En astrophysique, une blue straggler — qu'on peut traduire par « bleue tardive », « trainarde bleue » ou « lanterne bleue » — est une étoile de la séquence principale d'un amas ouvert ou globulaire à la fois plus lumineuse et plus bleue que celles du point où les étoiles de l'amas quittent la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, lequel trace la luminosité des étoiles en fonction de leur température effective.

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  • En astrophysique, une blue straggler — qu'on peut traduire par « bleue tardive », « trainarde bleue » ou « lanterne bleue » — est une étoile de la séquence principale d'un amas ouvert ou globulaire à la fois plus lumineuse et plus bleue que celles du point où les étoiles de l'amas quittent la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, lequel trace la luminosité des étoiles en fonction de leur température effective. Les blue stragglers ont été découvertes en 1953 par Allan Sandage à la faveur de mesures photométriques dans l'amas globulaire M3, dans la constellation des Chiens de chasse.
  • Modří opozdilci jsou zvláštní typy hvězd, které se vyskytují v otevřených i kulových hvězdokupách. Pozornost astronomů přitahují tím, že jsou mladší než ostatní hvězdy ve hvězdokupě, ačkoliv to odporuje našim znalostem.
  • Una estrella endarrerida blava o estel endarrerit blau (Blue stragglers en anglès) és un tipus d'estrella de la Seqüència principal en un cúmul obert o cúmul globular que són més lluminoses i blaves que les estrelles que estan alpunt de desviament de la seqüència principal per al cúmul. Les endarrerides blaves foren descobertes per primera vegada per Allan Sandage al 1953 mentre feia la fotometria de les estrelles del cúmul globular M3. Les teories estàndard sobre l'evolució estel·lar mantenen que la posició d'una estrella en el diagrama de the Hertzsprung–Russell hauria d'estar determinada completament per la massa inicial de l'estrella i la seva edat. En un cúmul, les estrelles es formen totes aproximadament al mateix temps, i per tant en un diagrama de H–R d'un cúmul determinat, totes les estrelles haurien d'estan al llarg d'una corba definida segons l'edat del cúmul, amb la posició de cada estrella sobre la corba tan sols determinada per la seva massa inicial. Això no obstant, les endarrerides blaves, semblen ser excepcions a questes regla, ja que presenten masses dos o tres vegades superiors a les de la resta d'estrelles de la seqüència principal. La solució a aquest problema està probablement relacionada a les interaccions entre dos o més estrelles en el confins densos dels cúmuls en els que es troben les endarrerides blaves.
  • Mavi (gök) başıboşlar, açık veya küresel yıldız kümelerinde bulunan, ve aynı aydınlatma gücüne sahip diğer kümeyıldızlardan daha mavi ve sıcak olan yıldızlardır. Böylece Hertzsprung-Russell çizeneğinde diğer yıldızlardan ayrı bulunurlar.Mavi başıboşların, olağan yıldız evrimi kuramlarını ihlâl ettikleri gözlemlenmiştir.
  • As estrelas retardatárias azuis ou blue stragglers são estrelas da sequência principal em aglomerados abertos ou globulares que se diferenciam por serem mais luminosas e azuis que as estrelas no ponto de saída da sequência principal do aglomerado. As retardatárias azuis foram descobertas por Allan Sandage em 1953 enquanto ele realizava a fotometria das estrelas do aglomerado globular M3. As teorias padrão da evolução estelar definem que a posição de uma estrela no diagrama de Hertzsprung-Russell poderia ser determinada quase que inteiramente pela massa inicial e idade. Em um aglomerado, todas as estrelas se formaram mais ou menos ao mesmo tempo, assim sendo, em um diagrama de H–R para um aglomerado, todas as estrelas deveriam se agrupar ao longo de uma curva determinada unicamente pela idade do aglomerado, com as posições individuais das estrelas determinadas apenas pela massa inicial de cada uma. Por possuírem massas de duas a três vezes maiores do que a do resto das estrelas da sequência principal, as retardatárias azuis aparentam ser exceções à regra. É provável que a resolução deste problema esteja relacionada às interações entre duas ou mais estrelas nas regiões densas dos aglomerados nos quais as retardatárias azuis são encontradas.
