Blaue Nachzügler

Blaue Nachzügler sind Hauptreihensterne in offenen oder Kugelsternhaufen, die leuchtender und blauer als Sterne in der Hauptreihen Abbiegepunkt für den Cluster sind. Blaue Nachzügler wurden zuerst von Allan Sandage 1953 entdeckt, während der Durchführung der Photometrie der Sterne im Kugelsternhaufen M3. Standard-Theorien der Sternentwicklung zu halten, dass die Position eines Sterns auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm sollte fast vollständig von der ursprünglichen Masse des Sterns und sein Alter bestimmt werden. In einem Cluster, spielt bei ungefähr der gleichen Zeit in einem H-R-Diagramm für einen Cluster alle gebildet, und somit sollten alle Sterne auf einer klar definierten Kurve, die durch das Alter der Cluster gesetzt liegen, wobei die Positionen der einzelnen Sterne auf, dass Kurve allein durch ihre Anfangsmasse bestimmt. Mit Massen zwei bis drei Mal, dass der Rest der Hauptreihen Cluster sterne, blau Nachzügler scheinen Ausnahmen von dieser Regel zu sein. Die Lösung dieses Problems ist wahrscheinlich Wechselwirkungen zwischen zwei oder mehr Sternen in den dichten Grenzen der Cluster, in denen blaue Nachzügler sind hierzu.

Bildung

Mehrere Erklärungen her, um die Existenz der blauen Nachzügler erklären kannst. Die einfachste ist, dass blaue Nachzügler später als der Rest der Sterne im Cluster gebildet, aber Beweis hierfür ist begrenzt. Eine weitere einfache Vorschlag ist, dass blaue Nachzügler sind entweder Feldsterne, die nicht tatsächlich Mitglieder der Cluster, auf die sie scheinen zu gehören, oder Feldsterne, die durch den Cluster aufgenommen wurden. Dies scheint zu unwahrscheinlich, als blaue Nachzügler liegen oft im Zentrum der Cluster, dem sie angehören. Eine andere Theorie ist, dass blaue Nachzügler sind das Ergebnis von Sternen, die zu nah an einem anderen Stern oder ähnliche Massen Objekt kommen und kollidieren.

Cluster-Wechselwirkungen

Die beiden lebensfähigen Ausführungen her für die Existenz der blauen Nachzügler legte beide beinhalten Wechselwirkungen zwischen Cluster-Mitgliedern. Eine Erklärung dafür ist, dass sie aktuelle oder ehemalige Doppelsterne, die in den Prozess der Zusammenführung sind, oder haben dies bereits getan. Die Fusion der beiden Sterne würde eine einzelne massereicher Sterne zu erstellen, die möglicherweise mit einer Masse größer als die von Sternen auf der Hauptreihe Abbiegepunkt. Während ein Stern mit einer Masse größer als die der Sterne am Abbiegepunkt geboren wäre schon weg von der Hauptreihe entwickelt haben, wäre ein massereicher Stern, der über Verschmelzung gegründeten nicht so schnell entwickelt haben. Es gibt Beweise für diese Ansicht, vor allem, dass blaue Nachzügler zu sein scheinen, in dichten Bereiche von Clustern viel häufiger, vor allem in den Kernen von Kugelsternhaufen. Da es mehr Sterne pro Volumeneinheit, Kollisionen und nahe Begegnungen sind viel eher in Clustern als bei Feldsterne und Berechnungen der erwarteten Anzahl von Kollisionen sind konsistent mit der beobachteten Zahl der blauen Nachzügler.

Ein Weg, um diese Hypothese zu testen ist es, die Pulsationen des variablen blauen Nachzügler zu studieren. Die asteroseismological Eigenschaften zusammengeführt Sternen kann messbar verschieden von denen der typischen pulsierenden Variablen ähnlicher Masse und Leuchtkraft zu sein. Jedoch ist die Messung der Pulsationen sehr schwierig, angesichts der Verknappung der variable blauen Nachzügler die kleinen photometrische Amplituden der Pulsationen und der überfüllten Bereichen, in denen diese Sterne sind oft gefunden. Einige blaue Nachzügler wurden beobachtet, um schnell zu drehen, mit einem Beispiel in 47 Tucanae beobachtet zu 75 mal schneller als die Sonne, die im Einklang mit Bildung durch Kollision zu drehen.

Die andere Erklärung stützt sich auf den Stoffaustausch zwischen zwei Sterne in einem Doppelsternsystem geboren. Je massiver der beiden Sterne im System entwickeln werden erste und, wie es erweitert wird, werden seine Roche lobe überlaufen. Masse wird schnell von der anfänglich massiver Begleiter übertragen auf die weniger massiv und wie die Kollision Hypothese, würde erklären, warum es gäbe Hauptreihensterne massiver als andere Sterne im Cluster, die bereits von der Hauptsequenz entwickelt haben können. Beobachtungen der blauen Nachzügler haben festgestellt, dass einige deutlich weniger Kohlenstoff und Sauerstoff in den Photosphären als typisch ist, die Hinweise auf ihren Außenmaterial mit aufge aus dem Inneren einer Begleitbaggert ist.

Insgesamt gibt es Beweise zu Gunsten der beiden Kollisionen und Stoffaustausch zwischen Doppelsternen. In M3, 47 Tucanae und NGC 6752, beide Mechanismen scheinen zu arbeiten, mit Kollisions blauen Nachzügler besetzen die Clusterkerne und Stoffübertragung blauen Nachzügler am Stadtrand. Die Entdeckung von massearmen weißen Zwerg Begleiter rund zwei blauen Nachzügler im Bereich Kepler schlägt diese zwei blauen Nachzügler gewonnenen Massen über stabile Massentransfer.

Andere Arten von Nachzüglern

"Yellow Nachzügler" oder "rote Nachzügler" sind Sterne mit Farben zwischen der von der Abzweigung und dem Roten Riesen Zweig aber heller als die Unterriesen Zweig. Solche Sterne sind in offene und Kugelsternhaufen identifiziert. Diese Sterne können ehemalige Blaue Nachzügler Sterne, die jetzt entwickelt sich in Richtung auf die Riesenast sein.

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