Сини бегълци в сферични звездни купове от Млечния път



Скачать 209.54 Kb.
Дата28.10.2016
Размер209.54 Kb.
Сини бегълци в сферични звездни купове от Млечния път


Вероятно мнозина от вас се чудят какво търси статия с такова заглавие в списание за астрономия. Какво представляват тези „бегълци”, кой ги гони и защо въобще трябва да са сини? Веднага ще успокоя органите на реда, заявявайки, че това не са престъпници, които бягат от някаква звездна полиция. По-скоро това са най-обикновени звезди, формирани от необикновени събития, случващи се само в звездните квартали с голяма населеност.

В нашето кътче от галактиката, слънцето ни има около 0.2 съседа на кубичен парсек. Обаче, съществуват звездни квартали, които са толкова гъсто населени, че няма как минавайки през тях да не ти се случи нещо необичайно и разбира се да не се сблъскаш с някой. В тези гъсто населени квартали (известни още като сферични звездни купове) една звезда има средно около 105 - 106 съседа. Това са необикновени места, с милиони пъти по-голяма населеност от нормалната за живот. Затова не е учудващо, че там се срещат екзотични обекти, чието Съседите на нашето слънце в куп с радиус 20 светлинни години

съществуване не може естествено да се обясни от стандартната теория за звездната еволюция. Един то тези обекти са именно главните герои на тази статия – „сините бегълци”. Това са аномалистично млади, необичайно горещи и ярки звезди, които се срещат най-вече в кълбовидните купове, но напоследък много населения се наблюдават и в разсеяните купове. За астрономите тези звезди са екзотични и странни обекти. Представете си учудването им, сякаш са видяли малки деца, живеещи в старчески дом. Те просто няма какво да правят на тези места, но е факт, че се наблюдават и то във всеки куп.

През 1900г. Едуард Емерсан Барнард пръв наблюдава сините бегълци като необикновени звезди, по-ярки на фотография отколкото при директни наблюдения през телескоп.





Фотографията е направена през 1900г. през жълт светофилтър, в kойто звездите изглеждат така както и в телескопа.

В началото бе ... Едуард Емерсън Барнард

Преди повече от век Едуард Емерсън Барнард наблюдавал тези обекти. Поставяйки си за цел да определи позициите на отделни звезди във кълбовидните купове: М3, М5, М13 и М15, той забелязал нещо необичайно и много объркващо. Първоначално недоумявал, как в М13 някои звезди изглеждали по-ярки на фотография, отколкото при директни наблюдения. След няколко безсънни нощи той предположил, че тези звезди светели с повече синя светлина от останaлите в купа. Обаче, тази особеност съществувала не само в М13. Скоро след това Барнард открил подобни случаи и в М5 като бил убеден, че съществуват и в другите купове. Девет години по-късно Барнард имал възможността да сравни плаки на М13, направени с 13-инчовия Постдамски рефрактор и с най-големия рефрактор в света – 40-инчовия Йеркски рефрактор. Плаката от 40-инчовия телескоп била направена с жълт светофилтър. На снимките направени през такъв филтър звездите изглеждали така, както и в телескопа при директни наблюдения. Разглеждайки ги с помощта на блинк-компаратор (уред, който ти показва ту едната, ту другата снимка), Барнард веднага забелязва още от „сините” звезди, които по-рано открил. Освен тях той вижда двойно повече жълти звезди, които са слаби на плаката от 13-инчовия телескоп, но са относително ярки на тази, направена с 40-инчовият телескоп. Най-ярката от тези сини звезди, под №148 в каталога на Шайнер за звездите в М13, през 1931 г. се нарежда на 29-то място в каталога за миркометрични измервания на координатите на звезди от куповете М3, М5, М13, М15, М92 и др., направени от Барнард. От тогава до днес тя е известна като Barnard 29. Така Барнард пръв показва не само, че М13 съдържа звезди от различни спектрални класове, но и горещи, ярки и сини звезди.

