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自1953年首次被觀測到以來，被稱為藍離散星的異常恆星一直困擾著天文學家：它們比應有的更熱更亮，也年輕得多。現在，它們再次給試圖弄清它們來源的天文學家們製造了麻煩。
當天文學家從地球（或軌道）觀測恆星時，他們可以測量兩個屬性：恆星的顏色和星等。星等是衡量從這裡看一顆恆星有多亮的指標，因此並非恆星的固有屬性。但是，如果我們知道恆星的距離和星等，我們就可以計算出它的光度——它真正的亮度。天文學家還可以根據恆星的顏色計算出它的溫度。任何觸控過“紅熱”物體的人都會意識到顏色和溫度是相關的，恆星也是如此。最熱的恆星是藍色的，最冷的恆星是紅色的，但顏色光譜在這兩者之間貫穿整個範圍——恆星可以是藍色、白色、黃色、紅色或介於兩者之間的任何顏色。
天文學家使用恆星的光度和溫度將其繪製在赫羅圖上（如下面可愛的簡筆畫所示）。在任何星團中，大多數恆星都將沿著赫羅圖的中間部分，即主序帶上。主序帶是恆星一生中大部分時間所處的位置；我們的太陽目前就在主序帶上，已經存在了不到 50 億年，還剩下相同的時間。一旦恆星耗盡了所有的氫，它就會離開主序帶——它在“轉折點”處這樣做——並演變成紅巨星。
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所有不同顏色的恆星都位於主序帶上。主序帶上最藍、最熱的恆星標誌著“轉折點”——過了那個點，我們就進入了離散星的領域。
藍離散星比星團中的其他恆星年輕得多，質量也大於主序帶“轉折點”處的恆星。它們的形成無法用我們通常的恆星形成理論來解釋。
早在 20 世紀 60 年代，天文學家就開始思考這些異常恆星的解釋。1964 年，天文學家威廉·麥克雷提出，藍離散星是在近密雙星系統中產生的，其中一顆恆星已經演變成巨星，而另一顆恆星仍在主序帶上。
在雙星系統中，兩顆恆星圍繞一個共同的質心執行。恆星之間的距離會變化，具體取決於它們在軌道上的位置。在近密雙星系統中，恆星彼此足夠接近，以至於每顆恆星都可以影響另一顆恆星的外層大氣。
在麥克雷的論文中，他提出藍離散星是在巨星表面的物質被拉向其較小的伴星時產生的。然後，伴星隨著從巨星那裡竊取越來越多的物質而增長，最終使巨星沒有了外層。巨星坍縮成白矮星，而伴星現在比主序帶“轉折點”處的恆星更大、更亮、更熱——它就是一顆藍離散星。
然而，現在最強有力的理論似乎是藍離散星是在恆星碰撞時形成的。
這兩個假設都可以透過尋找白矮星作為藍離散星的伴星來檢驗。碰撞形成可能會產生更大的伴星，但從巨星質量轉移產生的伴星幾乎肯定會導致白矮星。然而，如果你試圖尋找藍離散星旁邊的白矮星，你很快就會遇到一個問題：它們太小太暗，無法直接觀測到。天文學家不得不找到一些間接搜尋白矮星的方法。
艾倫·蓋勒和羅伯特·馬修，來自威斯康星大學麥迪遜分校，正是這樣做的。
蓋勒和馬修觀察了星團 NGC 188 中的藍離散星。該星團中 16 顆藍離散星中的 12 顆具有極長的軌道週期——繞其雙星伴星執行需要三年以上。除了兩顆之外，所有星的週期都超過 100 天，因此這些長週期藍離散星是蓋勒和馬修關注的物件。
透過觀察這些藍離散星的光線隨時間的變化，蓋勒和馬修能夠證實它們確實有雙星伴星。下一步也是更棘手的一步是找出這些伴星的質量。透過假設伴星質量遵循特定的分佈，他們能夠比較藍離散星的光線變化（由繞其伴星執行引起），並得出伴星的質量分佈。
他們的結果表明，藍離散星伴星的平均質量約為太陽質量的一半。總的來說，伴星質量與這個平均值相差不大。這隻說明了一件事：NGC 188 星團中的所有藍離散星都是透過質量轉移形成的，而不是透過碰撞形成的。
為了根據當前的理論檢驗他們的觀測結果，蓋勒和馬修啟動了 NGC 188 星團的模擬，使用了當前關於恆星演化的知識（包括雙星系統中的恆星演化），並儘可能多地基於真實的觀測引數。在快速經歷了 70 億 (7,000,000,000) 年的演化後，模擬結果與 NGC 188 幾乎完美匹配。
然而，當他們仔細觀察模擬的藍離散星時，他們發現其中大約一半是透過質量轉移形成的，另一半是透過恆星之間的碰撞形成的。但這與他們對 NGC 188 中真實藍離散星的觀測結果不符。在 NGC 188 中，所有的藍離散星都是透過質量轉移形成的。
蓋勒和馬修也無法完全排除 NGC 188 中一些藍離散星是由三星系統中的恆星合併形成的假設。然而，他們認為這不太可能，並希望一旦有機會使用哈勃太空望遠鏡觀測 NGC 188，就能排除這種可能性。他們希望哈勃望遠鏡的觀測能夠讓他們直接探測到來自白矮星的光。
那麼，模擬與現實之間的差異又是為什麼呢？蓋勒和馬修的結果表明，我們關於恆星演化的理論，至少當恆星彼此靠近時，可能需要進行一些調整。像往常一樣，答案似乎是：這比我們最初想象的要複雜一些。
參考文獻
Geller AM, & Mathieu RD (2011). A mass transfer origin for blue stragglers in NGC 188 as revealed by half-solar-mass companions. Nature, 478 (7369), 356-9 PMID: 22012393