A blue straggler is a type of star that is more luminous and bluer than expected.  Typically identified in a stellar cluster, they have a higher effective temperature than the main sequence turnoff point for the cluster, where ordinary stars begin to evolve towards the red giant branch. Blue stragglers were first discovered by Allan Sandage in 1953 while performing photometry of the stars in the globular cluster M3.

Description
Standard theories of stellar evolution hold that the position of a star on the Hertzsprung–Russell diagram should be determined almost entirely by the initial mass of the star and its age. In a cluster, stars all formed at approximately the same time, and thus in an H–R diagram for a cluster, all stars should lie along a clearly defined curve set by the age of the cluster, with the positions of individual stars on that curve determined solely by their initial mass. With masses two to three times that of the rest of the main-sequence cluster stars, blue stragglers seem to be exceptions to this rule. The resolution of this problem is likely related to interactions between two or more stars in the dense confines of the clusters in which blue stragglers are found. Blue stragglers are also found among field stars, although their detection is more difficult to disentangle from genuine massive main sequence stars. Field blue stragglers can however be identified in the Galactic halo, since all surviving main sequence stars are low mass.

Formation

Several explanations have been put forth to explain the existence of blue stragglers. The simplest is that blue stragglers formed later than the rest of the stars in the cluster, but evidence for this is limited. Another simple proposal is that blue stragglers are either field stars which are not actually members of the clusters to which they seem to belong, or are field stars which were captured by the cluster. This too seems unlikely, as blue stragglers often reside at the very center of the clusters to which they belong. The most likely explanation is that blue stragglers are the result of stars that come too close to another star or similar mass object and collide. The newly formed star has thus a higher mass, and occupies a position on the HR diagram which would be populated by genuinely young stars.

Cluster interactions

The two most viable explanations put forth for the existence of blue stragglers both involve interactions between cluster members. One explanation is that they are current or former binary stars that are in the process of merging or have already done so. The merger of two stars would create a single more massive star, potentially with a mass larger than that of stars at the main-sequence turn-off point. While a star born with a mass larger than that of stars at the turn-off point would evolve quickly off of the main sequence, the components forming a more massive star (via merger) would thereby delay such a change. There is evidence in favor of this view, notably that blue stragglers appear to be much more common in dense regions of clusters, especially in the cores of globular clusters. Since there are more stars per unit volume, collisions and close encounters are far more likely in clusters than among field stars and calculations of the expected number of collisions are consistent with the observed number of blue stragglers.

One way to test this hypothesis is to study the pulsations of variable blue stragglers. The asteroseismological properties of merged stars may be measurably different from those of typical pulsating variables of similar mass and luminosity. However, the measurement of pulsations is very difficult, given the scarcity of variable blue stragglers, the small photometric amplitudes of their pulsations and the crowded fields in which these stars are often found. Some blue stragglers have been observed to rotate quickly, with one example in 47 Tucanae observed to rotate 75 times faster than the Sun, which is consistent with formation by collision.

The other explanation relies on mass transfer between two stars born in a binary star system. The more massive of the two stars in the system will evolve first and as it expands, will overflow its Roche lobe. Mass will quickly transfer from the initially more massive companion on to the less massive and like the collision hypothesis, would explain why there would be main-sequence stars more massive than other stars in the cluster which have already evolved off of the main sequence. Observations of blue stragglers have found that some have significantly less carbon and oxygen in their photospheres than is typical, which is evidence of their outer material having been dredged up from the interior of a companion.

Overall, there is evidence in favor of both collisions and mass transfer between binary stars. In M3, 47 Tucanae and NGC 6752, both mechanisms seem to be operating, with collisional blue stragglers occupying the cluster cores and mass transfer blue stragglers at the outskirts. The discovery of low-mass white dwarf companions around two blue stragglers in the Kepler field suggests these two blue stragglers gained mass via stable mass transfer.

Field formation

Blue stragglers are also found among field stars, as a result of close binary interaction. Since the fraction of close binaries increases with decreasing metallicity, blue stragglers are increasingly likely to be found across metal poor stellar populations. The identification of blue stragglers among field stars however is more difficult than in stellar clusters, because of the mix of stellar ages and metallicities among field stars. Field blue stragglers however can be identified among old stellar populations, like the Galactic halo, or dwarf galaxies.

