Физически факултет

Раздел 2

Кълбовидни и разсеяни купове – звездни групировки, съдържащи сини бегълци

Терминът „син беглец“(BSS – blue straggler star) е въведен от Allan Sandage (1953) и се използва, за да опишe звездите, които той открива върху ДХР (Диаграма на Хершпрунг-Ръсел) за кълбовидния куп М3. По-късно, Sandage (1958) установява, че този тип звезди не принадлежат на т.н. хоризонтален клон (HB). За тяхното образуване са предложени редица механизми, но нека най-напред да разгледаме първо групировките, където те се срещат кълбовидните или сферични звздни купове (СЗК) и разсеяните звездни купове (РЗК).

СЗК 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. Еволюцията на отделните звезди в един куп се определя единствено от масата на съответната звезда. Основно положение в теорията на звездната еволюция сочи, че масивните звезди имат по-кратко еволюционно време, поради което те еволюират по-бързо към червени гиганти (III клас светимост) или към червени свръхгиганти (I, II класове светимост), вж. Приложение 1. 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“.

Фигура 2.1 се нарича обединена наблюдателна ДХР за купове. Получена е чрез налагане на ГП на няколко разсеяни и сферични звездни купа с различна възраст. Диаграмата ясно показва, че горната част на ГП (където се намират масивните звезди), първа започва да се отклонява надясно към червената област. Мястото върху ГП, откъдето звездите забележимо се отклоняват се нарича „точка на отклонение” ( turn off point). Очевидно, тази точка ще се намира толкова по-надолу по ГП, колкото по-малко масивни звезди са успели да изчерпят водорода в ядрото си и да започнат преход към

Нека да се върнем на фиг.1 от предишния раздел и още веднъж да разгледаме ДХР за кълбовидния куп М3, който е типичен представител на СЗК. Диаграмата отчетливо показва, че горната част от ГП 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 HB. Звездите върху него имат между 0.6 – 0.8 слънчеви маси, но са вискоки светимости – около 100 слънчеви светимости. За някои СЗК HB завършва с звезди, които имат високи температури и ниски светимости – това е т.нар. „синя опашка”. На фигурата отчетливо се виждат 5 такива звезди. Най-крайната звезда достига до CI= -0.82 и М_V=+2.5. Природата на тези звезди все още не е напълно разбрана.

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 от порядъка на –2. Това е на 2 порядъка по-малко от разсеяните звездни купове, които имат маталичност близка до слънчевата. С приближаването към галактичната равнина и центъра на Галактиката, СЗК обаче повишават своята металичност, а в балджа се срещат купове с нормална (слънчева) металичност.

За разлика от СЗК, разсеяните купове се наблюдават в близост до ивицата на Mлечния 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 маси. Повечето от звездите в тези купове са с маси, по-малки от масата на Слънцето. Техните ДХР са разнообразни, но общото в тях е изявената ГП. 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 ДХР 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 ДХР: 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.

Раздел 3

Физически характеристики

BSSs са необичайно горещи и ярки звезди, които се срещат най-вече в кълбовидните купове, но напоследък много населения се наблюдават и в отворените купове. Тяхното положение на диаграмата „цвят–светимост“ е в област, 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 във диаграмата отговарят звезди с типичини 1.2 – 1.5 слънчеви маси, което означава, че те са значително по-масивни от нормалните звезди в старите кълбовидни купове.

В СЗК се срещат BSSs със спектрални класове между А и F и абсолютна звездна величина между 0.4^m и 4^m. BSSs най-често са :

- от спектрален клас А

- членoве на бавновъртяща се двойна система

- тези звезди се намират в област, която e резултат от пресичането на ГП с продължението на ивицата на нестабилност.

