Rezagado azul

Una rezagada azul es una estrella de la secuencia principal en un cúmulo globular o abierto que es más luminosa y más azul que las estrellas en el punto de desvío de la secuencia principal del cúmulo. Los rezagados azules fueron descubiertos por primera vez por Allan Sandage en 1953 mientras realizaba fotometría de las estrellas en el cúmulo globular M3 . [1] [2] Las teorías estándar de la evolución estelar sostienen que la posición de una estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell debe estar determinada casi en su totalidad por la masa inicialde la estrella y su edad. En un cúmulo, todas las estrellas se formaron aproximadamente al mismo tiempo y, por lo tanto, en un diagrama H – R de un cúmulo, todas las estrellas deben estar a lo largo de una curva claramente definida establecida por la edad del cúmulo, con las posiciones de las estrellas individuales en ese cúmulo. curva determinada únicamente por su masa inicial . Con masas de dos a tres veces la del resto de las estrellas del cúmulo de la secuencia principal, las rezagadas azules parecen ser excepciones a esta regla. [3] La resolución de este problema probablemente esté relacionada con las interacciones entre dos o más estrellas en los densos confines de los cúmulos en los que se encuentran rezagadas azules. Los rezagados azules también se encuentran entre las estrellas de campo, aunque su detección es más difícil de separar de las estrellas masivas genuinas de la secuencia principal. Sin embargo, los rezagados de campo azul pueden identificarse en el halo galáctico, ya que todas las estrellas supervivientes de la secuencia principal son de baja masa. [4]

Bosquejo del diagrama de Hertzsprung-Russell de un cúmulo globular, que muestra rezagados azules

Una imagen del Telescopio Espacial Hubble de NGC 6397 , con varios rezagados de color azul brillante presentes [5]

Se han presentado varias explicaciones para explicar la existencia de rezagados azules. La más simple es que las rezagadas azules se formaron más tarde que el resto de las estrellas del cúmulo, pero la evidencia de esto es limitada. [6] Otra propuesta simple es que las rezagadas azules son estrellas de campo que en realidad no son miembros de los cúmulos a los que parecen pertenecer, o son estrellas de campo que fueron capturadas por el cúmulo. Esto también parece poco probable, ya que los rezagados azules a menudo residen en el centro mismo de los grupos a los que pertenecen. La explicación más probable es que los rezagados azules son el resultado de estrellas que se acercan demasiado a otra estrella u objeto de masa similar y chocan . [7] La estrella recién formada tiene, por tanto, una masa mayor y ocupa una posición en el diagrama HR que estaría poblada por estrellas genuinamente jóvenes.

Interacciones de clúster

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Video que muestra el movimiento de estrellas azules rezagadas en cúmulos globulares a lo largo del tiempo

Las dos explicaciones más viables presentadas para la existencia de rezagados azules implican interacciones entre los miembros del clúster. Una explicación es que son estrellas binarias actuales o anteriores que están en proceso de fusión o ya lo han hecho. La fusión de dos estrellas crearía una sola estrella más masiva, potencialmente con una masa mayor que la de las estrellas en el punto de corte de la secuencia principal . Mientras que una estrella nacida con una masa mayor que la de las estrellas en el punto de apagado evolucionaría rápidamente fuera de la secuencia principal, los componentes que forman una estrella más masiva (a través de la fusión) retrasarían ese cambio. Existe evidencia a favor de este punto de vista, en particular que los rezagados azules parecen ser mucho más comunes en regiones densas de cúmulos, especialmente en los núcleos de cúmulos globulares . Dado que hay más estrellas por unidad de volumen, las colisiones y los encuentros cercanos son mucho más probables en los cúmulos que entre las estrellas de campo y los cálculos del número esperado de colisiones son consistentes con el número observado de rezagadas azules. [7]

NGC 6752 , un cúmulo globular que contiene una gran cantidad de estrellas azules rezagadas [8]

Una forma de probar esta hipótesis es estudiar las pulsaciones de rezagados azules variables . Las propiedades astrosismológicas de las estrellas fusionadas pueden ser apreciablemente diferentes de las de las típicas variables pulsantes de masa y luminosidad similares. Sin embargo, la medición de pulsaciones es muy difícil, dada la escasez de rezagados azules variables, las pequeñas amplitudes fotométricas de sus pulsaciones y los campos abarrotados en los que a menudo se encuentran estas estrellas. Se ha observado que algunos rezagados azules giran rápidamente, con un ejemplo en 47 Tucanae observado que gira 75 veces más rápido que el Sol , lo que es consistente con la formación por colisión. [9]

La otra explicación se basa en la transferencia de masa entre dos estrellas nacidas en un sistema estelar binario . La más masiva de las dos estrellas del sistema evolucionará primero y, a medida que se expanda, desbordará su lóbulo de Roche . La masa se transferirá rápidamente de la compañera inicialmente más masiva a la menos masiva y, al igual que la hipótesis de la colisión, explicaría por qué habría estrellas de la secuencia principal más masivas que otras estrellas en el cúmulo que ya han evolucionado fuera de la secuencia principal. [10] Las observaciones de rezagados azules han encontrado que algunos tienen significativamente menos carbono y oxígeno en sus fotosferas de lo que es típico, lo que es evidencia de que su material exterior ha sido extraído del interior de un compañero. [11] [12]

En general, existe evidencia a favor tanto de las colisiones como de la transferencia de masa entre estrellas binarias. [13] En M3 , 47 Tucanae y NGC 6752 , ambos mecanismos parecen estar operando, con rezagados azules de colisión ocupando los núcleos del cúmulo y rezagados azules de transferencia de masa en las afueras. [14] El descubrimiento de compañeras enanas blancas de baja masa alrededor de dos rezagadas azules en el campo de Kepler sugiere que estas dos rezagadas azules ganaron masa a través de una transferencia estable de masa. [15]

