(离开主序带)。有证据支持此一观点，特别是在星团中的恒星密集区域，尤其是球状星团的核心，蓝离散星似乎最为常见。由于每单位体积中有更多的恒星，碰撞和近距离接触的可能性，在星团中的可性远大于场星。观测到的蓝离散星数量与预期碰撞次数计算的结果一致[7]。

 
NGC 6752是一个拥有大量蓝离散星的球状星团[8]。

检验这种假设的一种方法是研究蓝离散星的脉动变星。合并恒星的星震性质可能和质量与光度相似的典型脉动变星在量测上有所不同。然而，由于缺乏蓝离散星的脉动变星，它们本身的振幅很小，而且经常位于横星的密集场所，因此量测脉动非常困难。一些蓝离散星被观测到快速的转动，杜鹃座47是其中的一个例子，观察到的转动速度比太阳快75倍；这与碰撞形成的速度是一致的[9]。。

另一种解释一诞生于联星系统的两颗恒星之间的质量传递。系统中质量较大的恒星演化较快，会先膨胀成巨星，因而溢出它的洛希瓣。质量将会从原先较大的恒星转移到质量较小的恒星上，就像碰撞一样。这将解释为什么星团中会有比已经演化离开主序星的恒星质量更大的主序星[10]。对蓝离散星的观测发现，有些蓝离散星光球中的碳和氧比典型的要少得多，这证明它们的外层物质是从同伴的内部挖过来的[11][12]。

整体而言，有证据支持联星之间的碰撞和质量传递[13]。在M3、杜鹃座47和NGC 6752中，似乎这两种机制都在运行；碰撞蓝离散星占据星团核心，而传质蓝离散星则位在星团周围[14]。在开普勒计划观测的星场中，发现了两颗蓝离散星周围有低质量白矮星伴星，表明这两颗蓝离散星是通过稳定的质量传递获得质量的[15]。

场形成

 
在杜鹃座47的核心附近至少有21颗蓝离散星[6]。

由于密接联星的相互作用，在场星中也发现了蓝离散星。由于联星的比率随着金属量的下降而增加，因此在贫金属的恒星群中发现蓝离散星的可能性越高。然而，在星场中的恒星年龄和金属量是混杂的，因此更难辨识出场星中的蓝离散星。不过，在古老的恒星族群中，例如银河系的晕或矮星系中，很容易识别出场星中的蓝离散星[4]。

红和黄离散星

“黄离散星”或“红离散星”是在拐点和红巨星分支之间，但是比次巨星分支更亮的恒星。这种恒星已经在疏散星团和球状星团中被识别出来，它们之前可能是蓝离散星，现在正向巨星分支演化[16]。

相关条目

参考资料

  1. ^ Sandage, Allan. The color-magnitude diagram for the globular cluster M3. The Astronomical Journal. 1953, 58: 61–75. Bibcode:1953AJ.....58...61S. doi:10.1086/106822. 
  2. ^ John Noble Wilford. Cannibal Stars Find a Fountain of Youth. The New York Times. 1991-08-27 [2010-01-18]. （原始内容存档于2017-11-29）. 
  3. ^ Nemiroff, R.; Bonnell, J. (编). Blue Stragglers in NGC 6397. Astronomy Picture of the Day. NASA. 2000-06-22 [2010-01-18]. 
  4. ^ 4.0 4.1 Casagrande, Luca. Connecting the Local Stellar Halo and Its Dark Matter Density to Dwarf Galaxies via Blue Stragglers. The Astrophysical Journal. 2020-06-10, 896 (1): 26 [2021-05-19]. Bibcode:2020ApJ...896...26C. ISSN 1538-4357. S2CID 218684551. arXiv:2005.09131  . doi:10.3847/1538-4357/ab929f. （原始内容存档于2022-07-11）. 
  5. ^ Too Close for Comfort. Hubble Site. NASA. August 7, 2003 [2010-01-21]. （原始内容存档于2016-12-17）. 
  6. ^ 6.0 6.1 NASA's Hubble Space Telescope Finds "Blue Straggler" Stars in the Core of a Globular Cluster. Hubble News Desk. 1991-07-24 [2006-05-24]. （原始内容存档于2005-11-21）. 
  7. ^ 7.0 7.1 Leonard, Peter J. T. Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem. The Astronomical Journal. 1989, 98: 217–226. Bibcode:1989AJ.....98..217L. doi:10.1086/115138. 
  8. ^ Young Stars at Home in an Ancient Cluster. ESA/Hubble Picture of the Week. [30 January 2012]. （原始内容存档于2020-07-29）. 
  9. ^ Hubble Catches up with a Blue Straggler Star. Hubble News Desk. 1997-10-29 [2010-01-18]. （原始内容存档于2016-07-09）. 
  10. ^ Shu, Frank. The Physical Universe . University Science Books. 1982. ISBN 978-0-935702-05-7. 
  11. ^ Origin of Strange 'Blue Straggler' Stars Pinned Down. Space.com. 2006-10-05 [2014-03-23]. （原始内容存档于2022-07-12）. 
  12. ^ Ferraro, F. R.; Sabbi, E.; Gratton, R.; Piotto, G.; Lanzoni, B.; Carretta, E.; Rood, R. T.; Sills, A.; Fusi Pecci, F.; Moehler, S.; Beccari, G.; Lucatello, S.; Compagni, N. Discovery of Carbon/Oxygen-depleted Blue Straggler Stars in 47 Tucanae: The Chemical Signature of a Mass Transfer Formation Process. The Astrophysical Journal. 2006-08-10, 647 (1): L53–L56. Bibcode:2006ApJ...647L..53F. S2CID 119450832. arXiv:astro-ph/0610081  . doi:10.1086/507327. 
  13. ^ Nancy Atkinson. Blue Stragglers Can Be Either Vampires or Stellar Bad Boys. Universe Today. 2009-12-23 [2010-01-18]. （原始内容存档于2009-12-27）. 
  14. ^ Mapelli, M.; et al. The radial distribution of blue straggler stars and the nature of their progenitors. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 373 (1): 361–368. Bibcode:2006MNRAS.373..361M. S2CID 14214665. arXiv:astro-ph/0609220  . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11038.x. 
  15. ^ Di Stefano, Rosanne. Transits and Lensing by Compact Objects in the Kepler Field: Disrupted Stars Orbiting Blue Stragglers. The Astronomical Journal. 2010, 141 (5): 142. Bibcode:2011AJ....141..142D. S2CID 118647532. arXiv:1002.3009  . doi:10.1088/0004-6256/141/5/142. 
  16. ^ Clark, L. Lee; et al. The Blue Straggler and Main-Sequence Binary Population of the low-mass globular cluster Palomar 13. The Astronomical Journal. 2004, 128 (6): 3019–3033. Bibcode:2004AJ....128.3019C. S2CID 16494169. arXiv:astro-ph/0409269  . doi:10.1086/425886. 

外部链接

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