Неотдавна Piotto (2004) публикува нов каталог на BSSs, извадени от ДХР на 74 СЗК. 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 BSSs :

• 
  са наблюдавани във всички изследвани купове
  
• 
  стават по-многобройни с увеличаване на размера на куповете
  
• 
  са най-силно концентрирани в централните области на съответния куп
  

Освен това De Marchi et al. установяват, че по-старите разсеяни купове имат по-голям брой BSSs (фигура 3.2). Това не се наблюдава при СЗК, което се дължи отчасти

Може да се очаква, че по-масивните купове съдържат повече звезди във всеки еволюционен клон, а от там и повече BSSs. По тази причина при изследването на свойствата на тези звезди в различните купове е добре те да бъдат нормирани към някакъв глобален параметър за съответният куп или към общият брой звезди за дадена област върху ДХР.

• 
  N_bss/M_tot: броят BSSs нормиран към общата маса (изразена в слънчеви маси), получена от интегралната светимост при предположение, че M_tot/L_tot=1.5M_sol/L_sol
  
• 
  N_bss/N_cl : броят BSSs, отнесен към броя на звездите в т.нар. „червено струпване“² (т.е. звездите, вляво от HB, когато е ясно определен за самият куп)
  

Според Piotto (2004) относителният брой BSSs намалява с увеличаване на светимостта на СЗК. Тази завимост е продължена от Sandquist (2005) за СЗК с ниска светимост. De Marchi et al. (2006) показват, че сходна зависимост се наблюдава и в РЗК (фигури 3.3 и 3.4), но тя е валидна до интегрални светимости, съответстващи на абсолютна звездна величина Mv^<5< –5.

Зависимостта на относителната честота на BSSs при тази нормировка от светимостта на съответният куп е представена на фиг. 3.4. От нея се вижда, че относителната честота на BSSs намалява с увеличаване на светимостта на разсеяните и кълбовидните купове. При СЗК за пресмятане на относителната честота на BSSs са взети звездите от HB, което е аналогично на нормировка със звезди от червеното струпване при разсеяните купове.

BSSs 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 СЗК. Съвремените най-общоприети механизми, обясняващи техният произход са:

• 
  еволюция на стари двойни системи (McCrea 1964), т.е масов трансфер и/или сливане на тези системи (Carney et al. 2001)
  
• 
  сблъсък на единични и/или двойни системи (Bailyn 1995)
  

СЗК са звездни групировки с много високи плътности – до 10⁵ звезди на кубичен парсек. За слънчевата околност тази стойност е около 0.15 звезди на кубичен парсек (Latyshev 1978) т.е ядрата на кълбовидните купове са над 6000 пъти по-населени от слънчевата околност. При такива плътности сблъсъци между звездите са просто неизбежни. Hills & Day (1976) показаха, че в някои СЗК 40% от звездите претърпяват сблъсъци, в резултат на които би следвало да се образуват BSSs – динамични BSSs. BSSs, които са продукт на сблъсък ще зависят от темпа на тези сблъсъци – . Този темп може да се променя значително с времето, но този ефект се наблюдава и трябва да се отчита в много малко купове, чиито ядра са в процес на свиване.

Темпът или честотата на сблъсъци в ядрото на купа е пропорционален на плътността на звездите в ядрото ρ, радиусът на това ядро r_c и обратно пропорционален на дисперсията на скоростите на звездите . Имайки предвид, че масата на ядрото: може да се покаже, че темпът на сблъсъци е:

(4.1.1)

Тук . За да се опрости изразът може да се приеме, че и са едни и същи за всички купове, откъдето се получава, че . Всъщност и се изменят при различните купове, но това не променя самата зависимост, а просто я „разшумява” (създава се естествена ширина на връзката между броя BSSs и пълната маса на съответния куп).

Davies et al. (2004) успяват да изчислят броя BSSs, образувани чрез сблъсъци, които би трябвало да се наблюдават днес. Те изчислили текущия темп на сблъсъци по формулата :

(4.1.2)

където n_c е броят звезди в кубичен парсек, N_c e общият брой звезди в ядрото на купа, е сечението на сблъсък, което се дава с :

където (Davies et al приемат, че всички звезди имат една и съща маса – ), е минималното разстояние, при което не се осъществява сблъсък.

