청색 낙오성: 두 판 사이의 차이

 

| title=너무 가까이 | date=2003년 8월 7일

| work=Hubble Site | publisher=NASA

 

=== 성단 상호작용 ===

 

청색낙오성의 존재에 대한 설명으로 제시된 가장 유력한 두 설명은 성단의 구성원 간의 상호작용을 수반한다. 한 설명은 이들이 합병 과정에 있거나 이미 합병된 현재 또는 과거에 [[쌍성]]이라는 것이다. 두 별의 병합은 주계열의 전환점에 있는 별보다 더 무거운 별을 형성할 수 있다. 주계열을 떠나 이미 진화한 전환점에 있는 별의 질량보다 더 무겁게 형성된 별은 이미 진화하여 주계열을 벗어났지만, 합병을 통해 형성된 무거운 별은 그만큼 빠르게 진화하지 않는다. 이러한 관점을 지지하는 증거가 존재하는데, 청색낙오성이 성단의 밀한 영역, 특히 구상성단의 핵에서 훨씬 더 흔하게 보인다는 것이다. 단위부피 당 더 많은 별들이 존재하기 때문에, 별들의 충돌과 접근이 떠돌이 별 중에서 보다 성단에서 일어날 가능성이 더 크다. 그렇게 예측된 충돌 회수에 대한 계산 결과는 관측된 청색낙오성의 수와 일치한다.<ref name=pjtl />

 

 

이 가설을 검증할 수 있는 한가지 방법은 [[변광성|변광]] 청색낙오성의 맥동에 대해 연구하는 것이다. 합병된 별의 [[항성지진학|항성지진학적]] 특징은 유사한 질량과 광도를 가진 일반적인 맥동 변광성의 특징과는 정량적인 차이를 가질 것이다. 그러나, 맥동의 측정은 변광 청색낙오성의 부족과 이들의 맥동에 따른 [[측광]] 진폭의 작음, 그러한 별들이 보통 발견되는 곳에서 가득 존재하는 떠돌이 별들로 인해 매우 어렵다. 일부 청색낙오성들은 빠르게 회전하는 것으로 관측되어 왔다. 일례로 충돌로 인한 형성과 일치하는, [[큰부리새자리 47]]에서 [[태양]]보다 75 배 빨리 회전하는 것으로 관측된 별이 있다.<ref>{{뉴스 인용| title = 청색낙오성을 잡은 허블 | publisher = Hubble News Desk | date = 1997-10-29 | accessdate = 2010-01-18 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/35/text/}}</ref>

청색낙오성의 존재를 설명하는 다른 하나는 쌍성계에서 형성된 두 별 사이의 질량 이동과 상관 있다. 쌍성계의 두 별 중 더 무거운 것은 먼저 진화하여 팽창하고, 쌍성의 [[로슈엽]]을 넘어서게 된다. 처음 더 무거운 짝별의 질량은 가벼운 짝별으로 빠르게 움직이며, 충돌 가설과 같이 왜 주계열성이 이미 주계열에서 벗어난 성단의 다른 별들보다 더 무거운지 설명할 수 있게 된다.<ref name=shu>{{서적 인용| author = 슈, 프랭크 | title = 피지컬 유니버스 | url = http://books.google.com/?id=v_6PbAfapSAC | year = 1982 | publisher = 유니버서티 사이언스 북스 | isbn = 978-0-935702-05-7}}</ref> 청색낙오성의 관측은 일부 별이 일반적인 별들보다 광구에서 상당히 적은 [[탄소]] 및 [[산소]]를 보유하고 있음을 발견하였는데, 이는 별 외부의 물질이 동반성의 내부에서부터 준설되어 오고 있다는 증거이다.<ref name = "Space.com2006">{{뉴스 인용| title = 이상한 청색낙오성 발견에 대한 기원 | url = http://www.space.com/2967-origin-strange-blue-straggler-stars-pinned.html | publisher = 스페이스닷컴 | date = 2006-10-05 | accessdate = 2014-03-23}}</ref><ref name="Ferraro2006">{{저널 인용| doi = 10.1086/507327| title = 큰부리새자리 47에서의 탄소/산소 결핍 청색낙오성의 발견: 질량 이동 형성 과정의 화학적 특징| journal = 천체물리학 저널| volume = 647| issue = 1| pages = L53-L56| date = 2006-08-10| last1 = 페라로 | first1 = F. R.| last2 = 사비 | first2 = E.| last3 = 그래튼 | first3 = R.| last4 = 피오토 | first4 = G.| last5 = 란조니 | first5 = B.| last6 = 카레타 | first6 = E.| last7 = 루드 | first7 = R. T.| last8 = 실즈 | first8 = A. | last9 = 후시 페치 | first9 = F.| last10 = 묄러 | first10 = S.| last11 = 베카리 | first11 = G.| last12 = 루카텔로 | first12 = S.| last13 = Compagni | first13 = N.|arxiv = astro-ph/0610081 |bibcode = 2006ApJ...647L..53F }}</ref>

 

 

전반적으로, 쌍성 사이의 충돌과 질량 이동 모두 뒷받침하는 증거가 있다.<ref>{{뉴스 인용| title = 청색낙오성은 흡혈귀거나 악동 | author = 낸시 앳킨슨 | publisher = 유니버스 투데이 | url = http://www.universetoday.com/2009/12/23/blue-stragglers-can-be-either-vampires-or-stellar-bad-boys/ | date = 2009-12-23 | accessdate = 2010-01-18}}</ref> [[메시에 3|M3]], [[큰부리새자리 47]], [[NGC 6752]]에서, 성단의 핵에서 설명 가능한 충돌 청색낙오성과 성단 외곽에서 설명 가능한 질량 이동 청색낙오성의 존재로 두 메커니즘 모두 유효한 것으로 보인다.<ref>{{저널 인용| author = Mapelli, M. | title = 청색낙오성 및 원형별의 반경 분포 | journal = [[왕립 천문학회 월간보고]] | volume = 373 | issue = 1 | pages = 361–368 | year = 2006 | bibcode = 2006MNRAS.373..361M | doi = 10.1111/j.1365-2966.2006.11038.x|arxiv = astro-ph/0609220 |display-authors=etal}}</ref> [[케플러 미션|케플러 영역]]에서 두 청색낙오성을 둘러싼 저질량 [[백색왜성]] 짝별의 발견은 이들 두 청색낙오성이 안정적인 질량 이동을 통해 질량을 흡수했음을 암시한다.<ref>{{저널 인용| title = 케플러 영역에서의 밀집 천체에 의한 통과 및 중력렌즈: 청색낙오성을 공전하는 파괴된 별 | author = 디 스테파노, 로자네 | journal = ArXiv | year = 2010 | bibcode = 2011AJ....141..142D | doi=10.1088/0004-6256/141/5/142 | arxiv=1002.3009}}</ref>