  • Błękitni maruderzy – gwiazdy, które są znacznie gorętsze i bardziej błękitne, niż inne gwiazdy gromady o tej samej jasności, przez co wydają się znacznie młodsze. Znajdują się zatem w innej części diagramu Hertzsprunga-Russella niż pozostałe gwiazdy. Ich istnienie wydaje się być niezgodne z teorią ewolucji gwiazd, ponieważ gwiazdy w gromadzie, które powstały mniej więcej w tym samym czasie, powinny tworzyć specyficzny bardzo wąski, dobrze określony pas, z pozycją gwiazdy w tym pasie zależną od jej masy. Błękitni maruderzy znajdują się poza tym pasem i wyglądają jak gwiazdy znacznie młodsze. Gwiazdy te po raz pierwszy zaobserwował Allan Sandage w 1953 roku w gromadzie Messier 3. Błękitni maruderzy powstają zazwyczaj w układach podwójnych. Ich „długoletniość” tłumaczona jest tym, że w trakcie swojego życia ściągają one zewnętrzną otoczkę gazową z ich kompana, pozyskując w ten sposób dodatkowy materiał do fuzji jądrowej i „spowalniając” swoją ewolucję.Gwiazdy tego typu zostały także odkryte w Drodze Mlecznej.== Przypisy ==
  • 청색 낙오성(Blue stragglers, BSS)은 산개 성단 혹은 구상 성단에 있는 뜨겁고 밝으면서 무거운 별이다. 청색 낙오성은 다른 성단에 있는 같은 밝기 별들에 비해 표면 온도가 더 높아서 푸르게 빛난다. 보통 낙오성이 속한 구상 성단은 붉거나 오렌지색, 노란색을 띠는 늙은 별들이 몰려 있으나, 청색 낙오성은 나이가 100억 년에 이를 정도로 늙었음에도 젊고 질량 큰 별들처럼 푸르게 빛난다. 따라서 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표 상에서 다른 별들과 구별된 특이한 위치에 자리잡고 있다. 청색 낙오성들은 '동시에 태어난 모든 별들은 헤르츠스프룽-러셀 도표 위 확실하게 정의된 곡선 위에 위치해야 하며, 도표 곡선 상의 위치는 오직 초기 질량에 의해서만 결정된다'는, 항성 진화 이론의 기본을 따르지 않고 있다. 청색 낙오성들은 종종 도표 내 곡선 밖에 자리잡고 있기 때문에 이들의 진화 과정은 보통의 주계열성들과는 다른 것으로 보인다.청색 낙오성이 생기는 이유는 확실하게 밝혀지지는 않았으나, 가장 유력한 이론은 이들이 현재 또는 과거에 합치고 있거나 합쳐진 쌍성계라는 것이다. 두 별이 합치면 비슷한 나이대의 다른 별들에 비해 질량은 커지며 더 뜨거워지고 밝아진다. 만약 이 가설이 맞다면 청색 낙오성의 존재는 항성 진화 이론의 틀을 깨지 않게 된다. 합쳐진 별은 중심핵에 더 많은 수소를 지니게 되며 젊은 별처럼 바뀌는 셈이 된다. 병합설이 지지받는 근거로는 청색 낙오성들은 별들이 빽빽하게 뭉쳐 있는 구상 성단 내에서 훨씬 많이 발견된다는 점이 있다. 구상 성단은 일정한 공간 내에 은하 내 다른 곳보다 더 많은 별들이 몰려 있기 때문에, 천체끼리의 충돌 및 근접 조우 현상이 자주 발생할 것이기 때문이다.병합 이론을 검증하는 방법 중 하나로 청색 낙오성의 밝기가 요동치는 것을 연구하는 것이 있다. 합쳐진 별들의 성진학적 관측 수치들은 비슷한 질량과 밝기를 지닌 평범한 맥동 변광성들의 그것과는 다르다. 그러나 청색 낙오성이 있는 곳은 다른 별들이 많이 존재하여 관측에 혼돈을 주며, 측광학적인 맥동 진폭값이 작고, 표본 대상이 될 낙오성의 수 자체가 작다는 점 때문에 청색 낙오성의 맥동 측정은 매우 어렵다.청색 낙오성들은 평균적으로 태양보다 75배 빠르게 자전한다. 이들은 구상 성단 내 다른 이웃 별들에 비해 두 배에서 세 배 정도 질량이 큰 것으로 보인다. 최근 연구에 의하면 청색 낙오성 근처에 있는 별들은 다른 별들보다 탄소와 산소 함유량이 확연히 적음이 밝혀졌다. 이 사실을 통해 청색 낙오성은 주변 항성들의 물질을 끌어당겨서 더 뜨거워지고 광구의 색이 더 푸르게 바뀌는 것을 추측할 수 있다. 자신의 질량을 낙오성에 빼앗긴 별은 깊게 숨겨져 있던 영역(원래 지니고 있던 탄소 성분이 더 무거운 원소로 융합 작용을 일으킨 부분이다)이 밖으로 노출된 모습을 보여준다. 이러한 별은 나중에 죽음을 맞게 된다.