Броят на BSSs , образувани поради сблъсъци през последните 10⁹ години, Davies et al. пресмятат по формулата :

, (4.1.4)

където и са в слънчеви единици, е звездната плътност в единици 10⁵ звезди на кубичен парсек, а представя частта от масивните звездите, които са от ГП. Стойността на е несигурна, но общоприетата стойност е =0.25 (Davies & Benz 1995).

Фигура 4.1.1 изразява зависимостта на броя BSSs, образувани от сблъсъци като функция на общата маса на купа. От тази фигура може да се види, че от сблъсъци се образуват между 10 и 100 BSSs в кълбовидните купове. Срещите между двойни звездни системи и между двойни/тройни и единични/двойни звездни системи също води до сблъсъци, но броя на BSSs, образуван при тези сблъсъци, е от същия порядък. Пунктирът на фигурата показва зависимостта . Стойността на се


Фиг. 4.1.1 Зависимост „брой BSSs, образувани чрез сблъсъци през последните 10⁹ години – абсолютна светимост на купа ”, приемайки М/L_v=3 за всички купове и f_mms=0.25.
изменя при различните купове с коефициент между 2 и 3, като при по-плътните и големи купове има по-големи стойности (Davies & Benz 1995). Тази промяна на влияе значително на броя BSSs, образувани от сблъсъци – . Също така в уравнение (4.1.4) за пресмятането на Davies et al. приемат, че BSSs прекарват време от порядъка на 1 млрд. години върху ГП, но в последно време бе установено, че техният живот върху ГП варира в по-широки граници. Въпреки всичко казано дотук според Davies et al.: в купове с много големи честоти на сблъсъци, образуваните BSSs посредством тези сблъсъци изглежда съставят текущи населения от порядъка 10–100 BSSs. Но последните наблюдения на космическия телескоп „Хъбъл” (HST), на голяма част от кълбовидните купове разкриват, че всеки СЗК съдържа между 40 и 400 BSSs. Оказва се, че популациите на BSSs в СЗК не са пропорционални на темпа на сблъсъци, както би се очаквало, ако всички BSSs бяха продукт само на сблъсъци. Откъдето следва, че съществуват и други механизми, образуващи BSSs.
4.2 Първични сини бегълци

Вторият механизъм за образуване на BSSs отчита ефектите от звездната еволюцията в двойна система. BSSs образувани от този механизъм се наричат първични (primordial) BSSs. Preston & Sneden (2000) и Carney et al. (2001) предложиха, че този тип звезди се образуват главно в сравнително „широки” двойни системи. В тези системи се образуват BSSs, когато главната (по-бързо еволюираща и по-масивна) звезда напуска ГП и запълва повърхността на Рош. Започва прехвърляне на маса към втората, по-малко масивна звезда (която все още е на ГП ) и от нея се образува BSS (вж. Приложение 2). Ако пък двойните системи са тесни, то те ще се слеят, но според Preston & Sneden тези популации са много по-малко на брой.

В СЗК с висока честота на сблъсъци, при среща на сравнително масивна звезда от главната последователност с относително широка двойка, по-малко масивната звезда бива изхвърлена (Фигура 4.2.1). Главната и по-масивна звезда еволюира по-бързо и запълва повърхността на Рош. Започва прехвърляне на маса към по-малко масивната звезда, от която се образува BSS. Ясно е, че BSSs във СЗК с висок темп на сблъсъци ще се образуват по-рано, токолкото в СЗК с ниска честота на сблъсъци. Днес повечето от BSSs, образували се по този начин в купове с висок темп на сблъсъци, ще са вече еволюирали. По тази причина ще се наблюдават по-малко BSSs в по-плътните купове.



