Blue straggler
http://dbpedia.org/resource/Blue_straggler an entity of type: Thing
Modrý opozdilec je zvláštní typ hvězdy, který se vyskytuje v otevřených i kulových hvězdokupách. Pozornost astronomů přitahují tyto hvězdy tím, že jsou mladší než ostatní hvězdy ve hvězdokupě, ačkoliv to odporuje našim znalostem.
rdf:langString
Ein Blauer Nachzügler (geläufiger englischer Terminus: Blue Straggler) ist ein Stern, der blauer (heißer) und leuchtkräftiger ist als ein Stern gleichen Alters und gleicher Metallizität.
rdf:langString
En astrophysique, une (étoile) traînarde 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 traînardes bleues 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.
rdf:langString
En astrofísica, una (estrella) rezagada azul (en inglés, blue straggler ) es una estrella de la secuencia principal de un cúmulo globular o cúmulo abierto que es más brillante y más azul que las que se encuentran en el punto en el que las estrellas del cúmulo abandonan la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, que traza la luminosidad de las estrellas en función de su temperatura efectiva. Las rezagadas azules fueron descubiertas en 1953 por Allan Sandage mediante mediciones fotométricas en el cúmulo globular M3, en la constelación de los Canes Venatici y desde entonces se las ha observado en numerosos otros cúmulos globulares, cúmulos abiertos, galaxias enanas y en el disco de nuestra Galaxia.
rdf:langString
청색낙오성(영어: Blue straggler) 또는 BSS는 산개성단 또는 구상성단에 있는 주계열성으로, 해당 성단의 전환점에 있는 주계열성보다 더 뜨겁고 밝은 별이다. 청색낙오성은 1953년 가 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 과 상관되어 있다.
rdf:langString
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.
rdf:langString
青色はぐれ星（あおいろはぐれぼし、英: blue straggler）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。この問題は、青色はぐれ星が観測される星団中の密度の濃い領域で起こる、二つないし複数の恒星同士の相互作用が関係しているものと考えられている。
rdf:langString
Een blauwe achterblijver of blauwe dwaalster (Engels: Blue Straggler) is een schijnbaar te blauwe (dus te hete) en te jonge ster vergeleken met andere sterren in zijn omgeving. Zulke sterren werden voor het eerst waargenomen in bolvormige sterrenhopen. In mei 2011 bleek dat ze ook voorkomen in de bulge van het Melkwegstelsel.
rdf:langString
藍離散星是在球狀星團或疏散星團的赫羅圖主序帶上，比拐點的恆星更亮和更藍的恆星。艾倫·桑德奇在1953年對球狀星團M3中的恆星進行光度測定時，首次發現藍離散星。標準的恆星演化理論認為，恆星在赫羅圖上的位置應該幾乎完全由恆星的初始質量及其年齡決定。在一個星團中，所有的恆星幾乎同時形成，因此在一個星團的赫羅圖中，所有的恆星都應該沿著一條由星團年齡設定的明確曲線分布，而每顆恆星在曲線上的位置完全由它們的初始質量決定。然而，藍離散星似乎例外於這條規律中，它的質量是星團中其它仍在主序帶上恆星質量的2至3倍。這個問題的解答可能與發現藍離散星的星團密集區域內兩顆或多顆恆星之間的相互作用有關。在星場中也曾發現藍離散星，但是更加難以確定它們是大質量的主序星而分辨出來。然而，由於倖存的主序星都是低質量的，因此可以在銀暈中識別出藍離散星。
rdf:langString
النجوم الزرقاء الشاردة (بالإنجليزية: Blue Straggler) هي نجوم ساخنة جدا بالمقارنة بنجوم لها نفس القدر من السطوع . وطبقا للنظرية الدارجة أن تلك النجوم لا تتكون بطريق انكماش سحابة من الغاز والغبار كما هو معتاد، ذلك لأنها سوف تفقد جزءا كبيرا من مكوناتها تحت تأثير الريح النجمي الذي يعمل على تشتت الغاز والغبار في الفضاء . وإنما المرجح أنها تتكون خلال اصطدام والتحام نجمين أصغر منها . وتسمى الزرقاء الشاردة بسبب انعزالها عن منحني هرتزشبرونج-راسل ووقوعها أعلى المنحنى إلى اليسار.
