Błękitny maruder
Błękitni maruderzy – gwiazdy, które są znacznie gorętsze i bardziej błękitne, niż inne gwiazdy gromady o tej samej jasności, przez co wydają się znacznie młodsze.
Błękitni maruderzy znajdują się w innej części diagramu Hertzsprunga-Russella niż pobliskie, powstałe w zbliżonym czasie, gwiazdy. Ich istnienie wydaje się być niezgodne z teorią ewolucji gwiazd, ponieważ gwiazdy w gromadzie, które powstały mniej więcej w tym samym czasie, powinny tworzyć specyficzny bardzo wąski, dobrze określony pas, z pozycją gwiazdy w tym pasie zależną od jej masy. Błękitni maruderzy znajdują się poza tym pasem i wyglądają jak gwiazdy znacznie młodsze. Gwiazdy te po raz pierwszy zaobserwował Allan Sandage w 1953 roku w gromadzie Messier 3.
Błękitni maruderzy powstają zazwyczaj w układach podwójnych. Ich „długoletniość” tłumaczona jest tym, że w trakcie swojego życia ściągają one zewnętrzną otoczkę gazową z ich kompana, pozyskując w ten sposób dodatkowy materiał do fuzji jądrowej i „spowalniając” swoją ewolucję[1].
Gwiazdy tego typu zostały także odkryte w centrum Galaktyki[2]. Najjaśniejszym błękitnym maruderem na ziemskim niebie jest theta Carinae w gromadzie IC 2602[3].
Przypisy
Bibliografia
- Ferraro i in. 2006, "Discovery of Carbon/Oxygen depleted Blue Straggler Stars in 47 Tucanae: the chemical signature of a mass-transfer formation process" (ang.)
- Knigge i in. 2008, "A Binary Origin for Blue Stragglers in Globular Clusters" (ang.)
- LCCN: sh99002977
- J9U: 987007532566105171
- Britannica: topic/blue-straggler-star