Formación de campo

47 Tucanae contiene al menos 21 rezagados azules cerca de su núcleo. [6]

Los rezagados azules también se encuentran entre las estrellas de campo, como resultado de una estrecha interacción binaria. Dado que la fracción de binarios cercanos aumenta con la disminución de la metalicidad, es cada vez más probable que se encuentren rezagados azules en poblaciones estelares pobres en metales. Sin embargo, la identificación de rezagados azules entre las estrellas de campo es más difícil que en los cúmulos estelares, debido a la mezcla de edades estelares y metalicidades entre las estrellas de campo. Sin embargo, los rezagados de campo azul pueden identificarse entre las antiguas poblaciones estelares, como el halo galáctico o las galaxias enanas. [4]

Los "rezagados amarillos" o "rezagados rojos" son estrellas con colores entre el desvío y la rama gigante roja, pero más brillantes que la rama subgigante . Estas estrellas se han identificado en cúmulos estelares abiertos y globulares. Estas estrellas pueden ser antiguas estrellas azules rezagadas que ahora están evolucionando hacia la rama gigante. [dieciséis]

  • Variable Algol  - Clase de estrellas binarias eclipsantes
  • Variable SX Phoenicis

  1. ^ Sandage, Allan (1953). "El diagrama de color-magnitud para el cúmulo globular M3". El diario astronómico . 58 : 61–75. Código Bibliográfico : 1953AJ ..... 58 ... 61S . doi : 10.1086 / 106822 .
  2. ^ John Noble Wilford (27 de agosto de 1991). "Estrellas caníbales encuentran una fuente de juventud" . The New York Times . Consultado el 18 de enero de 2010 .
  3. ^ Nemiroff, R .; Bonnell, J., eds. (22 de junio de 2000). "Rezagados azules en NGC 6397" . Imagen de astronomía del día . NASA . Consultado el 18 de enero de 2010 .
  4. ^ a b Casagrande, Luca (10/06/2020). "Conexión del halo estelar local y su densidad de materia oscura a las galaxias enanas a través de rezagados azules" . El diario astrofísico . 896 (1): 26. arXiv : 2005.09131 . Código bibliográfico : 2020ApJ ... 896 ... 26C . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab929f . ISSN  1538-4357 . S2CID  218684551 .
  5. ^ "Demasiado cerca para mayor comodidad" . Sitio del Hubble . NASA. 7 de agosto de 2003 . Consultado el 21 de enero de 2010 .
  6. ^ a b "El telescopio espacial Hubble de la NASA encuentra estrellas" rezagadas azules "en el núcleo de un cúmulo globular" . Mostrador de noticias del Hubble. 1991-07-24 . Consultado el 24 de mayo de 2006 .
  7. ^ a b Leonard, Peter JT (1989). "Colisiones estelares en cúmulos globulares y el problema del rezagado azul". El diario astronómico . 98 : 217–226. Código Bibliográfico : 1989AJ ..... 98..217L . doi : 10.1086 / 115138 .
  8. ^ "Estrellas jóvenes en casa en un cúmulo antiguo" . Imagen de la semana de la ESA / Hubble . Consultado el 30 de enero de 2012 .
  9. ^ "Hubble se pone al día con una estrella azul rezagada" . Mostrador de noticias del Hubble. 1997-10-29 . Consultado el 18 de enero de 2010 .
  10. ^ Shu, Frank (1982). El universo físico . Libros universitarios de ciencia. ISBN 978-0-935702-05-7.
  11. ^ "Origen de las estrellas extrañas 'Rezagadas azules' inmovilizadas" . Space.com. 2006-10-05 . Consultado el 23 de marzo de 2014 .
  12. ^ Ferraro, FR; Sabbi, E .; Gratton, R .; Piotto, G .; Lanzoni, B .; Carretta, E .; Rood, RT; Sills, A .; Fusi Pecci, F .; Moehler, S .; Beccari, G .; Lucatello, S .; Compagni, N. (10 de agosto de 2006). "Descubrimiento de estrellas rezagadas azules empobrecidas en carbono / oxígeno en 47 Tucanae: la firma química de un proceso de formación de transferencia de masa". El diario astrofísico . 647 (1): L53 – L56. arXiv : astro-ph / 0610081 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 647L..53F . doi : 10.1086 / 507327 . S2CID  119450832 .
  13. ^ Nancy Atkinson (23 de diciembre de 2009). "Los rezagados azules pueden ser vampiros o chicos malos estelares" . Universe Today . Consultado el 18 de enero de 2010 .
  14. ^ Mapelli, M .; et al. (2006). "La distribución radial de las estrellas azules rezagadas y la naturaleza de sus progenitores". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 373 (1): 361–368. arXiv : astro-ph / 0609220 . Código bibliográfico : 2006MNRAS.373..361M . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11038.x . S2CID  14214665 .
  15. ^ Di Stefano, Rosanne (2010). "Tránsitos y lentes por objetos compactos en el campo de Kepler: estrellas perturbadas orbitando rezagados azules". El diario astronómico . 141 (5): 142. arXiv : 1002.3009 . Código bibliográfico : 2011AJ .... 141..142D . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 141/5/142 . S2CID  118647532 .
  16. ^ Clark, L. Lee; et al. (2004). "El rezagado azul y la población binaria de secuencia principal del cúmulo globular de baja masa Palomar 13". El diario astronómico . 128 (6): 3019-3033. arXiv : astro-ph / 0409269 . Código bibliográfico : 2004AJ .... 128.3019C . doi : 10.1086 / 425886 . S2CID  16494169 .