Фиг.4.2.1. Еволюционни етапи във образуването на BSSs чрез пренос на маса в широка двойна система в СЗК. По-масивна звезда, която все още е от ГП измества звездата с по-малка маса в двойната система (Етап 1). Типичната маса на главната звезда след размяната в плътните купове е М₁ ~ 1.5–3М_sol (Davies & Hansen 1998). Тази звезда еволюира по-бързо от своя спътник и запълва повърхността на Рош (Етап 3). Върху непроеволюиралата звезда пада маса от главната звезда и тя се превърща в BSS (Етап 4) за време приблизително колкото е била звездата – донор върху главната последователност. Оттук следва, че BSSs ще се образуват по-рано в двойни звездни системи, съдържащи по-масивни главни звезди (т.е в СЗК с висок темп на сблъсъци). Имайки предвид че BSSs имат сравнително малко време на живот върху ГП, следва че популациите им в най-плътните СЗК днес би трябвало да са по-малко от тези в купове по-ниска плътност.
4.3 Oбединено население от сините бегълци

В СЗК днес броят на BSSs ще бъде резултат от комбинация на двата механизма за образуването им, т.е. във всеки кълбовиден куп ще се наблюдават първични и динамични BSSs.

Броят динамични BSSs съгласно (4.1.1) ще бъде :

, (4.3.1) където е подходящо избрана константа. За един СЗК с маса (вж. фигура 4.1.1, е еквивалентно на М_v = -9) N_dbs = 60.

Броят първични BSSs видими днес в отделни СЗК ще бъде:

Общият брой на сблъсъците между звезди за даден куп ~ . Броят на срещите на двойна звездна система с единична звезда – N_enc ~ .

Binney & Tremaine (1987) показват, че времето, за което дадена двойна система в кълбовиден куп ще се срещне със трета звезда може да се даде с изразът:

, (4.3.3) където n e плътността на единичните звезди, a М е общата маса на двойната звездна система и отделната звезда. Взимайки n=3x10⁴ звезди/кубичен парсек, km/s, M=2.5xM_sol, R_min=200xR_sol, Davies et al.(2004) получават Myr. С други думи , ако се приеме, че възрастта на дадения куп е 14 Gyr.

Смесените полулации на BSSs (динамични и първични) са показани на фигура 4.3.1. Общият брой BSSs, теоретично предсказани, са в съгласие с наблюденията на Piotto et al. (2003), представени на фигура 3.1.

Главният резултат от изследванията на Davies et al. (2004) е, че общия брой наблюдавани BSSs в СЗК не зависи от светимостта на купа (съответно от масата му), тъй като с увеличаване на светимостта на СЗК, намаляват първичните и се увеличават динамичните BSSs.

Фигура 4.3.1. Общият броят динамични и първични BSSs образувани през последните 1 Gyr като функция от абсолютната светимост на СЗК – М_v, приемайки М/L_v= 3 за всички купове. Разпределението на първичните BSSs е изобразено с прекъсната линия, докато динамичните бегълци са представени с пунктирана линия. Общият брой BSSs е представен с непрекъсната линия.
От фигура 4.3.1 ясно се вижда, че по-голямата част от BSSs в по-масивните купове би трябвало да се продукт на сблъсъци. Тези BSSs (динамичните) би трябвало да са по-ярки, от първичните BSSs (Bailyn & Prinsonneault 1995, Piotto et al. 1999). И наистина Piotto et al. (2003) показа, че в по-масивните СЗК се срещат повече ярки BSSs.


4.4 Необходимост от трети механизъм

Latham et al. (1996) показват, че от 30 наблюдавани BSSs в стария разсеян куп М67, 6 от тях са членове на двойни звездни системи. Една от двойките е късопериодична със период 4.1 дни, 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.

Perets & Fabrycky (2009) предлагат трети механизъм, който естествено обяснява наблюдаваните BSSs в дългопериодични двойни системи. Според този механизъм родоначалниците на BSSs са образувани във вътрешната двойка на стари тройни системи. Вътрешната двойка звезди в такава система може бързо да се движи в тесна конфигурация и да се превърне в BSS по два начина: като се слее или чрез трансфер на маса. Такъв сценарий успешно би обяснил характеристиките на наблюдаваните популации в РЗК М67.