  • Una stella vagabonda blu (in inglese blue straggler) è un tipo di stella piuttosto rara, situata in un ammasso aperto o in un ammasso globulare, che è più calda e più blu delle altre stelle dell'ammasso che hanno la stessa luminosità.
  • Голубые отставшие звёзды, или «голубые приблудные» звёзды (англ. Blue stragglers) — звёзды в шаровых звёздных скоплениях, которые горячее обычных звёзд, и их спектры значительно больше смещены в синюю область, чем у остальных звёзд скопления, имеющих ту же светимость. На основании этого признака они выделятся из остальных звёзд диаграммы Герцшпрунга — Рассела для данного скопления. Своим появлением голубые отставшие звёзды нарушают стандартные теории звездной эволюции, по которым все звезды, образовавшиеся в одно время, должны находиться в пределах четко определенных границ кривой диаграммы Герцшпрунга — Рассела, причем их расположение на этой кривой определяется исключительно их начальными массами. Так как голубые отставшие часто находятся вне этой кривой, они могли подвергнуться анормальной звёздной эволюции.Было предложено несколько теорий объясняющих происхождение голубых отставших. Доминирующая гипотеза объясняет их как современные или бывшие двойные звёзды, находящиеся в процессе слияния или уже слившиеся. Слияние двух звёзд создало бы единую звезду, с большей массой сделав её горячее и ярче чем звёзды того же возраста. Если эта теория верна тогда голубые отставшие больше бы не являлись проблемой в теории звёздной эволюции; итоговая звезда имела бы больше водорода в её ядре заставляя его вести себя как у более молодой звезды. Есть явные доказательство в пользу этой точки зрения, замечено, что голубые отставшие звёзды наиболее типичны для плотных регионов скоплений, особенно для центральных регионов (ядер) шаровых скоплений. Так как там больше звёзд в единичном объёме, столкновения и близкие прохождения значительно более вероятны в скоплениях, чем между звёздами поля.Единственный способ проверить эту гипотезу это исследование пульсаций у переменных голубых отставших. Астросейсмологические свойства слившихся звёзд могут быть до некоторой степени различны от свойств нормальных пульсирующих переменных подобных масс и светимости. При этом, измерения пульсаций очень трудны, подкрепленные редкостью переменных среди голубых отставших, малой фотометрической амплитудой их пульсаций и переполненностью звездного поля, в котором они обычно обнаруживаются.Примером слияния звезд можно назвать происшествие с объектом V1309 в августе 2008. С момента обнаружения и начала наблюдения объекта V1309 яркость объекта выросла в десятки тысяч раз, а после в течение нескольких месяцев снизилась до первоначальной яркости. В предыдущие 6 лет светимость этого объекта периодически изменялась, и ученые сделали вывод, что он представляет собой две звезды, обращающиеся друг вокруг друга с периодом 1,4 дня. Из этих фактов специалисты сделали вывод, что в августе 2008 года астрономы наблюдали слияние звезд .Голубые отставшие звёзды быстро вращаются. Так звезда, находящаяся в центре скопления 47 Тукана вращается со скоростью в 75 раз быстрее Солнца. Как предполагают, они от двух до трёх раз массивнее других присутствующих в скоплении звёзд. Недавнее исследование показало, что ближайшие к голубым отставшим звёзды, имеют значительно меньше углерода и кислорода, чем их соседи. Это предполагает, что одна звезда становится горячее и голубее, перетягивая вещество с движущийся по её орбите звезды. Звезда, с которой похищается вещество, имеет глубокие обнаженные регионы, которые демонстрируют области, где исходный углерод звезды превратился в более тяжелые элементы.
