A голубых отставших - это звезда главной последовательности в открытом или шаровом скоплении, которое более светится и голубее, чем звезды в точке поворота главной последовательности для скопления. Голубые отставшие были впервые обнаружены Алланом Сэндиджем в 1953 году при выполнении фотометрии звезд в шаровом скоплении M3. Стандартные теории звездной эволюции утверждают, что положение звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела должно почти полностью определяться исходной массой звезды и ее возраст. В скоплении все звезды сформировались приблизительно в одно время, и, таким образом, на диаграмме H – R для скопления все звезды должны лежать вдоль четко определенной кривой, заданной возрастом скопления, с положениями отдельных звезд на этом кривая определяется исключительно их начальной массой. С массами в два-три раза больше, чем у остальных звезд скопления главной последовательности, голубые отставшие звезды кажутся исключением из этого правила. Решение этой проблемы, вероятно, связано с взаимодействиями между двумя или более звездами в плотных границах скоплений, в которых находятся голубые отставшие. Голубые отставшие также встречаются среди звезд поля, хотя их сложнее отличить от настоящих массивных звезд главной последовательности. Тем не менее, полевые синие отставшие могут быть идентифицированы в ореоле Галактики, поскольку все выжившие звезды главной последовательности имеют малую массу.
Есть несколько объяснений были выдвинуты, чтобы объяснить существование синих отставших. Самый простой из них состоит в том, что голубые отставшие звезды сформировались позже, чем остальные звезды в скоплении, но доказательства этого ограничены. Другое простое предположение состоит в том, что синие отставшие звезды являются либо звездами поля, которые на самом деле не являются членами скоплений, к которым они, кажется, принадлежат, либо звездами поля, захваченными скоплением. Это тоже кажется маловероятным, поскольку «синие отставшие» часто находятся в самом центре кластеров, к которым они принадлежат. Наиболее вероятное объяснение состоит в том, что синие отставшие звезды являются результатом того, что звезды подходят слишком близко к другой звезде или объекту аналогичной массы и сталкиваются. Таким образом, новообразованная звезда имеет более высокую массу и занимает позицию на диаграмме HR, которая была бы заселена действительно молодыми звездами.
Два наиболее жизнеспособных объяснения существования синих отставших звезд включают взаимодействие между скоплениями члены. Одно из объяснений состоит в том, что это нынешние или бывшие двойные звезды, которые находятся в процессе слияния или уже сделали это. слияние двух звезд привело бы к созданию одной более массивной звезды, потенциально с массой больше, чем масса звезд в точке поворота главной последовательности. В то время как звезда, родившаяся с массой, превышающей массу звезд в точке поворота, будет быстро эволюционировать за пределы главной последовательности, компоненты, образующие более массивную звезду (посредством слияния), тем самым задержат такое изменение. Есть свидетельства в пользу этой точки зрения, в частности, что синие отставшие гораздо чаще встречаются в плотных областях скоплений, особенно в ядрах шаровых скоплений. Поскольку в единице объема больше звезд, столкновения и близкие столкновения в скоплениях гораздо более вероятны, чем среди звезд поля, и расчеты ожидаемого числа столкновений согласуются с наблюдаемым числом синих отставших.
NGC 6752, шаровое скопление, которое содержит большое количество голубых отставших звездОдин из способов проверить эту гипотезу - изучить пульсации переменных синих отставших звезд. астросейсмологические свойства объединенных звезд могут заметно отличаться от свойств типичных пульсирующих переменных с аналогичной массой и светимостью. Однако измерение пульсаций очень сложно из-за нехватки переменных синих отставших, малых фотометрических амплитуд их пульсаций и переполненных полей, в которых часто встречаются эти звезды. Было замечено, что некоторые синие отставшие быстро вращаются, в одном примере в 47 Tucanae наблюдалось вращение в 75 раз быстрее, чем Солнце, что согласуется с образованием столкновение.
Другое объяснение основывается на переносе массы между двумя звездами, рожденными в системе двойной звезды. Более массивная из двух звезд в системе будет развиваться первой и по мере расширения будет выходить за пределы своей полости Роша. Масса будет быстро переходить от изначально более массивного компаньона к менее массивному, и, как гипотеза столкновения, могла бы объяснить, почему будут звезды главной последовательности более массивные, чем другие звезды в скоплении, которые уже эволюционировали из главной последовательности. Наблюдения за голубыми отставшими показали, что некоторые из них имеют значительно меньше углерода и кислорода в их фотосферах, чем обычно, что свидетельствует о том, что их внешний материал был извлечен из грунта. изнутри спутника.
В целом есть свидетельства в пользу как столкновений, так и массопереноса между двойными звездами. В M3, 47 Tucanae и NGC 6752, похоже, работают оба механизма: столкнувшиеся синие отставшие занимают ядра скоплений, а синие отставшие массообменники на окраинах. Обнаружение маломассивных белых карликов товарищей вокруг двух синих отставших в поле Кеплер предполагает, что эти два синих отстающих набирали массу за счет стабильного переноса массы.
Голубые отставшие также встречаются среди звезд поля в результате тесного взаимодействия двойных звезд. Поскольку доля тесных двойных звезд увеличивается с уменьшением металличности, все чаще встречаются голубые отставшие от звездных популяций, бедные металлами. Однако идентифицировать голубых отставших среди звезд поля труднее, чем в звездных скоплениях, из-за сочетания звездного возраста и металличности среди звезд поля. Тем не менее, полевые синие отставшие могут быть идентифицированы среди старых звездных популяций, таких как Галактическое гало или карликовые галактики.
«Желтые отставшие» или «красные отставшие» - это звезды с разными цветами. между поворотом и ветвью красных гигантов, но ярче, чем ветвь субгигантов. Такие звезды были идентифицированы в рассеянных и шаровых звездных скоплениях. Эти звезды могут быть бывшими голубыми отстающими звездами, которые сейчас эволюционируют в сторону гигантской ветви.