Rezagado azul

Una rezagada azul es un tipo de estrella que es más luminosa y más azul de lo esperado. Por lo general, se identifican en un cúmulo estelar y tienen una temperatura efectiva más alta que el punto de inflexión de la secuencia principal del cúmulo, donde las estrellas comunes comienzan a evolucionar hacia la rama gigante roja . Las rezagadas azules fueron descubiertas por primera vez por Allan Sandage en 1953 mientras realizaba fotometría de las estrellas en el cúmulo globular M3 . ^{[1] [2]}

Las teorías estándar de evolución estelar sostienen que la posición de una estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell debería estar determinada casi en su totalidad por la masa inicial de la estrella y su edad. En un cúmulo, todas las estrellas se formaron aproximadamente al mismo tiempo y, por lo tanto, en un diagrama H-R para un cúmulo, todas las estrellas deberían estar a lo largo de una curva claramente definida establecida por la edad del cúmulo, con las posiciones de las estrellas individuales en esa curva determinadas únicamente por su masa inicial . Con masas dos o tres veces mayores que las del resto de las estrellas del cúmulo de la secuencia principal, las rezagadas azules parecen ser excepciones a esta regla. ^[3] La resolución de este problema probablemente esté relacionada con las interacciones entre dos o más estrellas en los densos confines de los cúmulos en los que se encuentran las rezagadas azules. Las rezagadas azules también se encuentran entre las estrellas de campo, aunque su detección es más difícil de desentrañar de las estrellas masivas genuinas de la secuencia principal. Sin embargo, las rezagadas azules de campo se pueden identificar en el halo galáctico, ya que todas las estrellas supervivientes de la secuencia principal tienen baja masa. ^[4]

Se han propuesto varias explicaciones para explicar la existencia de las rezagadas azules. La más simple es que las rezagadas azules se formaron más tarde que el resto de estrellas del cúmulo, pero la evidencia de esto es limitada. ^[6] Otra propuesta simple es que las rezagadas azules son estrellas de campo que en realidad no son miembros de los cúmulos a los que parecen pertenecer, o son estrellas de campo que fueron capturadas por el cúmulo. Esto también parece improbable, ya que las rezagadas azules a menudo residen en el centro mismo de los cúmulos a los que pertenecen. La explicación más probable es que las rezagadas azules sean el resultado de estrellas que se acercan demasiado a otra estrella u objeto de masa similar y chocan . ^[7] La ​​estrella recién formada tiene, por lo tanto, una masa mayor y ocupa una posición en el diagrama HR que estaría poblada por estrellas genuinamente jóvenes.

Las dos explicaciones más viables propuestas para la existencia de rezagados azules implican interacciones entre los miembros del cúmulo. Una explicación es que son estrellas binarias actuales o anteriores que están en proceso de fusión o que ya lo han hecho. La fusión de dos estrellas crearía una única estrella más masiva, potencialmente con una masa mayor que la de las estrellas en el punto de inflexión de la secuencia principal . Mientras que una estrella nacida con una masa mayor que la de las estrellas en el punto de inflexión evolucionaría rápidamente fuera de la secuencia principal, los componentes que forman una estrella más masiva (a través de la fusión) retrasarían así dicho cambio. Hay evidencia a favor de esta visión, en particular que los rezagados azules parecen ser mucho más comunes en las regiones densas de los cúmulos, especialmente en los núcleos de los cúmulos globulares . Dado que hay más estrellas por unidad de volumen, las colisiones y los encuentros cercanos son mucho más probables en los cúmulos que entre las estrellas de campo y los cálculos del número esperado de colisiones son consistentes con el número observado de rezagados azules. ^[7]

Una forma de probar esta hipótesis es estudiar la pulsación estelar de las estrellas variables rezagadas azules. Las propiedades astrosismológicas de las estrellas fusionadas pueden ser medible y diferentes de las de las estrellas variables pulsantes de masa y luminosidad similares. Sin embargo, la medición de las pulsaciones es muy difícil, dada la escasez de estrellas variables rezagadas azules, las pequeñas amplitudes fotométricas de sus pulsaciones y los campos abarrotados en los que a menudo se encuentran estas estrellas. Se ha observado que algunas estrellas rezagadas azules giran rápidamente, y se ha observado que un ejemplo en 47 Tucanae gira 75 veces más rápido que el Sol , lo que es consistente con la formación por colisión. ^[9]

La otra explicación se basa en la transferencia de masa entre dos estrellas nacidas en un sistema binario de estrellas . La más masiva de las dos estrellas del sistema evolucionará primero y, a medida que se expande, desbordará su lóbulo de Roche . La masa se transferirá rápidamente de la compañera inicialmente más masiva a la menos masiva; al igual que la hipótesis de la colisión, esto explicaría por qué hay estrellas de la secuencia principal más masivas que otras estrellas en el cúmulo que ya han evolucionado a partir de la secuencia principal. ^[10] Las observaciones de las rezagadas azules han descubierto que algunas tienen significativamente menos carbono y oxígeno en sus fotosferas de lo que es típico, lo que es evidencia de que su material exterior ha sido extraído del interior de una compañera. ^{[11] [12]}

En general, hay evidencia a favor de colisiones y transferencia de masa entre estrellas binarias. ^[13] En M3 , 47 Tucanae y NGC 6752 , ambos mecanismos parecen estar operando, con rezagados azules colisionales ocupando los núcleos del cúmulo y rezagados azules de transferencia de masa en las afueras. ^{[14] El descubrimiento de compañeras} enanas blancas de baja masa alrededor de dos rezagados azules en el campo Kepler sugiere que estos dos rezagados azules ganaron masa a través de una transferencia de masa estable. ^[15]

También se encuentran rezagados azules entre las estrellas de campo, como resultado de la interacción entre sistemas binarios cercanos. Dado que la fracción de sistemas binarios cercanos aumenta con la disminución de la metalicidad , es cada vez más probable encontrar rezagados azules en poblaciones estelares pobres en metales. Sin embargo, la identificación de rezagados azules entre las estrellas de campo es más difícil que en los cúmulos estelares, debido a la mezcla de edades estelares y metalicidades entre las estrellas de campo. Sin embargo, los rezagados azules de campo se pueden identificar entre poblaciones estelares antiguas, como el halo galáctico o las galaxias enanas. ^[4]

Las "rezagadas amarillas" o "rezagadas rojas" son estrellas con colores entre los de la rama de salida y la rama de las gigantes rojas , pero más brillantes que la rama de las subgigantes . Se han identificado estrellas de este tipo en cúmulos estelares abiertos y globulares. Estas estrellas pueden ser antiguas estrellas rezagadas azules que ahora están evolucionando hacia la rama de las gigantes. ^[16]

• Lista de estrellas rezagadas azules

• Variable Algol  : Clase de estrellas binarias eclipsantes
• Variable SX Phoenicis  – tipo de estrella variablePáginas que muestran descripciones de wikidata como alternativa