След около 45 години затишие, Алън Сендич публикува първите задълбочени диаграми „спектър – светимост” на кълбовидните купове М3 и М92. Той открива малка последователност от звезди, които според стандартната теория на звездната еволюция, би трябвало да са много по-млади от другите звезди в купа, т.е. те трябва да са се образували „скоро”, но според Сендич в старите звездни системи, каквито са и кълбовидните купове, не възникват нови звезди. Това означава, че главната последователност би трябвало да е лишена от звезди, по-ярки от определена светимост. Ярките звезди от самото начало на главната последователност трябва да са се преместили в областта на гигантите”. От тук следва, че, или теорията за звездната еволюция не давала добри резултати, или в кълбовидните купове би трябвало да се образуват млади звезди. А по това време вече било известно, че кълбовидните купове са стари звездни системи с възраст над 10 млрд. години. Очевидна е необходимостта от теория, обясняваща тяхното съществуване и да разреши противоречието между теорията на звездната еволюция и „сините” звезди. Един лесен изход е твърдението, че тези „сини” звезди не принадлежат на полето от звезди в съответния куп, а са по-скоро звезди от Млечния път, проектиращи се случайно върху купа. Това всъщност предлага Сендич в своите пионерски фотометрични измервания на М3 и М 92 за обяснение на своите наблюдения. Двайсет години по-късно Кафи и Ейбълс (Chafee & Ables) заинтересовани от въпроса за сините звезди, решават да проверят последната хипотеза. Така те измерват лъчевите скорости на 5 сини звезди в М3 и получават стойност –149± 19 км/с. Сравнявайки полученият резултат с радиалната скорост на ярки гиганти в М3 (-147 км/с), Кафи и Ейбълс доказват, че тези звезди са настоящи членове на купа. От тогава до днес са открити още много такива звезди. Предложени са много механизми за образуването им, но и до днес няма единна теория, която да обяснява тяхното съществуване.

Кълбовидни и разсеяни купове – скривалища на сини бегълци


Терминът „син беглец“(BSS – blue straggler star) е въведен от Алън Сендич и се използва, за да опише звездите, които той открива върху диаграмата на Хершпрунг-Ръсел за кълбовидния куп M3 през 1953г.



Диаграма на Хершпрунг – Ръсел за кълбовидния куп М55. Диаграмата отчетливо показва, че горната част от главната последователност практически липсва. Червените гиганти тук са богато представени. От последователността на гигантите се отделя клон звездите, в който имат близки светимости. Това е характерният за кълбовидните купове хоризонтален клон. Звездите върху него имат между 0.6 – 0.8 слънчеви маси, но са високи светимости – около 100 слънчеви светимости.

По-късно, Сендич (1958) установява, че този тип звезди не принадлежат на т.н. хоризонтален клон. За тяхното образуване са предложени редица механизми, но нека най-напред да разгледаме групировките, където те се срещат - сферични и разсеяни звездни купове.

Сферичните звездни купове са отдалечени обекти. Най-близкият до нас е на разстояние около 2 kpc, а за други разстоянията достигат до 15 – 30 kpc. Големите кълбовидни купове съдържат милиони стари звезди с ниска металичност, които са концентрирани в рамките на типичен размер от няколко светлинни години. Повечето звезди-членове имат маса, по-малка от тази на Слънцето, а в пространството между тях няма газ и прах като се предполага, че те са използвани за образуването на звезди, т.е., в тях вече не протича процес на звездообразуване. Това е много важен извод от теорията за звездната еволюция, според която няма как да се наблюдават млади звезди в тези групировки. Еволюцията на отделните звезди в един куп се определя единствено от масата им. Основно положение в теорията на звездната еволюция показва, че масивните звезди имат по-кратко еволюционно време (както по-мощните коли по-бързо изразходват своето гориво), поради което те еволюират по-бързо към червени гиганти или към червени свръхгиганти. От друга страна, различните купове ще се различават един от друг по своята възраст, която пряко ще се отразява на разпределението на звездите върху техните диаграми „цвят-светимост“.