rdf:langString
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 al punt de desviament de la seqüència principal per al cúmul. Les endarrerides blaves foren descobertes per primera vegada per el 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 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 h
rdf:langString
A blue straggler is a main-sequence star in an open or globular cluster that is more luminous and bluer than stars at the main sequence turnoff 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
rdf:langString
Błękitni maruderzy – gwiazdy, które są znacznie gorętsze i bardziej błękitne, niż inne gwiazdy gromady o tej samej jasności, przez co wydają się znacznie młodsze. Błękitni maruderzy znajdują się w innej części diagramu Hertzsprunga-Russella niż pobliskie, powstałe w zbliżonym czasie, 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.
rdf:langString
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 ida
rdf:langString
Голубые страгглеры — тип звёзд главной последовательности в звёздных скоплениях, которые на диаграмме Герушпрунга — Рассела расположены выше и левее точки поворота главной последовательности. Таким образом, голубые страгглеры слишком долго задерживаются на главной последовательности для своих параметров: они должны эволюционировать относительно быстро, и ко времени, соответствующему возрасту скопления, уже не должны находиться на главной последовательности. Считается, что голубые страгглеры могут появляться при слияниях звёзд и при обмене массами между ними.
rdf:langString
Блаки́тні приблу́ди (також блакитні бродяги, англ. blue straggler) — нечисленні зорі розсіяних та кулястих зоряних скупчень, які на діаграмі Герцшпрунга—Рассела розташовані на продовжені головної послідовності вище (у бік гарячих зір) . Блакитні приблуди було відкрито Еланом Сендиджем 1953 року під час фотометричних досліджень кулястого скупчення M3. Подібність кінематичних параметрів та хімічного складу свідчить, що блакитні приблуди справді належать до зоряних скупчень, а не просто проектуються на них.
rdf:langString
rdf:langString
نجم أزرق شارد
rdf:langString
Endarrerida blava
rdf:langString
Modrý opozdilec
rdf:langString
Blauer Nachzügler
rdf:langString
Blue straggler
rdf:langString
Estrella rezagada azul
rdf:langString
Traînarde bleue
rdf:langString
Stella vagabonda blu
rdf:langString
青色はぐれ星
rdf:langString
청색 낙오성
rdf:langString
Blauwe achterblijver
rdf:langString
Błękitny maruder
rdf:langString
Estrela retardatária azul
rdf:langString
Голубые страгглеры
rdf:langString
Блакитні приблуди
rdf:langString
藍掉隊星
xsd:integer
207397
xsd:integer
1093891570
rdf:langString
النجوم الزرقاء الشاردة (بالإنجليزية: Blue Straggler) هي نجوم ساخنة جدا بالمقارنة بنجوم لها نفس القدر من السطوع . وطبقا للنظرية الدارجة أن تلك النجوم لا تتكون بطريق انكماش سحابة من الغاز والغبار كما هو معتاد، ذلك لأنها سوف تفقد جزءا كبيرا من مكوناتها تحت تأثير الريح النجمي الذي يعمل على تشتت الغاز والغبار في الفضاء . وإنما المرجح أنها تتكون خلال اصطدام والتحام نجمين أصغر منها . وتسمى الزرقاء الشاردة بسبب انعزالها عن منحني هرتزشبرونج-راسل ووقوعها أعلى المنحنى إلى اليسار. وتبين البحوث الجديدة أن النجوم المجاورة للزرقاء الشاردة تحتوي على عنصري الكربون والأكسجين بنسبة أقل عن معدلها في النجوم العادية مما قد يدل على أن النجم يصبح أكثر سخونه وبالتالي أزرقا عن طريق اجتذابه لمواد من نجم يدور حوله . بذلك تبدو الأجزاء الداخلية من النجم الذي فقد جزءا من غلافه محتوية على عناصر أكثر ثقلا من الكربون والأكسجين. وتدور الزرقاء الشاردة حول نفسها أسرع نحو 75 مرة من دوران الشمس حول محورها . وتبلغ كتلة النجم منهم نحو ضعف أو ثلاثة أضعاف كتلة النجوم التي تحوطهم في التجمع .