Red and yellow stragglers
"Yellow stragglers" or "red stragglers" are stars with colors between that of the turnoff and the red-giant branch but brighter than the subgiant branch. Such stars have been identified in open and globular star clusters.  These stars may be former blue straggler stars that are now evolving toward the giant branch.

See also

References

Star types
Star clusters
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청색낙오성() 또는 BSS는 산개성단 또는 구상성단에 있는 주계열성으로, 해당 성단의 전환점에 있는 주계열성보다 더 뜨겁고 밝은 별이다. 청색낙오성은 1953년 앨런 샌디지가 구상성단 M3의 별들을 측광하는 과정에서 처음으로 발견된 별이다. 항성 진화에 관한 표준 이론은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 별의 위치는 크게 별의 초기질량과 나이에 의해 측정되는 것으로 간주한다. 성단의 별들은 모두 거의 같은 시기에 형성되며, 따라서 성단에 대한 H-R 도표에서 모든 별들은 오로지 초기 질량으로부터 결정되는 각 별들의 위치와 성단의 나이에 따라 결정되는 뚜렷한 곡선을 따라 위치해 있어야 한다. 그래서 보통 성단 주계열성의 질량의 두 배에서 세 배 정도의 질량을 가진 청색낙오성은 이 규칙에 대해 이례적인 것처럼 보인다. 이 문제에 대한 해결안은 청색낙오성이 발견되는 성단의 밀한 공간에서 둘 이상의 별 사이의 상호작용과 상관되어 있다.

형성 

청색낙오성의 존재에 대한 설명으로는 몇가지가 제기되어 왔다. 가장 간단한 설명은 청색낙오성이 성단의 나머지 별들보다 더 늦게 형성되었다는 것이지만, 이에 대한 증거는 제한되어 있다. 또다른 간단한 설명은 청색낙오성이 성단에 포함되어 있는 것처럼 보이지만 실제로 성단의 구성원이 아니거나, 성단에 의해 포획된 외톨이 별이라는 것이다. 다른 이론으로는 청색낙오성이 또다른 별 혹은 비슷한 질량의 천체와 너무 가까워져 충돌하여 만들어진 별이라는 것이 있다.

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 쌍성이라는 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.

이 가설을 검증할 수 있는 한가지 방법은 변광 청색낙오성의 맥동에 대해 연구하는 것이다. 합병된 별의 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 47에서 태양보다 75 배 빨리 회전하는 것으로 관측된 별이 있다.

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 로슈엽을 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. 청색낙오성의 관측은 일부 별이 일반적인 별들보다 광구에서 상당히 적은 탄소 및 산소를 보유하고 있음을 발견하였는데, 이는 별 외부의 물질이 동반성의 내부에서부터 준설되어 오고 있다는 증거이다.

전반적으로, 쌍성 사이의 충돌과 질량 이동 모두 뒷받침하는 증거가 있다. M3, 큰부리새자리 47, NGC 6752에서, 성단의 핵에서 설명 가능한 충돌 청색낙오성과 성단 외곽에서 설명 가능한 질량 이동 청색낙오성의 존재로 두 메커니즘 모두 유효한 것으로 보인다. 케플러 영역에서 두 청색낙오성을 둘러싼 저질량 백색왜성 짝별의 발견은 이들 두 청색낙오성이 안정적인 질량 이동을 통해 질량을 흡수했음을 암시한다.

다른 유형의 낙오성 

"황색낙오성" 또는 "적색낙오성"은 주계열성의 전환점과 적색거성가지 사이의 색을 가진 별이지만 준거성가지보다는 밝다. 이러한 별들은 산개성단과 구상성단에서 발견되어 왔고, 청색낙오성이 현재 거성가지로 진화하고 있는 것으로 보인다.

같이 보기 
 알골형 변광성
 봉황자리 SX형 변광성
 항성 충돌

참조 

항성의 형태
항성의 형태
성단