Когато върху една диаграма „цвят-светимост” се наложат главните последователности на няколко разсеяни и сферични звездни купа с различна възраст се получава т.нар. обединена наблюдателна диаграма на Хершпрунг – Ръсел за купове. На тази диаграма горната част на главната последователност (където се намират масивните звезди), първа започва да се отклонява надясно към червената област. Мястото върху главната последователност, откъдето звездите забележимо се отклоняват се нарича „точка на отклонение” ( turn off point). Очевидно, тази точка ще се намира толкова по-надолу по главната последователност, колкото по-малко масивни звезди са успели да изчерпят водорода в ядрото си и да започнат преход към червените гиганти и свръхгиганти. Следователно, точката на отклонение пряко зависи от възрастта на даден куп и благодарение на нея астрономите знаят, че сферичните звездни купове са стари звездни групировки с възраст над 10 млрд. години.

Кълбовидните купове показват силна концентрация към ядрото на Млечния път, не показват тенденция за групиране към диска на Галактиката и се наблюдават до голямо разстояние от центъра на нашата Галактика. Тези звездни групировки имат много ниска металичност. За повечето кълбовидни купове, отдалечени от галактичната равнина, металичността е 100 пъти по-малка от слънчевата. С приближаването към галактичната равнина и центъра на Галактиката, сферичните звездни купове, обаче повишават своята металичност, а в центъра се срещат даже и купове с нормална (слънчева) металичност.

За разлика от сферичните звездни купове, разсеяните купове се наблюдават в близост до ивицата на Млечния път (т.е. те се намират в галактичната равнина – откъдето идва и другото им название – „галактични” купове ). Размерите им са малки (3 – 8 pc) съдържат по-малко членове от кълбовидните купове (102 – 5.103 ), а масите им са от 15 до 103 слънчеви. Повечето от звездите в тези купове са с маси, по-малки от масата на Слънцето. Техните диаграми „цвят-светимост” са разнообразни, но общото в тях е изявената главна последователност. Тук почти не се наблюдават червени гиганти, а белите и червените джуджета са на практика ненаблюдаеми на разстояния, по-големи от 150 pc. При построяването на такава диаграма е необходимо да се установи кои звезди принадлежат на купа и кои са фонови. Един от критериите за принадлежност на дадена звезда към купа е самата диаграма: ако звездата рязко се отклонява от изявените чрез другите звезди последователности, с голяма вероятност тя не е член на купа, но този критерий не винаги е надежден. Друг, по-надежден критерий е сходството в движенията на звездите, което по-често може да се провери чрез собствените движения, отколкото по лъчевите скорости.




Обединена наблюдателна диаграма „цвят-светимост" за кълбовидни и разсеяни звездни купове


Физически характеристики


Сините бегълци – тези екзотични, необикновено горещи и „ослепително” ярки звезди се намират в област от диаграмата „цвят–светимост“, в която повечето звезди с подобна маса и възраст вече са еволюирали. Те се намират между точката на отклонение на самия куп и хоризонталния му клон. На това място от диаграмата отговарят звезди с типични 1.2 – 1.5 слънчеви маси, което означава, че те са значително по-масивни от нормалните звезди в старите кълбовидни купове.

В сферичните звездни купове се срещат бегълци със спектрални класове между А и F и абсолютна звездна величина между 0.4m и 4m. Тези звезди най-често са:

- от спектрален клас А

- членове на бавно въртяща се двойна система

- и се намират в област, която е резултат от пресичането на главната последователност с продължението на ивицата на нестабилност.

Неотдавна Пиото (Giampaolo Piotto) (2004) публикува нов каталог от сини бегълци, извадени от диаграмите на 74 сферични звездни купове. Данните за тези диаграми са получени от наблюденията на космическият телескоп Хъбъл на около 1/3 от известните кълбовидни купове в нашата галактика. Изводите от този каталог са, че сините звезди :

-се наблюдават във всички изследвани купове

-стават по-многобройни с увеличаване на размера на куповете

-са най-силно концентрирани в централните области на съответния куп

Две години по късно Ф. де Марчи допълва каталога на Пиото и продължава изследванията на свойствата на тези звезди в разсеяните купове. Де Марчи установява, че в тези звездни системи се наблюдават по-малко сини бегълци и че по-старите разсеяни купове съдържат повече такива звезди. Това не се наблюдава при кълбовидните купове, което се дължи отчасти на големият интервал по възраст на отворените купове (108 – 1010 год.), докато възрастите на сферичните звездни купове са между 8 и 12 млрд. години.