  • Las estrellas rezagadas azules (blue stragglers en inglés) son estrellas que aparentan una edad menor que la del sistema estelar al que pertenecen, si se supone que se formaron junto con él. En los diagramas de Hertzprung-Russell observados de, por ejemplo, cúmulos estelares, aparecen separadas y como prolongando la secuencia principal del cúmulo, cuando estrellas en esta posición ya deberían haber evolucionado fuera de ese lugar, según la teoría estándar de la evolución estelar. Fueron por primera vez identificadas por Allan Sandage en el cúmulo globular M3, y desde entonces se las ha observado en numerosos otros cúmulos globulares, cúmulos abiertos, galaxias enanas y en el disco de nuestra Galaxia.El color de una estrella es un indicador de su masa y temperatura, siendo las azules más calientes que las rojas. Cuanta más masa tiene una estrella, más rápidamente consume su hidrógeno, de modo que es de esperar que una gigante azul tarde menos tiempo que una enana roja en abandonar la secuencia principal. Por ello, cuando se observa el diagrama HR de un cúmulo globular, en el que las estrellas que lo integran se han formado al mismo tiempo, lo normal sería ver una transición ordenada de unas fases a otras; las estrellas cromáticamente por encima de un cierto nivel de azul (conocido como «punto de desviación» o turnoff point en inglés) ya habrán abandonado la secuencia principal, enrojeciéndose y aumentando su tamaño, mientras que aquellas, más rojas y pequeñas, aún seguirán en ella. Determinar el punto de desviación puede servir para hacer dataciones de la edad de un cúmulo.Pero, es bastante normal observar que varias estrellas de un cúmulo que se encuentren en la secuencia principal, hayan sobrepasado el punto de desviación. A este tipo de estrellas se las conoce como rezagadas azules. El nombre hace referencia al hecho que tales estrellas parecen haberse retrasado en su transformación a gigantes rojas. La explicación más probable de este fenómeno es que estos astros anómalos son el resultado de colisiones estelares u otro tipo de fenómenos que comporten algún tipo de transferencia de masa entre estrellas como aproximaciones muy cercanas entre ellas. Este tipo de hechos podría rejuvenecerlas situándolas en una posición extraña del diagrama HR del cúmulo. De este modo, una estrella roja, fría y en cierto modo vieja, puede obtener masa extra de otra que pase cerca o que choque contra ella y hacerse más azul. Ocurre que, según cálculos estadísticos, las aproximaciones, ya no digamos las colisiones o pasos cercanos, entre estrellas son muy improbables por no decir imposibles incluso cerca del núcleo galáctico. Pero las cosas cambian en los cúmulos globulares donde se encuentran los apiñamientos de estrellas de mayor densidad. Aquí las leyes de la probabilidad juegan de forma diferente y tales fenómenos pasan a ser una posibilidad cierta aunque baja: de este modo, por ejemplo, en el cúmulo globular M13 sólo existe una (Ludendorff 222), un astro muy azul de la 13.13 magnitud en banda V.En conclusión, las estrellas rezagadas son inicialmente estrellas rojas pequeñas en fase avanzada de su secuencia principal. En un momento determinado obtienen masa estelar al aproximarse e incluso chocar con una estrella mayor y la incorporan a la que ya tenían. Este aumento de masa comprime más el núcleo de la estrella y amplía la cantidad de combustible que se fusiona por segundo. Ello conlleva un aumento de luminosidad y temperatura y un desplazamiento del espectro hacia el azul por lo que estas estrellas aparentarán ser más jóvenes de lo que en realidad son.