Според този механизъм BSSs могат да:

• 
  имат партньор, който да е дълго време на ГП;
  
• 
  съществуват в области, където сблъсъците между звезди са малко вероятни.
  

sol). Според този трети механизъм е възможно да се образуват BSSs с маса – М_bss ≤ 2М_to. Тези звезди ще се различават лесно на ДХР за куповете, тъй като ще се намират сравнително далече от “turn off” точката за съответния куп. Такива BSSs са наблюдавани на ДХР за разсеяните купове М67 и NGC 188 (Geller et al. 2008; Liu et al. 2008).

В ядрата на СЗК взаимодействието между тройна система и динамичните ефекти, резултат от много високите плътности, е сложно. Както показаха Davies et al. в звездни групировки като СЗК BSSs са резултат от двата основни механизма (пренос на маса и сблъсъци). Обаче в разсеяните купове този трети механизъм е единственият, които естествено обяснява наблюдаваните двойни системи с член, който е BSS.

Раздел 5

Сините бегълци след Главната последователност
В този раздел ще се разгледат въпросите за BSSs след ГП. Какво се случва след като BSSs еволюират от ГП? Могат ли да се наблюдават някъде в ДХР и ако могат, това дава ли някаква информация за миналото на съответния куп?

В М3 Sandage (1953) наблюдава население звезди от HB, които са малко по-ярки то обикновените звезди в тази област на ДХР. Очакваните маси на наблюдаваните BSSs е около 2 пъти масата на звездите в t.n. „turn off” точка за съответния куп. Използвайки тази маса, в стандартния еволюционен модел за единични звезди Renzini & Fusi Pecci (1988) успяват да покажат, че еволюиралите BSSs (E-BSSs), стигнали до HB на купа, би трябвало да са малко по-червени и по-ярки от сътветните маломасивни звезди, които също се намират на HB.

E-BSSs също би трябвало да съществуват в ивицата на нестабилност и да се наблюдават като цефеиди, с нерегулярни изменения в блясъка. Това са звезди с ниска металичност, които са по-ярки с две звездни велични от RR Lyrae звездите и имат периоди на пулсации около 1.5 денонощия. Почти всички цефеиди, с нерегулярни изменения в блясъка, са наблюдавани в галактиките джуджета от Местната група. Само една звезда от този тип е наблюдавана в СЗК NGC 5466 (Zin & King 1982).

BSSs и техните по-късни наследници бяха индентифицирани с помоща на HST/WFPC2 в M3 (Ferraro et al. 1997a), M13 (Ferraro et al. 1997b, 1999) и M80 (Ferraro et al. 1999). Еволюиралите бегълци са малко по-сини от звездите в червения клон на гигантите (ЧКГ) и са с между 0.2 и 1 звездна величина по-ярки от звездите на HB в тези купове. В М3 и М80 BSSs, които са още върху ГП, и E-BSSs имат най-голяма концентрация в централните области на тези купове. В М3 „ярките”³ BSSs от ГП са 6.4 пъти повече от еволюиралите бегълци. За М13 отношението е 2.2, а за М80 – 6.8. При М80 населението от BSSs е толкова добре определенo, че не е необходимо ограничаването само с най-ярките BSSs. В този случай отношението на всички BSSs към еволюиралите бегълци е ~16.

Sills et al. (2008) пресмятат еволюционните трекове на BSSs, които са резултат от сблъсъци и трековете на нормални звезди. За металичността на звездите избират Z=0.001, а за съдържанието на хелий: Y=0.232. Също така за масата на звездите от “turn off” точката избират: М=0.8М_sol, което отговаря на възраст за купа 13.7 млрд. години. Вариантите на сблъсъци, които те разглеждат 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.
Таблица 1

Първоначални параметри на продуктите от сблъсъците.


5.1 Сравнение с нормалните звезди

Фигури 5.1.1–5.1.6 представят изчислените от Sills et al. еволюционни трекове за всеки BSS, резултат на сблъсъk. Всяка фигура отговаря за различен избор на масите на сблъскващите се звезди. Различните линии представят различните възрасти на звездите, които са се сблъскали. С прекъсната линия е изобразен еволюционният трек на обикновена звезда от купа със Z = 0.001 и Y = 0.232 и маса като тази на еволюиращия BSS.