Механизми за образуване на сини бегълци
Сферичните звездни купове са важни астрофизични лаборатории за изследване на звездната динамика и звездната еволюция на маломасивни звезди. В последно време стана ясно, че тези астрофизични процеси не могат да се разглеждат независимо един от друг.

Сините бегълци са едни от най-озадачаващите обекти, за чието обяснение трябва да се привлекат елементи от теорията на звездната еволюция и динамиката на звездни системи като кълбовидните купове. И все пак как биха могли да се появят такива млади, горещи и ярки звезди в един стар, плътен, кълбовиден звезден куп, отдалечен от диска на Галактиката. Съвременните най-общоприети механизми, обясняващи техният произход са:

- еволюция на стари двойни системи, при която протича пренос на маса и/или сливане на тези системи

- сблъсък на единични и/или двойни звездни системи

Ролята на всеки механизъм все още се дискутира, като даден механизъм в едни случаи успешно обяснява наблюдаваните популации сини бегълци, а в други – не толкова успешно.
4.1 Динамични сини бегълци
Сферичните звездни купове са групировки с много високи плътности – до 105 звезди на кубичен парсек. При такива плътности сблъсъци между звездите са просто неизбежни. През 1976г. Джак Хилс и Чарли Дей показаха, че голяма част от звездите в кълбовидните купове претърпяват рано или късно сблъсъци. Резултатът от тези катастрофи, при които две звезди се сливат, подмладяват и стават по-ярки, са т.нар. динамични сини бегълци. Ясно е, че броят им ще зависи от честотата на тези сблъсъци. Тази честота или темп може да се променя значително с времето, но ефектът от тази промяна се наблюдава и трябва да се отчита в много малко купове, чиито ядра са все още в процес на свиване.

Мелвин Дейвис показа през 2004г., че в сферичните купове образуваните бегълци посредством сблъсъци би трябвало да са между 10 и 100. Но според последни наблюдения на космическия телескоп „Хъбъл”, голяма част от кълбовидните купове съдържат между 40 и 400 от сините звезди. Оказва се, че популациите им не са пропорционални на темпа на сблъсъци, както би се очаквало, ако всички бегълци бяха продукт само на сблъсъци. Това ни навежда на следващия механизъм за формиране на тези звезди:


4.2 „Първични” сини бегълци
Вторият механизъм за образуване на бегълци отчита ефектите от звездната еволюцията в двойна система. Звездите образувани от този механизъм се наричат „първични“ (primordial) сини бегълци. Този тип звезди се образуват главно в сравнително „широки” двойни системи чрез пренос на маса, когато по-масивната звезда напусне главната последователност и еволюира в червен гигант. Тогава главната звезда запълва повърхността на Рош, започва прехвърляне на маса към втората, по-малко масивна звезда (която все още се намира върху главната последователност) и от нея се образува „първичен“ син беглец. Това е най-вероятният механизъм за образуването на бегълците, наблюдавани в периферните области на кълбовидните купове. Освен това двойните звездни системи са податливи на „размяна” при срещи с други звезди. При тази размяна, по-малко масивната компонента на системата е изместена от по-масивна звезда. С увеличаване на средната маса на самотната звезда, се увеличава и вероятността й за „среща”. Резултатът от тези „срещи” между двойни системи и единични звезди е намаляването на броя двойни системи, съдържащи главни звезди с маси близки до масите на звездите, намиращи се в точката на отклонение за дадения куп. Откъдето следва, че популацията на бегълците е намалена в по-плътните и по-масивни купове.

От друга страна честотата на сблъсъци е пропорционална на маса на дадения куп. От това следва, че броят „динамични” бегълци ще се увеличава с масата на купа, което донякъде компенсира намаляването на „първичните”.