[1]Para estudiar estas estrellas un grupo de astrónomos ha utilizado simulaciones y observaciones del cúmulo abierto NGC 188, que se encuentra en la constelación de Cefeo, cerca de la estrella Polar. Este cúmulo es uno de los cúmulos abiertos más antiguos, se estima que su edad ronda los 7 mil millones de años de antigüedad, y contiene unas 3000 estrellas. Se han observado 21 rezagadas azules de este cúmulo, y los datos obtenidos se analizaron a la luz de las tres teorías principales de formación para las rezagadas azules: las colisiones entre estrellas, las fusiones de las estrellas y la transferencia de masa de una estrella a otra.Los investigadores descartaron las dos primeras hipótesis para la mayor parte de las estrellas, ya que éstas se encontraban en sistemas binarios. En estos sistemas se observó que la estrella compañera orbita a la rezagada en periodos de alrededor de 1000 días, y además estas compañeras resultaron ser enanas blancas, por lo que los datos apuntan a la transferencia de masa como causa para la existencia de la rezagada azul.En la transferencia de masa, la rezagada azul mediante su campo gravitatorio despoja poco a poco a la estrella compañera de su material. Este material es combustible extra que permite a la rezagada mantener su proceso de fusión y vivir más tiempo. En este proceso deja a la estrella compañera sin sus capas externas, tan sólo con su núcleo, lo que la convierte en una enana blanca.Por el momento no ha sido posible observar a las compañeras de las rezagadas azules, se ha determinado su existencia por el leve bamboleo que inducen en la rezagada debido al tirón gravitatorio que ejercen sobre ella. Este efecto permite además determinar la masa de las compañeras, que viene a ser la mitad de la masa del Sol, lo que es consistente con el hecho de que sean enanas blancas.Sin embargo, aunque los resultados explican la mayor parte de las rezagadas azules de NCG 188, los investigadores hacen notar algunas pueden haber sido creadas por otros mecanismos. Por ejemplo, dos de las rezagadas azules en sistemas binarios posiblememte han sufrido otros tipos de encuentros e incluso colisiones con otras estrellas en algún momento. Además, 5 de las 21 rezagadas azules estudiadas, aparentemente no tiene compañeras, y no se dispone de suficientes datos como para establecer su origen.
  • Een blauwe achterblijver of blauwe dwaalster (Engels: Blue Straggler) is een grote, hete, jonge ster die voor het eerst werden waargenomen in bolvormige sterrenhopen. In mei 2011 bleek dat deze sterren ook voorkomen in de bulge van ons eigen Melkwegstelsel. In een bolvormige sterrenhoop zijn alle sterren van dezelfde leeftijd. Omdat grote, hete sterren hun brandstof veel sneller gebruiken dan kleinere, koelere sterren, is in een bolvormige sterrenhoop de hoofdreeks 'afgebroken' - er zijn alleen sterren beneden een bepaalde grootte en temperatuur, plus een assortiment van rode reuzen en witte dwergen. Een enkele keer komt er echter een ster voor die te groot en heet, en dus te jong is. Dit zijn de blauwe achterblijvers.Astronomen geloven dat blauwe achterblijvers ontstaan doordat twee oudere, kleinere sterren op elkaar botsen waarbij een enkele ster ontstaat met een groot deel van de massa van beide. De meest waarschijnlijke theorie is momenteel dat het gaat om een nauw dubbelstersysteem waarvan de componenten zijn gefuseerd, maar het zou ook kunnen gaan om ongerelateerde sterren die op elkaar zijn gebotst. Door de veel grotere dichtheid van sterren in sterrenhopen kunnen daar immers botsingen tussen sterren plaatsvinden, iets dat voor sterren als de zon extreem onwaarschijnlijk is.