Фиг.5.1.1. Еволюционни трекове на BSSs, образувани от сблъсъци между звезди с маси 0.4M_sol (m04m04) за всички моменти на сблъсъците, които са представени в таблица 1. Пунктирът (И в следващите фигури) показва еволюционния трек на нормална звезда със маса 0.78M_{sol .}
На всички тези фигури са обозначени приблизителните положения на E-BSSs – HB и основата на асимптотичния клон на гигантите (AGB) (където е най-вероятно да се наблюдават тези звезди). HB е дефиниран от еволюционния трек на звезда със маса M = 0.78M_sol (Фигура 5.1.1) и съответства на светимост log(L/L_sol) ~ 1.7 ^m. Червеният квадрат се намира върху началото на AGB ( в него има най-голяма вероятност да се наблюдават еволюирали бегълци).

E-BSSs са с между 0.2^m и 1^m (Bailyn 1994; Ferraro et al. 1997a, 1999) звездна величина по-ярки от звездите, намиращи се върху HB 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 E-BSSs сa ограничени в областа: 1.78sol)<2.1 (на всички фигури – червеното квадрадче).

Разположението на ГП за всеки еволюционен трек от ДХР е почти една и съща за различните фигури. Като се избира различна възраст на сблъскващите се звезди


Фиг. 5.1.2. Еволюционни трекове на динамични BSSs с маси 0.98M_sol (m04m06) за всички моменти на сблъсъците, които са представени в таблица 1. Пунктирът показва еволюционният трек на нормална звезда с маса 0.98M_{sol .}
(различен момент на сблъсъка) се получават малки разлики в положенията през различните етапи от еволюцията на динамичните BSSs върху ДХР. Еволюционните трекове на BSSs са сходни със тези на нормалните звезди със съответна маса.


Фиг. 5.1.3. Еволюционни трекове на динамични BSSs с маси 1.18M_sol (m06m06) за всички моменти на сблъсъците, които са представени в таблица 1. Пунктирът показва еволюционният трек на нормална звезда с маса 1.18M_sol.


Фиг. 5.1.4. Еволюционни трекове на динамични BSSs с маси 1.18M_sol (m04m06) за всички моменти на сблъсъците, които са представени в таблица 1. Пунктирът показва еволюционният трек на нормална звезда с маса 1.18M_sol.



Фиг. 5.1.5. Еволюционни трекове на динамични BSSs с маси 1.38M_sol (m06m08) за всички моменти на сблъсъците, които са представени в таблица 1. Пунктирът показва еволюционният трек на нормална звезда с маса 1.38M_sol.



Фиг. 5.1.6. Еволюционни трекове на динамични BSSs с маси 1.58M_sol (m08m08) за всички моменти на сблъсъците, които са представени в таблица 1. Пунктирът показва еволюционният трек на нормална звезда с маса 1.58M_sol.
След ГП еволюцията на нормалните звезди и динамичните BSSs, както се вижда от фигури 5.1.1–5.1.6 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 на фигура 5.1.1. Но дори такава разлика трудно би могла да се регистрира и съответно да се разграничат E-BSSs от еволюиралите нормални звезди в повечето купове.
5.2 Еволюция върху хоризонталния клон

На ДХР за нормалните и динамичните BSSs се наблюдават възли в ранната част на HB (Фигура 5.2.1). Те се дължат на спирането на еволюцията на звездата, когато се намира на върха на клона на гигантите и внезапно възникват хелиеви реакции в ядрото й. Тези възли са с много кратка продължителност (< 10⁶ години), настъпват в края на горенето на хелия и преди започването на стабилните хелиеви реакции.

Фиг. 5.2.1. Еволюционни трекове на динамични звезди с маса 0.78M_sol (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 фигура 5.2.2(а) са илюстрирани повърхностната светимост и светимостта на ядрото (прекъснатата линия) за еволюирал беглец с маса 0.78M_sol (m04m04). Последвалите внезапни намалявания на светимостта са резултат от спадането на изродеността в ядрото. На фигура 5.2.2(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.