Еволюционни етапи във образуването на бегълци чрез пренос на маса в широка двойна система в сферичните купове. Тъй като в тези звездни групировки повечето звезди са с маси по-малки от тази на Слънцето и освен това са групирани по двойки, тройки и т.н, следва, че голяма част от кратните звездни системи са върху главната последователност почти еднакъв интервал от време. За да се образува беглец от една двойна система ни трябва масивен герой, който да е върху главната последователност. Когато се намери такъв и премине покрай някоя двойна система, звездата с по-малка маса в системата се измества от масивната звезда (Етап 1). Типичната маса на главната звезда след размяната в плътните купове е М1 ~ 1.5–3Мsol. Тази звезда еволюира по-бързо от своя спътник и запълва повърхността на Рош (Етап 3). Върху нееволюиралата звезда пада маса от главната звезда и тя се превръща в син беглец(Етап 4). Оттук следва, че сини бегълци ще се образуват по-рано в двойни звездни системи, съдържащи по-масивни главни звезди. Днес повечето от „скитници”, образували се по този начин в купове с висок темп на сблъсъци, вече ще са вече еволюирали. Това е причината да се наблюдават по-малко бегълци в по-плътните купове.

4.4 Необходимост от трети механизъм
Латам (W. Latham) (1996) показва, че от 30 наблюдавани сини бегълци в стария разсеян куп М67, 6 от тях са членове на двойни звездни системи. Една от двойките е късопериодична със период 4.1 денонощия, докато останалите пет са дългопериодични двойни системи с наблюдавани периоди между 846 и 4913 денонощия. От тези двойни системи само съществуването на късопериодичната двойка би могла да се обясни със горните два механизма (пренос на маса). Образуването на останалите пет дългопериодични двойни системи не може да се обясни с горните механизми.

Затова Перец и Фабрицки през 2009г. предлагат нов трети механизъм, който естествено обяснява наблюдаваните бегълци в дългопериодични двойни системи. Според този механизъм родоначалниците на им са образувани във вътрешната двойка на стари тройни системи. Вътрешната двойка звезди в такава система се движи в тясна конфигурация и може да се превърне в беглец по два начина: като се слее или чрез трансфер на маса. Такъв сценарий успешно би обяснил характеристиките на наблюдаваните популации в разсеяния куп М67.

Според този механизъм сините бегълци могат да:

- имат партньор, който да се намира дълго време върху главната последователност;

- съществуват в области, където сблъсъците между звезди са малко вероятни.

Преносът на маса в дългопериодичните двойни системи е крайно неефикасен. Масата, която получава по-малко масивната (нееволюирала) звезда, е по-малка от 0.3Msol. В този случай масата на синия беглец няма да е значително по-голяма от масата на звездите в точката на отклонение за съответният куп. Според този трети механизъм е възможно да се образуват сини бегълци с маса до 2 пъти по-голяма от тази на звездите, намиращи се в точката на отклонение за съответния куп. Тези звезди ще се различават лесно на диаграмите „цвят – светимост” за куповете, тъй като ще се намират сравнително далече от точката на отклонение за съответния куп.

В ядрата на кълбовидните купове взаимодействията между кратните системи и динамичните ефекти между тях, резултат от много високите плътности, са сложни. В тези звездни групировки сините бегълци са резултат от двата основни механизма (пренос на маса и сблъсъци между звезди). Обаче в разсеяните купове този трети механизъм е единственият благодарение, на които астрономите могат да спят спокойно (поне в облачните нощи) и естествено обяснява наблюдаваните двойни звездни системи с член син беглец.
5 Сините бегълци след главната последователност

Какво се случва след като сините бегълци успеят да „избягат” от главната последователност? Имат ли „нормален живот” като другите звезди или могат да се наблюдават някъде върху диаграмите „цвят – светимост” и ако могат, това дава ли някаква информация за миналото на съответния куп?