  • Blue stragglers (BSS) are main-sequence stars in open or globular clusters that are more luminous and bluer than stars at the main-sequence turn-off point for the cluster. Blue stragglers were first discovered by Allan Sandage in 1953 while performing photometry of the stars in the globular cluster M3. 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.
  • 青色はぐれ星(あおいろはぐれぼし、Blue stragglers)は、散開星団や球状星団中にある主系列星で、通常の星団中に見られるようなヘルツシュプルング・ラッセル図の折れ曲がりの位置にある恒星から離れたところにある、より明るく青い恒星である。青色はぐれ星は1953年にアラン・サンデージが球状星団M3の測光をしている際に発見された。恒星の進化の標準理論では、ヘルツシュプルング・ラッセル図上の位置は、おおよそ恒星の元の質量と年齢によって決まるとされている。星団では、全ての恒星はほぼ同時に生成するため、ヘルツシュプルング・ラッセル図では、全ての恒星が星団の年齢の曲線上にそれぞれの当初の質量のみに従って並ぶはずである。青色はぐれ星は星団の他の恒星と比べて質量が2倍から3倍もあり、このルールを逸脱しているように見える。この問題の解決として、いくつかの恒星が星団中の密度の濃い領域での相互作用で青色はぐれ星が見られると考えられている。
  • Blaue Nachzügler (geläufiger englischer Terminus: Blue Straggler) sind Sterne, die im Vergleich zu Sternen gleichen Alters und Metallizität blauer und leuchtkräftiger sind.
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  • En astrophysique, une blue straggler — qu'on peut traduire par « bleue tardive », « trainarde bleue » ou « lanterne bleue » — est une étoile de la séquence principale d'un amas ouvert ou globulaire à la fois plus lumineuse et plus bleue que celles du point où les étoiles de l'amas quittent la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, lequel trace la luminosité des étoiles en fonction de leur température effective.
  • Modří opozdilci jsou zvláštní typy hvězd, které se vyskytují v otevřených i kulových hvězdokupách. Pozornost astronomů přitahují tím, že jsou mladší než ostatní hvězdy ve hvězdokupě, ačkoliv to odporuje našim znalostem.
  • Mavi (gök) başıboşlar, açık veya küresel yıldız kümelerinde bulunan, ve aynı aydınlatma gücüne sahip diğer kümeyıldızlardan daha mavi ve sıcak olan yıldızlardır. Böylece Hertzsprung-Russell çizeneğinde diğer yıldızlardan ayrı bulunurlar.Mavi başıboşların, olağan yıldız evrimi kuramlarını ihlâl ettikleri gözlemlenmiştir.
  • Una stella vagabonda blu (in inglese blue straggler) è un tipo di stella piuttosto rara, situata in un ammasso aperto o in un ammasso globulare, che è più calda e più blu delle altre stelle dell'ammasso che hanno la stessa luminosità.
  • 青色はぐれ星(あおいろはぐれぼし、Blue stragglers)は、散開星団や球状星団中にある主系列星で、通常の星団中に見られるようなヘルツシュプルング・ラッセル図の折れ曲がりの位置にある恒星から離れたところにある、より明るく青い恒星である。青色はぐれ星は1953年にアラン・サンデージが球状星団M3の測光をしている際に発見された。恒星の進化の標準理論では、ヘルツシュプルング・ラッセル図上の位置は、おおよそ恒星の元の質量と年齢によって決まるとされている。星団では、全ての恒星はほぼ同時に生成するため、ヘルツシュプルング・ラッセル図では、全ての恒星が星団の年齢の曲線上にそれぞれの当初の質量のみに従って並ぶはずである。青色はぐれ星は星団の他の恒星と比べて質量が2倍から3倍もあり、このルールを逸脱しているように見える。この問題の解決として、いくつかの恒星が星団中の密度の濃い領域での相互作用で青色はぐれ星が見られると考えられている。
  • Blaue Nachzügler (geläufiger englischer Terminus: Blue Straggler) sind Sterne, die im Vergleich zu Sternen gleichen Alters und Metallizität blauer und leuchtkräftiger sind.
