Blauwe ster achter

De blauwe achterblijver sterren zijn sterren die jongere leeftijd dan de ster-systeem waartoe ze behoren, als het wordt aangenomen dat gevormd samen met het lijkt. In diagrammen Hertzprung-Russell waargenomen, bijvoorbeeld, ster clusters, als afzonderlijke en verlenging van de hoofdreeks van het cluster sterren in deze positie wanneer ze moeten zijn geëvolueerd uit die plaats, volgens de standaard theorie van de evolutie van sterren. Ze werden voor het eerst geïdentificeerd door Allan Sandage in de bolvormige sterrenhoop M3, en sindsdien is ze zijn waargenomen in vele andere bolhopen, open clusters en dwerg sterrenstelsels in de schijf van onze Melkweg.


De kleur van een ster is een maat voor de massa en de temperatuur wordt heter dan rood blauw. De meer massieve een ster is, hoe sneller het verbruikt zijn waterstof, dus hopelijk een blauwe reus kost minder tijd dan een rode dwerg naar de hoofdreeks te verlaten. Wanneer derhalve de HR diagram van een bolvormige cluster wordt waargenomen, waarbij de sterren die bestaan ​​zij gevormd op hetzelfde moment, zou het normaal om een ​​ordelijke overgang van andere fasen zien; chromatisch de sterren boven een bepaald niveau van blauwe en verlaten de voornaamste sequentie, roodheid en vergroting van de omvang, terwijl die, roder en kleine, nog steeds daarin. Het bepalen van de afwijking punt kan dienen om dateringen van de leeftijd van een cluster te maken.

Maar het is heel normaal om te zien een aantal van de cluster sterren die op de hoofdreeks, het uitgangspunt zijn gepasseerd. Dit soort sterren zijn bekend als blauwe achterblijvers. De naam verwijst naar het feit dat deze sterren lijken te zijn vertraagd in haar transformatie naar rood reuzen. De meest waarschijnlijke verklaring voor dit verschijnsel is dat deze abnormaal sterren zijn het resultaat van sterbotsingen of andere verschijnselen die een vorm van massaoverdracht tussen de sterren als zeer nauwe benadering tussen hen inhouden. Dergelijke feiten kunnen ze verjongen door ze in een vreemde positie van het cluster HR diagram. Zo, een rode, koude en enigszins oude ster-modus, kan nog een extra massa die in de buurt of botsen tegen het door te geven te krijgen en worden blauwer. Het gebeurt dat, volgens de statistische berekeningen, benaderingen, laat staan ​​botsingen of in de buurt stappen tussen de sterren zijn zeer onwaarschijnlijk, zo niet onmogelijk, zelfs in de buurt van de galactische kern. Maar dingen veranderen in bolhopen waar de verdringing hogere dichtheid van sterren. Hier de wetten van waarschijnlijkheid het spel anders en dergelijke verschijnselen hoewel sommige low mogelijkheid: dus bijvoorbeeld, alleen M13 bolvormige sterrenhoop bestaat, een blauwe ster van magnitude 13.13 band V.

Tot slot, achterblijvende sterren zijn in eerste instantie kleine rode sterren in een vergevorderd stadium van de primaire sequentie. Op een gegeven moment komen ze dichterbij stellaire raken en zelfs een grote ster en lid worden van de massa die ze al hadden. Deze toename van de massa comprimeert de kern van de ster en breidt de hoeveelheid brandstof die zekeringen per seconde. Dit leidt tot een verhoogde helderheid en de temperatuur en een verschuiving in de richting van de blauwe spectrum zodat deze sterren aparentarán jonger dan ze werkelijk bent.


Om deze sterren een groep astronomen heeft simulaties en waarnemingen van de open cluster NGC 188 gebruikt, gelegen in het sterrenbeeld Cepheus, in de buurt van de Poolster te bestuderen. Dit cluster is een van de oudste open sterrenhopen, geschatte leeftijd van ongeveer zeven miljard jaar oud en bevat een aantal 3000 sterren. Er zijn 21 blauwe achterblijvers in dit cluster, en de gegevens zijn in het licht van de drie belangrijkste theorieën van de blauwe achterblijvers vorming geanalyseerd: botsingen tussen sterren, fusies van sterren en massa-overdracht van de ene ster naar andere.

De onderzoekers uitgesloten van de eerste twee hypothesen voor het grootste deel van de sterren, zoals ze in binaire systemen waren. In deze systemen werd opgemerkt dat de begeleidende ster banen bleef in een periode van ongeveer 1000 dagen en ook deze metgezellen bleek witte dwergen zijn, zodat de gegevens wijzen op massa-overdracht als een oorzaak voor het bestaan ​​van de blauwe achterblijver .

In de massa-overdracht, de blauwe achterblijver door zijn zwaartekrachtveld langzaam gestript tot zijn materiaal begeleidende ster. Dit materiaal is extra brandstof die het mogelijk maakt bleef de fusie behouden en langer leven. In dit proces verlaat hij de begeleidende ster, zonder haar buitenste lagen, met alleen de kern, waardoor het een witte dwerg.

Op dit moment is het niet mogelijk geweest om bewoners van blauwe achterblijvers waarnemen, wordt het bestaan ​​bepaald door de lichte wobble induceren in het achterblijvende gevolg van de zwaartekracht zij uitoefenen op. Dit effect kan ook de massa van de partners, wat neerkomt op de helft van de massa van de zon, die consistent is met het feit dat ze wit dwergen bepalen.

Hoewel de resultaten meeste blauwe achterblijvers in NGC 188 verklaren de onderzoekersnota sommige kunnen worden door andere mechanismen. Bijvoorbeeld, twee van de blauwe achterblijvers in binaire systemen hebben geleden posiblememte andere bijeenkomsten en zelfs botsingen met andere sterren op een bepaald punt. Bovendien 5 van de 21 blauwe achterblijvers studeerde, heeft blijkbaar geen metgezellen, en niet voldoende gegevens om de herkomst ervan vast te stellen hebben.

(0)
(0)
Vorige artikel Dilemma
Volgende artikel Ryan Johnson

Commentaren - 0

Geen reacties

Voeg een Commentaar

smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile
Tekens over: 3000
captcha