Еволюиралите бегълци, стигнали до хоризонталния клон на даден куп, са малко по-червени и по-ярки от съответните малкомасивни звезди, които също се намират върху него. Освен това те би трябвало да съществуват в ивицата на нестабилност и да се наблюдават като цефеиди, с нерегулярни изменения в блясъка. Тези цефеиди са с ниска металичност, по-ярки са с две звездни величини от променливите от тип RR Lyrae и имат периоди на пулсации около 1.5 денонощия. Обаче, досега почти всички нерегулярни Цефеиди са наблюдавани в галактики джуджета от Местната група и само една в сферичен куп – NGC 5466.

През 2009 г. Алисън Силс пресметна еволюционните трекове1 на сините бегълци, които са резултат от сблъсъци и трековете на нормални звезди със същата маса. При изчисленията е използвана металичност около 20 пъти по – малка от тази на Слънцето и маса на звездите от точката на отклонение около 0.8Мsol. Вариантите на сблъсъци, разгледани от Силс са дадени в таблица 1. За удобство в първата колонка е дадено име на всеки сблъсък, другите колони са както следва: масите на съответните звезди, времето от образуване на купа до момента на сблъсък и масата на образуваната при сблъсъка звезда.






    1. Сравнение с нормалните звезди

След стадия главна последователност, еволюцията на нормалните звезди и „динамичните“ бегълци е почти еднаква – има някои незначителни разлики в цветовете между двата типа звезди когато те се намират върху клона на гигантите (нормалните звезди – членове са малко по-червени). Разликата е около няколко десетки градуси за дадена светимост и е почти ненаблюдаема. Най-голямата разлика е ~ 300 градуса и се наблюдава на върха на клона на гигантите. Но дори такава разлика трудно би могла да се регистрира и съответно да се разграничат еволюиралите бегълци от еволюиралите нормални звезди в куповете.




Еволюционни трекове на сини бегълци, образувани от сблъсъци между звезди с маси 0.4Msol (m04m04) за различни моменти от живота им. Пунктирът показва еволюционния трек на нормална звезда със маса 0.78Msol
Хоризонталният клон е дефиниран от еволюционния трек на звезда със маса M = 0.78Msol и съответства на светимост log(L/Lsol) ~ 1.7 m. Червеният квадрат се намира върху началото на асимптотичния клон на гигантите ( в него има най-голяма вероятност да се наблюдават еволюирали бегълци). Еволюиралите бегълци са с между 0.2 и 1 звездна величина по-ярки от звездите, намиращи се върху хоризонталния клон на купа. От закона на Погсън: се вижда, че звезди с разлика в светимостите една звездна величина имат отношение log(L0/L) = 0.4. По тази причина ''наследниците'' на сините бегълци сa ограничени в областа: 1.7sol)<2.1


    1. Еволюция върху хоризонталния клон

На диаграмaта “цвят – светимост” за нормалните звезди и динамичните бегълци се наблюдават възли в ранната част на хоризонталния клон. Те се дължат на спирането на еволюцията на звездата, когато се намира на върха на клона на гигантите и внезапно възникналите хелиеви реакции в ядрото й. Тези възли са с много кратка продължителност (< 106 години) и се наблюдават до започването на стабилни хелиеви реакции.



Еволюционни трекове на динамични звезди с маса 0.78Msol (m04m04) от върха на клона на гигантите до стабилното „горене” на хелия. Възлите на фигурата са резултат от осцилации на ядрото след внезапно възникналите хелиеви реакции.




На фигурата (а) са илюстрирани повърхностната (плътната линия) светимост и светимостта на ядрото (прекъснатата линия) за еволюирал беглец с маса 0.78Msol (m04m04). Последвалите внезапни намалявания на светимостта са резултат от спадането на изродеността в ядрото. На фигура (б) може да се види промяната на ефективната температура от върха на клона на гигантите до началото на стабилни хелиеви реакции. Ефективната температура първо се увеличава с първите хелиеви реакции. След това се виждат малките осцилации на температурата, които са резултат от разширяването и свиването на цялата звезда до навлизането й в етап на стабилно „горене” на хелий. Веднъж оказала се в този етап, ефективната температура на звездата почти не се променя. Скалата на времето е подбрана така, че внезапно възникналите хелиеви реакции да са в момента t=0 в единици 106 години. Най-много енергия се отделя на върха на клона на гигантите при първите възникнали хелиеви реакции – т.нар. „светлинно избухване” (~1010Lsol).