  • Las estrellas rezagadas azules (blue stragglers en inglés) son estrellas que aparentan una edad menor que la del sistema estelar al que pertenecen, si se supone que se formaron junto con él. En los diagramas de Hertzprung-Russell observados de, por ejemplo, cúmulos estelares, aparecen separadas y como prolongando la secuencia principal del cúmulo, cuando estrellas en esta posición ya deberían haber evolucionado fuera de ese lugar, según la teoría estándar de la evolución estelar.
  • Błękitni maruderzy – gwiazdy, które są znacznie gorętsze i bardziej błękitne, niż inne gwiazdy gromady o tej samej jasności, przez co wydają się znacznie młodsze. Znajdują się zatem w innej części diagramu Hertzsprunga-Russella niż pozostałe gwiazdy.
  • 청색 낙오성(Blue stragglers, BSS)은 산개 성단 혹은 구상 성단에 있는 뜨겁고 밝으면서 무거운 별이다. 청색 낙오성은 다른 성단에 있는 같은 밝기 별들에 비해 표면 온도가 더 높아서 푸르게 빛난다. 보통 낙오성이 속한 구상 성단은 붉거나 오렌지색, 노란색을 띠는 늙은 별들이 몰려 있으나, 청색 낙오성은 나이가 100억 년에 이를 정도로 늙었음에도 젊고 질량 큰 별들처럼 푸르게 빛난다. 따라서 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표 상에서 다른 별들과 구별된 특이한 위치에 자리잡고 있다. 청색 낙오성들은 '동시에 태어난 모든 별들은 헤르츠스프룽-러셀 도표 위 확실하게 정의된 곡선 위에 위치해야 하며, 도표 곡선 상의 위치는 오직 초기 질량에 의해서만 결정된다'는, 항성 진화 이론의 기본을 따르지 않고 있다.
  • As estrelas retardatárias azuis ou blue stragglers são estrelas da sequência principal em aglomerados abertos ou globulares que se diferenciam por serem mais luminosas e azuis que as estrelas no ponto de saída da sequência principal do aglomerado. As retardatárias azuis foram descobertas por Allan Sandage em 1953 enquanto ele realizava a fotometria das estrelas do aglomerado globular M3.
  • Een blauwe achterblijver of blauwe dwaalster (Engels: Blue Straggler) is een grote, hete, jonge ster die voor het eerst werden waargenomen in bolvormige sterrenhopen. In mei 2011 bleek dat deze sterren ook voorkomen in de bulge van ons eigen Melkwegstelsel. In een bolvormige sterrenhoop zijn alle sterren van dezelfde leeftijd.
  • Una estrella endarrerida blava o estel endarrerit blau (Blue stragglers en anglès) és un tipus d'estrella de la Seqüència principal en un cúmul obert o cúmul globular que són més lluminoses i blaves que les estrelles que estan alpunt de desviament de la seqüència principal per al cúmul. Les endarrerides blaves foren descobertes per primera vegada per Allan Sandage al 1953 mentre feia la fotometria de les estrelles del cúmul globular M3.
  • Blue stragglers (BSS) are main-sequence stars in open or globular clusters that are more luminous and bluer than stars at the main-sequence turn-off point for the cluster. Blue stragglers were first discovered by Allan Sandage in 1953 while performing photometry of the stars in the globular cluster M3. 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.
  • Голубые отставшие звёзды, или «голубые приблудные» звёзды (англ. Blue stragglers) — звёзды в шаровых звёздных скоплениях, которые горячее обычных звёзд, и их спектры значительно больше смещены в синюю область, чем у остальных звёзд скопления, имеющих ту же светимость. На основании этого признака они выделятся из остальных звёзд диаграммы Герцшпрунга — Рассела для данного скопления.
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  • Blue straggler
  • Blaue Nachzügler
  • Blauwe achterblijver
  • Blue straggler
  • Błękitny maruder
  • Endarrerida blava
  • Estrela retardatária azul
  • Estrella rezagada azul
  • Mavi başıboş
  • Modří opozdilci
  • Stella vagabonda blu
  • Голубые отставшие звёзды
  • 青色はぐれ星
  • 청색 낙오성
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