rdf:langString
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 al punt de desviament de la seqüència principal per al cúmul. Les endarrerides blaves foren descobertes per primera vegada per el 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 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'estar 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 excepcions a aquesta regla, ja que presenten masses dues o tres vegades superiors a les de la resta d'estrelles de la seqüència principal. La solució a aquest problema està probablement relacionada amb les interaccions entre dues o més estrelles en el confins densos dels cúmuls en els quals es troben les endarrerides blaves.
rdf:langString
Modrý opozdilec je zvláštní typ hvězdy, který se vyskytuje v otevřených i kulových hvězdokupách. Pozornost astronomů přitahují tyto hvězdy tím, že jsou mladší než ostatní hvězdy ve hvězdokupě, ačkoliv to odporuje našim znalostem.
rdf:langString
Ein Blauer Nachzügler (geläufiger englischer Terminus: Blue Straggler) ist ein Stern, der blauer (heißer) und leuchtkräftiger ist als ein Stern gleichen Alters und gleicher Metallizität.
rdf:langString
A blue straggler is a main-sequence star in an open or globular cluster that is more luminous and bluer than stars at the main sequence turnoff 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. 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.
rdf:langString
En astrophysique, une (étoile) traînarde 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 traînardes bleues 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.
rdf:langString
En astrofísica, una (estrella) rezagada azul (en inglés, blue straggler ) es una estrella de la secuencia principal de un cúmulo globular o cúmulo abierto que es más brillante y más azul que las que se encuentran en el punto en el que las estrellas del cúmulo abandonan la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, que traza la luminosidad de las estrellas en función de su temperatura efectiva. Las rezagadas azules fueron descubiertas en 1953 por Allan Sandage mediante mediciones fotométricas en el cúmulo globular M3, en la constelación de los Canes Venatici y desde entonces se las ha observado en numerosos otros cúmulos globulares, cúmulos abiertos, galaxias enanas y en el disco de nuestra Galaxia.
rdf:langString
청색낙오성(영어: Blue straggler) 또는 BSS는 산개성단 또는 구상성단에 있는 주계열성으로, 해당 성단의 전환점에 있는 주계열성보다 더 뜨겁고 밝은 별이다. 청색낙오성은 1953년 가 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 과 상관되어 있다.
rdf:langString
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.
rdf:langString
青色はぐれ星（あおいろはぐれぼし、英: blue straggler）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。この問題は、青色はぐれ星が観測される星団中の密度の濃い領域で起こる、二つないし複数の恒星同士の相互作用が関係しているものと考えられている。
rdf:langString
Błękitni maruderzy – gwiazdy, które są znacznie gorętsze i bardziej błękitne, niż inne gwiazdy gromady o tej samej jasności, przez co wydają się znacznie młodsze. Błękitni maruderzy znajdują się w innej części diagramu Hertzsprunga-Russella niż pobliskie, powstałe w zbliżonym czasie, 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 centrum Galaktyki. Najjaśniejszym błękitnym maruderem na ziemskim niebie jest theta Carinae w gromadzie IC 2602.