Фиг.5.2.2.–(а) Повърхностната (плътна линия) и светимост на „горящото” хелиево ядро (прекъсната линия) като функция от времето за модел m04m04 (таблица 1) от върха на клона на гигантите до началото на стабилните хелиеви реакции. 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” (~10¹⁰L_sol). (б) Зависмостта на ефективната температура от времето. Времето от светлинното изгухване до стабилните хелиеви реакции е около 10⁶ години.
5.3 Кандидати за еволюирали сини бегълци

Един лесен начин за оценка на очакваният брой E-BSSs 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:

• 
  нулева (начална) ГП (НГП) е лявата граница на ГП. В тази точка звездите се намират в хидростатично равновесие. В ядрата им протича термоядрен синтез на водородни атоми
  
• 
  крайна ГП (КГП): в този етап масата на хелия в ядрото на звездата е 99% – Y=0.99
  
• 
  начало на HB: звездата навлиза в този етап когато хелият спадне до 97% (Y=0.97), след КГП
  
• 
  краят на HB настъпва когато Y=0, което бележи и началото на AGB. Когато звездата се намира на AGB, тя губи маса от обвивката си. Тази загуба на маса прекратява еволюцията на звездата върху AGB когато масата на обвивката стане около 0.1М_sol (Blöcker 2001) или когато q=M_core/M_total>0.9.
  
• 
  край на AGB: звездата напуска тази област от ДХР когато увеличи ефективната си температура T_eff така, че ∆Log(T_eff) = 0.3
  

На фигура 5.2.3 са представени разглежданите области. Приблизителното положение на AGB е при температура log(T_eff) = 3.7. Продължителностите на разгледаните еволюционни етапи са пресметнати от Sills et. al.(2008) и са представени в таблица 2 за нормални звезди и таблица 3 за динамични BSSs. В първата колона е името на всеки тип сблъсък (маса на звездата за таблица 2). Следващите три колони са времето на живот върху: ГП, HB и AGB. Последните две колони изразяват отношенията на времето, което прекарват съответните звезди върху ГП към времето им върху HB и AGB. По последните две колони може да се съди за относителния брой на разглежданите звезди.

Фиг.5.2.3. Еволюционни трекове динамични BSSs със маси: 0.78M_sol , 0.98M_sol , 1.18M_sol , 1.38M_sol , 1.58M_sol . НГП започва от началото на трековете. КГП е обозначена със плътни квадратчета.; началото на HB с триъгълници; краят на HB със окръжности. Краят на AGB е обозначен със звезди.





Всички звезди прекарват около 10⁸ години върху HB. Обаче, етапът ГП на разглежданите звезди може да варира с 3 порядъка. Така предсказаният брой звезди от HB за всеки BSS ще зависи силно от типа динамични BSSs (m04m04, m04m06 и т.н.), които се наблюдават в даден куп. Всички E-BSSs, резултат от сблъсък на звезди с 0.4 М_sol, ще са неразличими от нормалните звезди стигнали до HB в купа.

Времето, което звездите се намират върху AGB, е дори още по-малко в сравнение с времето върху HB – около 1.5 х 10⁷ години. Затова то би могло да се пренебрегне при пресмятането на отношенията на динамичните BSSs към E-BSSs.

Наблюдаваните отношения – еволюирали към нееволюирали BSSs обикновенно 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 ГП отколкото върху HB (MS/HB ~ 150) и освен това са неразличими от нормалните еволюирали звезди. Повечето наблюдатели когато пресмятат отношението BSSs към E-BSSs, включват само „ярките” от тях. Продуктите от сблъсъците – m04m06 изпълняват необходимите изисквания (да са 0.6 звевздни велични по-ярки от звездите на „turn off” точката), но все още не е напълно ясно дали трябва да се взимат предвид. Все пак от таблица 3 за средната стойност на MS/HB се получава 17.7 като не се включват моделите oт m04m06C нагоре (таблица 1). От наблюдения за СЗК М80 отношението BSSs към E-BSSs е 16 ( Ferraro et al. 1999). Пресметнатата средна стойност 17.7 в моделите на Sills et al. (2008) е в много добро съгласие с наблюденията.