    1. Кандидати за еволюирали сини бегълци

Един лесен начин за оценка на очакваният брой еволюирали бегълци е да се обърне внимание на скалите на времето за всеки различен етап от еволюцията на звездата и да се съпостави отношението на относителния брой обекти, намиращи се в съответния етап към времето, през което се намират в този етап. Но най-напред трябва да се дефинират ясно основните етапи от еволюцията на дадена звезда.  Както животът на всяко живо същество и човека, така животът на звездите има три основни етапа:

  1. Формиране /раждане, детство, юношество/ – протозвезда ;

  2. Зрялост /зряла възраст/ - звезда от Главната последователност ;

  • Нулева (начална) главна последователност е лявата граница на главната последователност. В тази точка звездите се намират в хидростатично равновесие. В ядрата им протича термоядрен синтез на водородни атоми

  • Крайна главна последователност: в този етап хелия в ядрото на звездата е 99%

3. Краен стадий /старост, смърт и след смъртта…/ - звезда над и под Главната последователност или с толкова екзотични характеристики, които е трудно да бъдат изобразени върху диаграмата спектър-светимост/

  • Начало на хоризонталния клон: звездата навлиза в този етап когато хелият спадне до 97% след крайната главна последователност

  • Краят на хоризонталният клон настъпва когато се изчерпи хелият от ядрото на звездата. Това бележи и началото на асимптотичния клон на гигантите(AGB). Когато звездата се намира върху него, тя губи 90% от масата на обвивката си

  • Край на асимптотичния клон на гигантите: звездата напуска тази област от диаграмата „цвят – светимост” и увеличава ефективната си температура

Приблизителното положение на асимптотичния клон на гигантите е при температура log(Teff) = 3.7.


Продължителност на различните еволюционни етапи за нормални звезди. В първата колона е маса на звездата. Следващите три колони са времето на живот върху: главната последователност, хоризонталният клон и асимптотичния клон на гигантите. Последните две колони изразяват отношенията на времето, което прекарват съответните звезди върху главната последователност към времето им върху хоризонталния клон и AGB. От последните две колони може да се съди за относителния брой на разглежданите звезди.




Продължителност на разгледаните еволюционни етапи за динамични бегълци. В първата колона е маса на звездата.
Всички звезди прекарват около 108 години върху хоризонталния клон. Обаче, етапът главна последователност на разглежданите звезди може да варира с 3 порядъка. Така предсказаният брой звезди от хоризонталния клон за всеки беглец ще зависи силно от масата му. Всички еволюирали бегълци, резултат от сблъсък на звезди с 0.4 Мsol, ще са неразличими от нормалните звезди стигнали до хоризонталния клон на купа.

Времето, което звездите се намират върху асимптотичния клон на гигантите, е дори още по-малко в сравнение с времето им върху хоризонталния клон – около 1.5 х 107 години. Затова то би могло да се пренебрегне при пресмятането на отношенията на динамичните бегълци към еволюционните им продукти.

Наблюдаваните отношения – еволюирали към нееволюирали сини бегълци обикновено са по-малко от 10. Веднага могат да се изключат моделите на сблъсъци – m04m04, тъй като звездите, резултат от тези сблъсъци прекарват много повече време върху главната последователност отколкото върху хоризоналния клон (MS/HB ~ 150) и освен това са неразличими от нормалните еволюирали звезди.

Тези отношения (MS/HB и MS/AGB) показват, че бегълците се намират относително малко време върху главната последователност. Ако те имаха поведението на малкомасивни звезди в кълбовидните купове би трябвало да се падат около 100 звезди от главната последователност за всеки еволюирал беглец, намиращ се върху хоризонталния клон. Обаче от наблюдения е известно, че на всеки еволюирал беглец се падат около ~ 10 – 20. Повечето бегълците се намират върху главната последователност за време около 1 – 2 млрд. години, което е достатъчно наблюдаваните отношения между отделните популации да са в съгласие с моделите на Силс.


Еволюционните трекове за сблъсъци случили се 10 млрд. години след образуването на купа. Точките са разделени на състояния, през които звездата преминава всеки 107 години. Главната последователност е добре населена, докато червеният клон на гигантите става все по-разреден към върха си, където еволюцията на звездата е най-ускорена. Ако се приеме, че бегълци се образуват с постоянно темпо (поне през последните 3 млрд. години), тогава диаграмите „цвят – светимост” за реалните купове би трябвало да изглеждат като тези на представената фигура. С червени четириъгълници са обозначени: хоризонталният клон, еволюиралите бегълци и областта на асимптотичния клон на гигантите..

В реалните купове се наблюдават от няколко десетки до няколко стотици бегълци, които ще имат различни маси. Интересно е да се отбележи, че техните „наследници” през различните еволюционни етапи преминават през еднакви области от диаграмата „цвят – светимост”, независимо от масата им. По тази причина от еволюиралите бегълци не може да се съди за първоначалната им маса, а още по-малко да се установят масите на звездите, от които са формирани.

Накрая е важно да се отбележи, че резултатите получени от Силс са силно зависими от дефинирането на съответните етапи от еволюцията на звездите (най-вече от главната последователност и хоризонталния клон). Докато етапът главна последователност може да бъде определен много грубо, определянето на хоризонталния клон ще зависи от поведението на ядрото, когато генерира енергия за сметка на хелиеви реакции. Не трябва и да се забравя, че при разгледаните модели се предполага, че сините бегълци са образувани при директен сблъсък между две звезди. Обаче в сферичните звездни купове те могат да се образуват не само от сблъсъци между звезди, но и в двойни звездни системи. Това може да доведе до различна структура и различен химичен състав на звездите. Еволюцията на „динамичните” бегълци е различна от тази на „първичните”. Но еволюцията на звездите след главната последователност се влияе слабо от смущения на звездите, докато са били на главната последователност. Дори динамичните бегълци, които са с различно съдържание на хелий, претърпяват почти идентични еволюционни промени. Разбира се, има незначителни разлики когато звездата е близо до края на асимптотичния клон на гигантите, но между точката на отклонение и върха на асимптотичният клон еволюционните им трекове са подобни. Еволюционният трек на един син беглец, образуван в двойна система, ще бъде подобна на представените тук, освен ако няма значителни разлики в структурата и химичният състав на звездите в тази система.



От друга страна общото количество на хелий би трябвало да е едно и също за двата типа сини бегълци, но е възможно да бъде разпределено по различен начин в звездата, което би могло да повлияе на еволюцията й след главната последователност. Но ако продължителността на съответните етапи при „първичните” бегълци е от същия порядък както при „динамичните”, то броят на еволюиралите бегълци в диаграмите „цвят – светимост” няма да се различава при различните механизми на образуването на им. Общо взето еволюцията на „динамичните” бегълци не е много различна от тази на „първичните”, тъй като еволюцията на звездите се променя слабо от влияния върху тях, докато са били на главната последователност. Също така продължителността на етапът главна последователност за „първичните” бегълци е несигурна – тя е тази която ще изиграе важна роля в решаването на въпроса, дали броят на „първичните” еволюирали бегълци ще бъде от същият порядък както броя на „динамичните”еволюирали сини бегълци . Бъдещите модели за двойни системи с последвала еволюция на тези звезди вероятно биха могли да дадът отговор на този въпрос.

Благовест Петров,

магистър по Астрофизика, СУ


1 Положението на една звезда върху диаграмата „цвят – светимост” дава представа за етапа на нейното еволюционно развитие. То се определя от масата на звездата. А еволюция на звездите означава промяна на размерите, температурата и светимостта с времето. Затова тяхното място върху диаграмата спектър-светимост се мени в процеса на еволюцията им. Свързвайки отделните положения на звездата според нейните моментни стойности, отразяващи отделни етапи от развитието й, се получава крива, наричана еволюционен трек .


База данных защищена авторским правом ©bezogr.ru 2016
обратиться к администрации

    Главная страница