rdf:langString
Een blauwe achterblijver of blauwe dwaalster (Engels: Blue Straggler) is een schijnbaar te blauwe (dus te hete) en te jonge ster vergeleken met andere sterren in zijn omgeving. Zulke sterren werden voor het eerst waargenomen in bolvormige sterrenhopen. In mei 2011 bleek dat ze ook voorkomen in de bulge van het Melkwegstelsel.
rdf:langString
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.
rdf:langString
Блаки́тні приблу́ди (також блакитні бродяги, англ. blue straggler) — нечисленні зорі розсіяних та кулястих зоряних скупчень, які на діаграмі Герцшпрунга—Рассела розташовані на продовжені головної послідовності вище (у бік гарячих зір) . Блакитні приблуди було відкрито Еланом Сендиджем 1953 року під час фотометричних досліджень кулястого скупчення M3. Подібність кінематичних параметрів та хімічного складу свідчить, що блакитні приблуди справді належать до зоряних скупчень, а не просто проектуються на них. Оскільки блакитні приблуди розташовані на головній послідовності вище точки повороту, то, за сучасними уявленнями, їх маса перевищує масу інших зір головної послідовності. У той же час відповідно до теорії зоряної еволюції такі масивні зорі вже мали б проеволюціонувати й перейти з головної послідовності на відгалуження гігантів. З цього випливає, що вони не могли утворитися разом з іншими зорями скупчення, та, імовірно, сформувалися набагато пізніше. Проте це суперечить уявленням, відповідно до яких у скупченнях майже немає міжзоряного газу, з якого могли б формуватися зорі, і процес зореутворення там давно скінчився. Для пояснення феномену блакитних приблуд запропоновано декілька гіпотез, з яких поширення набули дві:
* явище блакитних приблуд пояснюють інтенсивними процесами перемішування речовини цих зір. У такому випадку тривалість перебування зорі на стадії спалювання водню суттєво збільшується й зоря затримується на головній послідовності значно довше, ніж зорі, що еволюціонують без перемішування. Однак причини такого посиленого перемішування (для окремих зір) залишаються не зовсім зрозумілими;
* за іншою поширеною гіпотезою вважається, що блакитні приблуди — це зорі, маса яких збільшилася: або внаслідок перетікання речовини з інших зір, наприклад, у подвійних системах, або внаслідок зіткнення зір.
rdf:langString
Голубые страгглеры — тип звёзд главной последовательности в звёздных скоплениях, которые на диаграмме Герушпрунга — Рассела расположены выше и левее точки поворота главной последовательности. Таким образом, голубые страгглеры слишком долго задерживаются на главной последовательности для своих параметров: они должны эволюционировать относительно быстро, и ко времени, соответствующему возрасту скопления, уже не должны находиться на главной последовательности. Считается, что голубые страгглеры могут появляться при слияниях звёзд и при обмене массами между ними. Первые звёзды такого типа обнаружил Аллан Сэндидж в 1953 году в скоплении M 3.
rdf:langString
藍離散星是在球狀星團或疏散星團的赫羅圖主序帶上，比拐點的恆星更亮和更藍的恆星。艾倫·桑德奇在1953年對球狀星團M3中的恆星進行光度測定時，首次發現藍離散星。標準的恆星演化理論認為，恆星在赫羅圖上的位置應該幾乎完全由恆星的初始質量及其年齡決定。在一個星團中，所有的恆星幾乎同時形成，因此在一個星團的赫羅圖中，所有的恆星都應該沿著一條由星團年齡設定的明確曲線分布，而每顆恆星在曲線上的位置完全由它們的初始質量決定。然而，藍離散星似乎例外於這條規律中，它的質量是星團中其它仍在主序帶上恆星質量的2至3倍。這個問題的解答可能與發現藍離散星的星團密集區域內兩顆或多顆恆星之間的相互作用有關。在星場中也曾發現藍離散星，但是更加難以確定它們是大質量的主序星而分辨出來。然而，由於倖存的主序星都是低質量的，因此可以在銀暈中識別出藍離散星。
xsd:nonNegativeInteger
12671