Тези отношения (MS/HB и MS/AGB) показват, че BSSs се намират относително малко време върху ГП. Ако те имаха поведението на слабомасивни звезди в СЗК би трябвало да се падат около 100 звезди от ГП за всеки еволюирал BSS (намиращ се върху HB). Обаче от наблюдения е известно, че на всеки еволюирал BSS се падат около ~ 10 – 20. Повечето BSSs се намират върху ГП за време около 1 – 2 млрд. години, което е достатъчно наблюдаваните отношения между отделните популации да са в съгласие с моделите на Sills et al. (2008)

На фигури 5.2.4 и 5.2.5 Sills et al. (2008) са илюстрирали еволюционните трекове за сблъсъци случили се 10 (D) и 13.7 (Е) млрд. години след образуването на купа. На тези фигури 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. Между двете фигури почти не се забелязват значителни разлики. Ако се приеме, че BSSs се образуват с постоянeн темп (през последните 3 млрд. години), тогава ДХР за реалните СЗК би трябвало да изглеждат като тези на представените фигури.



Фиг.5.2.4 Еволюционни трекове за всички BSSs разгледани в таблица 1, които са резултат от сблъсъци, случили се 10 млрд. години след образуването на купа. Точките са разделени на състояния, през които звездата preминава на всеки 10⁷ години. С червени четириъгълници са обозначени: HB, E-BSSs и областта на AGB.
В реалните СЗК се наблюдават от няколко десетки до няколко стотици BSSs (които ще имат различни маси). Интересно е да се отбележи, че E-BSSs на фигури 5.2.4. и 5.2.5 се струпват в една област, независимо от масата им. По тази причина от E-BSSs не може да се съди за първоначалната им маса, а още по-малко да се установят масите на звездите които са образували дадения BSS.

Накрая е важно да се отбележи, че резултатите получени от Sills et al. (2008) са силно зависими от дефинирането на съответните етапи от еволюцията на звездите (най-вече от ГП и HB). Докато етапът ГП може да бъде определен много грубо, определянето на HB 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 BSSs са образувани при директен сблъсък между две звезди. Обаче в раздел 4 се показа, че BSSs в СЗК се образуват не само от сблъсъци между звезди, но и в двойни звездни системи. Това може да доведе до различна структура и различен

Фиг.5.2.5. Еволюционни трекове за всички BSSs разгледани в таблица 1, които са резултат от сблъсъци, случили се 13.7 млрд. години след образуването на купа. Точките са разделени на състояния, през които звездата preминава на всеки 10⁷ години. С червени четириъгълници са маркирани: HB, E-BSSs и областта на AGB.
химичен състав на BSSs. Еволюцията на „динамичните” BSSs е различна от тази на „първичните”. Но еволюцията на звездите след ГП се влияе слабо от смущения на звездите, докато са били на ГП. Дори динамичните BSSs, които са с различно съдържание на хелий, претърпяват почти идентични еволюционни промени. Разбира се има незначителни разлики, когато звездата е близо до края на AGB, но между “turn of” точката и върха на асимптотичният клон еволюционните им трекове са подобни. Еволюционният трек на един BSS, образуван в двойна система, ще бъде подобна на представените в този раздел, освен ако няма значителни разлики в структурата и химичният състав на звездите в тази система.

От друга стана продължителността на етапът ГП за „първичните” BSSs е несигурна. Също така общото количество на хелий би трябвало да е едно и също за двата типа BSSs, но възможно да бъде разпределено по различен начин в звездата, което би могло да повлияе на еволюцията й след ГП. Но ако продължителността на съответните етапи при „първичните” BSSs е от същия порядък както при „динамичните”, важното е, че броят на E-BSSs в ДХР няма да се различава при различните механизми на образуването на BSSs.

жүктеу/скачать 7.96 Mb.

Достарыңызбен бөлісу: