استناداً إلى إصدار جديد من كتالوج نجوم الشذوذ الأزرق المعتمد على Gaia في العناقيد النجمية المفتوحة المجرية، استكشفنا خصائص هذه النجوم في عينة من العناقيد تغطي نطاقاً واسعاً من الخصائص الأساسية. استخدمنا Gaia EDR3 لتقييم عضوية أي نجم شذوذ أزرق أو أصفر في عنقوده الأصلي. ثم استخدمنا حزمة ASteCA لتقدير الخصائص الأساسية للعناقيد المختارة، وخاصة نسبة الثنائيات. مع توفر كل هذه البيانات، أعدنا النظر بشكل نقدي في العلاقة بين تعداد نجوم الشذوذ الأزرق ونسبة الثنائيات. ولأول مرة، وجدنا ارتباطاً واضحاً بين عدد نجوم الشذوذ الأزرق ونسبة الثنائيات في العنقود المضيف. يدعم هذا الفرضية بأن تطور الثنائيات هو السيناريو الأكثر احتمالاً لتكوين الشذوذ الأزرق في العناقيد النجمية المجرية. ثم تمت مقارنة توزيع نجوم الشذوذ الأزرق في مخطط الألوان والقدر الظاهري لـ Gaia مع مجموعة من المسارات التطورية المركبة المشتقة من نماذج تطور الثنائيات التي تم تشغيلها عبر استكشاف مجموعة من معاملات الثنائيات: العمر، نسبة الكتلة، الفترة، وما إلى ذلك. تدعم المقارنة الممتازة بين التوزيع الكلي لنجوم الشذوذ الأزرق ومواقع المسارات التطورية المركبة بشكل أكبر الأصل الثنائي لمعظم الشذوذ الأزرق في عناقيد OCs وتمهد الطريق لدراسة مفصلة لنجوم الشذوذ الأزرق الفردية.
تتحدى نجوم الشذوذ الأزرق ونجوم الشذوذ الأصفر، التي قد تكون نجوم شذوذ أزرق متطورة، التطور النجمي الفردي التقليدي بمواقعها في مخطط اللون والقدر البصري، حيث تظهر أكثر إشراقاً وأزرق من نقطة تحول السلسلة الرئيسية للنظام الذي توجد فيه. وقد شكلت هذه الأجسام الغريبة مصدر إلهام للنظريين والمراقبين على حد سواء لأجيال. بينما تم اكتشاف نجوم الشذوذ الأزرق في البداية في العناقيد الكروية (Piotto_2004, Salinas_2012)، فإنها الآن معروفة بوجودها في العناقيد المفتوحة (Ahumada_2007, Rain_2021_2)، والمجرات القزمة (Momany_2007)، وحتى في مجال درب التبانة (على سبيل المثال، Santucci_2015). منذ اكتشافها في قلب عنقود الكرة النجمية M3 (Sandage_1953)، تم اقتراح العديد من آليات التكوين. يتفق معظمها على أن نجم السلسلة الرئيسية قد اكتسب كتلة إما من خلال نقل الكتلة من نجم أساسي متطور عبر فائض فص روشي (McCrea_1964) و/أو عبر التصادمات التي تشمل نجوم فردية أو ثنائية أو حتى ثلاثية (Hills_1976). يمكن تعديل السيناريوهات الأساسية بوجود نجم ثالث أو أكثر. اقترح (Perets_Fabrycky_2009) سيناريو يمكن فيه للثنائي الداخلي في نظام ثلاثي هرمي أن يندمج بسبب تأثيرات الرفيق الخارجي، مما ينتج في النهاية نجماً أزرق شاذاً في نظام ثنائي ذو فترة طويلة.
مع ظهور الإصدار الثاني من بيانات Gaia، شهدنا مؤخراً نهضة في دراسة نجوم الشذوذ الأزرق على مستوى الأفراد وعبر عينات كبيرة من العناقيد المفتوحة (Bhattacharya_2019, Rain_2020, Vaidya_2020, Rain_2021_1, Jadhav_2021, Leiner_2021, Rain_2021_2, Jadhav_2021, Rao_2023, Rani_2023). أصبح من الممكن اليوم تحديد مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق الحقيقيين مع تمييزهم عن الشواذ ونجوم الحقل من خلال دمج قياسات المنظر الزاوي لـ Gaia والحركات الصحيحة وألوان النجوم لتحديد العضوية بدرجة عالية من اليقين. في هذه الدراسة، نستخدم Gaia EDR3 لاختيار أعضاء من عينة تضم 12 عنقوداً مفتوحاً قديماً (أكبر من 9.0 مليار سنة)، وقريب نسبياً (أقل من 5000 فرسخ فلكي)، وغني، بهدف فهم سكان نجوم الشذوذ الأزرق وعلاقتهم بالنجوم الثنائية في العنقود المضيف.
تتيح لنا البيانات حول نجوم الشذوذ الأزرق والأصفر إجراء مقارنة مفصلة مع التنبؤات النظرية. لهذا الغرض، نقدم حسابات مفصلة لتطور النجوم الثنائية لاستكشاف ما إذا كانت فرضية الأصل الثنائي صامدة. الكميات اللازمة لتعريف ثنائي معين هي كتل النجوم، والفترة المدارية للزوج، ونوع نقل الكتلة، سواء كان محافظاً أو غير محافظ. وبالتالي، فإن إجراء استكشاف كامل لمساحة المعلمات للمشكلة يمثل جهداً عددياً كبيراً قد يكون مبرراً في دراسة مستقبلية. نقتصر هنا على نسبة كتلة أولية معينة (ثابتة) ونقل كتلة محافظ.
تتبع هذه الدراسة التخطيط التالي: نصف أولاً اختيارنا للعينة وأعضاء العنقود في § [sec:data_selection]، وفي § [section:bs_ys_region]، نحدد المناطق التي تم فيها اختيار مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق والأصفر. في § [sec:asteca] نصف تقدير العوامل الأساسية. ثم، في § [sec:correlations]، نبحث عن الارتباطات بين معلمات العنقود وسكان النجوم الشاذة. في § [sec:Binary_Evolution] نقدم نماذج تطور النجوم الثنائية، وفي § [sec:comparison] نقارنها بتوزيع نجوم الشذوذ الأزرق في مخطط اللون والقدر. في § [sec:conclusions] نقدم ملخصنا واستنتاجاتنا.
تم اختيار العناقيد أولاً على أساس عدد نجوم الشذوذ الأزرق. تم اختيار تلك التي بها N\(_{BSS} \geq 8\) المدرجة في الفهرس المنشور مؤخراً لنجوم الشذوذ الأزرق في العناقيد المفتوحة (Rain_2021_2). كانت القائمة الأصلية تحتوي على مجموع 32 عنقوداً ب \(\log(\mathrm{age})\geq 9.0\) dex (\(1~\mathrm{Gyr}\), Dias_2021)، والمسافات d \(>\) 850 pc Cantat-Gaudin_2020، والكتل M \(> 1400~\mathrm{M_{\odot}}\) Jadhav_2021.
للـ 32 عنقوداً، قمنا بإجراء اختيار العضوية باستخدام حل الفلك الزمني لـ Gaia. تم تقدير أعضاء العنقود من خلال عملية من خطوتين. أولاً، قمنا بتنزيل بيانات كل عنقود باستخدام سكربت بسيط لاستعلام بيانات EDR3 باستخدام حزمة Astroquery. تولد هذه الحزمة لونين محددين من قبل المستخدم (غير موجودين في بيانات Gaia الأولية) مع عدم اليقين المرتبط بهما. كان هذا مفيداً للعملية الموصوفة في القسم 4 (§ [sec:asteca]). ثم قمنا باختيار جميع النجوم داخل ضعف نصف القطر الظاهري المبلغ عنه في Dias_2002 وبقدرات تصل إلى \(\mathrm{G_{mag}}=18.5\). ثانياً، تم تحديد الأعضاء الأكثر احتمالاً لكل عنقود باستخدام كود pyUPMASK (Pera_2021). تعين هذه الأداة قيم احتمال العضوية \(\mathrm{P_{memb}}\) لجميع النجوم في إطار مراقبة بناءً على بيانات الإدخال التي يختارها المستخدم. في هذه الحالة، استخدمنا بيانات البارالاكس والحركة الخاصة التي قمنا بتنزيلها من مسح Gaia EDR3 كبيانات الإدخال. بعد تعيين الاحتمالات، تم إنشاء قائمة الأعضاء النهائية تلقائياً من خلال عملية تكرارية. تعمل هذه العملية عن طريق تصفية النجوم ذات الاحتمالات المنخفضة في كل خطوة وتتوقف عندما تكون كثافة النجوم داخل منطقة العنقود متسقة مع الكثافة المتوقعة، مع مراعاة قيمة كثافة المجال خارج المنطقة المعتمدة للعنقود. بعد هذا التحليل للعضوية، قمنا بإزالة تسعة عناقيد من قائمتنا بسبب طبيعتها المتفرقة. مع وجود عدد قليل فقط من نجوم الفرع العملاق وفرع العملاق الأحمر، تمتلك هذه العناقيد أخطاء كبيرة للنجوم القليلة المراقبة ويمكن أن تؤدي إلى تقدير مبالغ فيه للمعلمات (مثل الكتلة والعمر)، ولذلك لم نعتبرها كافية للهدف الرئيسي من هذا العمل.
بشكل خاص، فإن الأطواق الضوئية لـ Gaia واسعة بما يكفي لإدخال اختلافات لونية كبيرة ناتجة عن الانقراض كدالة لتوزيع الطاقة الطيفية للنجم. يمكن لهذه الانتشارات في اللون أن تسبب تشتتاً في مواقع مخطط اللون والقدر (CMD)، مما يؤثر على الاختيار، خاصة بالقرب من نقطة الانعطاف (TO). كما أظهر (Leiner_2021)، بالنسبة للعناقيد ذات قيم الإحمرار المنخفضة (\(E(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}) < 0.3\))، يكفي تبني الإحمرار من الأدبيات وتحويله إلى أطواق Gaia. من ناحية أخرى، بالنسبة للعناقيد ذات قيم \(E(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP})\) الأعلى، يُوصى بتصحيحات الإحمرار الفردية (نجم بنجم).
في (Rain_2021_1) حددنا قانون الإحمرار \(R_{G}=A_{G}/E(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP})\) من خلال ملاءمة أقل المربعات الخطية وحصلنا على \(R_{G}=1.79\pm 0.05\). تم تبني هذه القيمة كميل لقانون الإحمرار لجميع العناقيد. هنا، قمنا بإجراء تصحيحات الإحمرار باستخدام نجوم السلسلة الرئيسية (MS). لهذه، حددنا خطاً على طول السلسلة الرئيسية، ولكل واحد من نجوم السلسلة الرئيسية المختارة، حسبنا مسافته من هذا الخط إلى خط قانون الإحمرار. يعطي الإسقاط العمودي لهذه المسافة امتصاص \(A_{G}\) التفاضلي في موضع النجم، بينما يعطي الإسقاط الأفقي الإحمرار التفاضلي \(E(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP})\) في موضع النجم. بعد هذه الخطوة الأولى، اخترنا لكل نجم من نجوم الحقل (أعضاء العنقود وغير الأعضاء) عشرة نجوم سلسلة رئيسية أقرب وحسبنا متوسط الامتصاص \(A_{G}\) التفاضلي ومتوسط الإحمرار التفاضلي \(E(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP})\)، وأخيراً طرحنا هذه القيمة المتوسطة من لونه (\(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}\)) وقدره الظاهري G. على الرغم من أنها غنية بما فيه الكفاية، فإن سبعة عناقيد تقع خلف 5.5 كيلوبارسك وبانقراض بين \(1.0 < \mathrm{A_{v}} < 2.5\) تظهر تبايناً كبيراً في لون فروع السلسلة الرئيسية والعملاقة لها، خاصة في منطقة TO. نتيجة لذلك، يصبح من الصعب جداً ملاءمة الإيزوكرونات بدقة وتحديد المنطقة الزرقاء (والصفراء)، كما هو موضح في § [section:bs_ys_region].
على الرغم من توفر تعريفات متنوعة في الأدبيات (Ahumada_2007, Bhattacharya_2019, Rain_2020, Vaidya_2020) لتحديد منطقة نجوم الشذوذ الأزرق، فقد اتبعنا عن كثب أحدث التعريفات باستخدام بيانات Gaia (Leiner_2021, Rain_2021_2). الإجراء الذي استخدمناه هو كالتالي: أولاً) بعد اختيار العضوية (انظر القسم § [sec:data_selection])، تم رسم البيانات الضوئية في المخطط \(G\) مقابل (\(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}\)). ثانياً) تم تطابق تقريبي لمنحنى نظري من MIST (Dotter_2016) مع نطاقات Gaia EDR3 وافتراض معاملات كل عنقود حسبما حسبه Dias_2021 على السلسلة الرئيسية ونقطة التحول، وفي نهاية المطاف على فرع العملاق الأحمر والكتلة الحمراء إذا كانت موجودة. ثالثاً) ثم حددنا أكثر نقطة زرقاء في المنحنى الملائم. استخدمنا الخطاف الأزرق عند توفره، وإلا فإن نقطة التحول لتحديد هذا الحد. تم إدراج الأجسام المنفصلة بشكل كبير عن هذه النقطة، على سبيل المثال، \(\sim\) 0.03 mag كحد أدنى وحتى 0.5 mag كحد أقصى أدنى من نقطة التحول، كمرشحين لنجوم الشذوذ الأزرق. رابعاً) رسمنا تسلسل الثنائيات ذات الكتلة المتساوية الذي تم الحصول عليه بتحريك المنحنى بمقدار 0.75 mag لأعلى، والذي يمثل السطوع الأقصى المتوقع لثنائي ذو كتلة متساوية في موقع نقطة التحول للعنقود. كان هذا التسلسل مفيداً أيضاً لتحديد نجوم الشذوذ الأصفر وكذلك لتحديد الحد الأدنى (من حيث السطوع) لهذه الفئة. تم اعتبار النجوم التي يزيد سطوعها عن هذا التسلسل ولكنها أكثر احمراراً من نجوم الشذوذ الأزرق وأزرق من فرع العملاق الأحمر التي تقع في هذه المنطقة كمرشحين لنجوم الشذوذ الأصفر. بعد هذه الخطوة، بقيت فقط العناقيد التي بها \(\mathrm{N_{BSS}} \geq 9\) في قائمتنا. تم استبعاد أربعة عناقيد لأنها كانت تحتوي على عدد نسبي قليل من نجوم الشذوذ الأزرق.
تم تقدير المعايير الأساسية لجميع العناقيد (العمر، نسبة الثنائيات، المسافة، المعدنية، الخفوت، والكتلة) باستخدام حزمة ASteCA (Perren_2015). تم استخدام هذه الحزمة بنجاح لتحليل مئات العناقيد منذ إصدارها (Perren_2017, Perren_2020). لتبسيط الاستدلال البايزي، العملية التي تقدر المعايير الأساسية، افترضنا معدنية شمسية عامة وسمحنا لبقية المعايير بالتغير ضمن نطاقات معقولة. تعتمد تقدير نسبة الثنائيات على التوزيع المختار للكتل الأولية إلى الكتل الثانوية \(q=m_1/m_2\) (نسبة الكتلة)، حيث \(m_1\) هي الكتلة الأولية لنظام ثنائي، و\(m_2\) هي الكتلة الثانوية. هنا، يُحدد التوزيع على أنه موحد كما يلي:
\[q=\begin{cases} 0, & \text{$q>q_\mathrm{max}$}\\ 1, & \text{$q\leq q_\mathrm{max}$} \end{cases}\]
مع \(q_\mathrm{max}= 1.43\). تقريب شكل هذه التوزيعات للتوزيعات التجريبية الموجودة في أعمال مثل (Fisher_2005) و(Raghavan_2010)، حيث تكون نسبة الكتلة قريبة من الوحدة (\(m_{2}\approx m_{1}\)) وتنخفض بسرعة للقيم الأدنى (\(m_{2}\le 0.5 1m_{1}\)). يتم الإبلاغ عن النتائج لكل عنقود في الجدول [tab:general]. في هذه النقطة، من المهم ذكر أن اختيار توزيع موحد سيؤدي إلى قيمة أعلى لنسبة الثنائيات بسبب زيادة إنتاج الأنظمة الثنائية ذات الكتل الثانوية الأقل. وبالتالي، من المناسب اعتبار قيمة نسبة الثنائيات لدينا كحد أدنى تحفظي.
طريقة بديلة للحصول على فهم لكفاءة آليات تكوين نجوم الشذوذ الأزرق هي دراسة الارتباطات المحتملة بين تعداد نجوم الشذوذ الأزرق وخصائص العناقيد المضيفة. لذلك، قمنا بمقارنة العدد الملحوظ لنجوم الشذوذ الأزرق (\(\mathrm{N_{BSS}}\)) مع المعاملات الفيزيائية للعناقيد المفتوحة الـ(12) في العينة. بشكل خاص، بحثنا عن ارتباطات محتملة بين العدد الخام لنجوم الشذوذ الأزرق (N\(_\mathrm{{BSS}}\))، نسبة الثنائيات (\(\mathrm{f_{bin}}\))، وعدد الثنائيات \(\mathrm{N_{bin}}\) في كل عنقود. علاوة على ذلك، لقياس قوة العلاقة بين المتغيرات إحصائياً، استخدمنا اختبار ارتباط رتبة سبيرمان. تم الإبلاغ عن معامل (\(r_{s}\)) ومستويات الثقة (قيمة p) لأزواج المعاملات المعتبرة في الشكل (fig:fb_nbs-nx) والشكل (fig:Nbin_Nbs).
قمنا بإعادة النظر في الارتباط بين \(\mathrm{N_{BSS}}\) ونسبة الثنائيات في العنقود. العناقيد المفتوحة أقل كتلة وأصغر سناً من العناقيد الكروية. قربها وكثافتها المنخفضة تجعل تحديد تواتر الثنائيات سهلاً بشكل خاص. علاوة على ذلك، في العناقيد المفتوحة، لم يتم استكشاف العلاقة بين هذا المعامل وأعداد النجوم الشاذة بالتفصيل من قبل. وجدنا تبعية \(\mathrm{N_{BSS}} \propto \mathrm{f_{bin}}^{0.5\pm0.11}\) وقيمة معامل سبيرمان \(r_{s}\)=0.83. يتم عرض هذا الارتباط في الشكل (fig:fb_nbs-nx) مع خط أفضل ملاءمة للبيانات. كما في حالة العناقيد الكروية، هنا، العلاقة مستمرة (Milone_2012) ويمكن اعتبارها استمراراً لما وجد بين نسبة الثنائيات في النواة وأعداد النجوم الشاذة في العناقيد منخفضة الكثافة بواسطة (Sollima_2008).
في نفس السياق، تم اعتبار كتلة العنقود داخل نصف قطر النواة من قبل مؤلفين مختلفين كأفضل مؤشر على حجم تعداد نجوم الشذوذ الأزرق في العناقيد النجمية (على سبيل المثال، (Knigge_2009, Leigh_sills_2011)). وجدنا تبعية \(\mathrm{N_{BSS}} \propto \mathrm{M_{Tot}^{\delta}}\) على \( \delta\)=0.6\(\pm\)0.2 هنا. هذه القيم أعلى من القيمة المتوقعة التي أبلغ عنها (Knigge_2009) (\(\mathrm{M_{tot}^{\delta=0.4-0.5}}\)) للعناقيد الكروية، ولكنها تتفق مع الحد الأعلى الأخير الذي وجد للعناقيد المفتوحة \(\mathrm{M_{Tot}}^{\delta=0.6}\) (Jadhav_2021).
وفقاً لـ(Leigh_2013)، عندما يكون معظم نجوم الشذوذ الأزرق ناتجة عن تطور الثنائيات، فإن تبعية من الشكل \[\label{eq_2} \mathrm{N_{BSS} \propto \mathrm{N_{bin}} \sim \frac{\mathrm{f_{bin}} M_{tot}}{\overline{m}}}\] متوقعة، حيث \(\overline{m}\) هو متوسط كتلة النجوم، والذي افترض المؤلفون أنه متساوٍ لكل عنقود. افترضنا أن هذا يساوي 0.4 M\(_{\sun}\).
مقارنة بنسبة الثنائيات، يقل الارتباط مع N\(_{\mathrm{bin}}\). عند استخدام المعادلة ([eq_2])، انخفض معامل رتبة سبيرمان \(\mathrm{r_{s}}\) بمقدار \(\sim\) 0.03. هذا يعني أن الارتباط يضعف بإضافة \(\mathrm{M_{Tot}}\). كان هذا السلوك متوقعاً من قبل (Knigge_2009) وتم اختباره سابقاً بواسطة (Leigh_2013) في العناقيد الكروية. تتفق نتائجنا مع نتائجهم، أي أن قوة الارتباط (\(\mathrm{N_{BSS}}\) مقابل \(\mathrm{M_{core}}\)) تقل عندما تدرج \(\mathrm{f_{bin}}\). ضمن عينتنا، وجدنا تبعية من الشكل \(\mathrm{N_{BSS}} \propto \mathrm{N_{bin}^{0.75\pm0.13}}\).
أخيراً، وعلى عكس الحالات السابقة، لم يتم العثور على أي ارتباط على الإطلاق بين التردد النوعي (\(\mathrm{F}_{\mathrm{MS}}^{\mathrm{BSS}}\)) و\(\mathrm{M_{core}}\) أو N\(_{\mathrm{bin}}\). يُتوقع عدم وجود ارتباط بين هذه المعاملات، وذلك لأنه وفقاً لـ(Knigge_2009)، فإن المعادلة ([eq_2]) تنطبق فقط على أعداد نجوم الشذوذ الأزرق وليس على التردد النوعي.
لتفسير الخصائص الملحوظة لنجوم الشذوذ الأزرق، قمنا بمجموعة من الحسابات المفصلة لتطور النجوم الثنائية. النتائج المعروضة أدناه تمثل محاولتنا الأولى لتكرارها.
عند النظر في حسابات تطور النجوم الثنائية، يجب تحديد مجموعة من الكميات (كتل النجوم الأولية والفترة المدارية؛ نوع نقل الكتلة، انظر أدناه، والتركيب الكيميائي، وما إلى ذلك). وبالتالي، فإن إجراء استكشاف كامل لمساحة المعلمات يمثل جهداً عددياً كبيراً.
للحسابات المقدمة في هذه الورقة، استخدمنا نسخة محدثة من الكود لتطور النجوم الثنائية الموصوف في (2003MNRAS.342...50B). باختصار، يحل هذا الكود هيكل النجوم الكروية بافتراض أنها تتحرك على مدار دائري. يسمح بحساب حلقات نقل الكتلة المحافظة وغير المحافظة. عندما يكون الزوج منفصلاً، يعمل ككود هيني القياسي. بالمقابل، عندما يكون حجم المانح مماثلاً لحجم فصه الروشي ويبدأ نقل الكتلة (زوج شبه منفصل)، يحسب هيكل المانح وتطور المدار ومعدل نقل الكتلة في نفس الوقت.
تم إجراء الحسابات بافتراض عدم وجود فقدان للكتلة من النظام: يتم اكتساب كل المادة المنقولة بواسطة المانح من قبل رفيقه. تؤدي هذه العملية إلى تحول النظام إلى نجم شذوذ أزرق وفي نهاية المطاف، إلى نجم شذوذ أصفر. يمثل الحفاظ على الكتلة حالة قصوى من تطور النجوم الثنائية حيث يكون ظهور نجوم الشذوذ الأزرق أقوى. من الواضح، إذا كان الرفقاء قادرين على الاحتفاظ فقط بجزء من الكتلة المنقولة، فإن الزيادة في الكتلة والسطوع ستكون أصغر.
لحساب تطور نظام ثنائي، اعتبرنا أولاً تطور النجم المانح. من خلال ذلك، حددنا هيكل هذا النجم، معدل نقل الكتلة، التركيب الكيميائي للمادة التي فقدها المانح، وتطور المدار. بعد ذلك، بمعدل نقل الكتلة (\(\dot{M}\)) من الحساب السابق، قمنا بتنفيذ التطور التفصيلي للنجم الرفيق (المستقبل). نتيجة للتراكم والتطور الداخلي، ملأ هذا النجم فصه الروشي في معظم الحالات. في هذه اللحظة، كانت مكونات النظام على اتصال، وتوقفنا عن الحسابات. من المتوقع أن يكون الكائن الذي يظهر من الاتصال واحداً من تلك الملحوظة في أي حال.
قمنا بضبط معامل طول الخلط لتكرار الشمس الحالية، واعتبرنا الانتشار المعتدل، والتحويل النصفي كما في (1983A&A...126..207L)، والخلط الحراري الملحي التالي (2013A&A...553A...1M). تم حل التطور الكيميائي للنماذج كما في (1985A&A...145..179L) مع الأخذ في الاعتبار الخلط غير الفوري. تم إهمال تأثيرات دوران النجوم في هذه الحسابات.
افترضنا نجوماً بتركيب شمسي. تراوحت كتل المانح من 0.82 \(M_{\odot}\) إلى 1.60 \(M_{\odot}\) بخطوة 25%؛ بالنسبة للمستقبل، افترضنا ببساطة نسبة كتلة أولية قدرها 1.25، وامتدت الفترة المدارية الأولية من 0.26 d إلى 1.95 d، مرة أخرى بخطوة 25% (انظر الجدول [tab:binary_models]).
تم اختيار نسبة الكتلة الأولية 1.25 لأداء الخطوة الأولى في استكشافنا لظاهرة نجوم الشذوذ الأزرق. صممنا هذه الحسابات بهدف اختبار دقة الفرضيات التي طورناها لتفسير نجوم الشذوذ الأزرق في العناقيد المفتوحة. سيكون موضوع التحقيقات المستقبلية استكشاف تكوينات ممكنة أخرى بنسب كتل أولية أخرى.
توفر حسابات تطور النجوم السطوع البولومتري ودرجة الحرارة الفعالة لكل نجم من الزوج، من بين كميات أخرى. ومع ذلك، لا تكتشف الملاحظات المانح والمستقبل بشكل منفصل، ولكن معاً ككائن واحد. للسماح بمقارنة مباشرة للنماذج مع البيانات، بعد حل تطور كل نجم من الزوج، قمنا بالتالي بإضافة مساهماتهما لحساب تطوره في المخطط النظري CMD (انظر أدناه §[subsec:colores]). من المفترض مقارنة هذه النتائج مع الملاحظات.
يظهر الشكل المرجعي fig:Evolu_example مثالاً على نتائجنا. نعرض تطور زوج من النجوم بكتلة 1.28 \(M_{\odot}\) + 1.02 \(M_{\odot}\) على مدار بفترة ابتدائية تبلغ يوماً واحداً. يتطور النظام في تكوين منفصل حتى عمر يقارب 4.9 Gyr، عندما يملأ النجم المانح فصه الروشي. في هذه اللحظة، يكون قد استنفد بالفعل نواته الهيدروجينية. وبناء عليه، يخضع لنقل كتلة من الفئة B. من ثم، يتبع النجم تطوراً مختلفاً تماماً عن تطور نجم معزول بنفس الكتلة والتركيب. قبل حدوث فقدان الغلاف الخارجي للنجم المانح، يتطور النجم الرفيق ببطء شديد، ولكن عندما يبدأ في اكتساب الكتلة، يصبح أكثر إشراقاً في فترة زمنية قصيرة جداً (على المقياس الحراري). تمت متابعة التطور حتى عمر 5.89 Gyr عندما يملأ النجم الاكتسابي أيضاً فصه الروشي ويكون النظام في تماس.
في اللوحة اليسرى من الشكل المرجعي fig:Evolu_example، نصور تطور النظام في الطائرة النظرية النموذجية، وفي اللوحة اليمنى، نعرض كل من المسارات في مخطط اللون والقدر (انظر القسم [subsec:colores] أدناه). في هذه اللوحة، نضمن أيضاً المسار الذي يرصد من قبل مراقب بعيد لا يمكنه تمييز الزوج. نسمي هذه السلسلة بالسلسلة التطورية المركبة.
في ختام هذا القسم، من المناسب مقارنة عملنا بالنهج والنتائج التي قدمها مؤلفون آخرون. درس Tian_2006 تكوين النجوم الزرقاء الساطعة عن طريق نقل الكتلة في أنظمة الثنائيات القريبة بطريقة مشابهة إلى حد ما للطريقة المعتمدة في هذه الورقة. باستخدام شفرة Eggleton (2000MNRAS.319..215H) وافتراض نقل كتلة محافظ، قاموا بحساب مجموعة من الأنظمة الثنائية لمجموعة متنوعة من كتل المانحين والمستقبلين وفواصل مدارية. طبقوا هذه المجموعة لإجراء دراسة سكانية لظروف العنقود النجمي القديم NGC 2682 (M67)، وخلصوا إلى أنه، على الأقل بالنسبة لحالة هذا العنقود، يجب أن تعمل آليات أخرى تؤدي إلى تكوين النجوم الزرقاء الساطعة بالإضافة إلى نقل الكتلة في الثنائيات. من بين الأعمال الأخرى الأحدث، نذكر تلك التي قدمها 2021ApJ...908....7S و 2023ApJ...944...89S. في كل من هذه الأوراق، قدم المؤلفون دراسة لنجم أزرق ساطع معين (WOCS 5379 وWOCS 4540، كلاهما يقع في العنقود النجمي NGC 188) استناداً إلى نماذج مفصلة تم بناؤها باستخدام شفرة MESA (2011ApJS..192....3P)، بحثاً عن النماذج التي تفسر أفضل خصائصها الرئيسية. سمحوا بإمكانية نقل كتلة غير محافظ. دراسة أخرى، قدمها Leiner_2021، اعتبرت تحليلاً سكانياً للنجوم الزرقاء الساطعة استناداً إلى المحاكاة التي أجريت باستخدام الشفرة السريعة التي قدمها 2002MNRAS.329..897H، والتي تسمح بحساب تقريبي لعدد كبير من الأنظمة. يعتمد تطور النجوم الثنائية بشكل كبير على المزيد من المعلمات (الكتل، فترة المدار، نوع نقل الكتلة، والتركيب الكيميائي) مقارنة بالأجسام المعزولة، ولكن أيضاً على استقرار عملية نقل الكتلة. تعتمد النتائج التي قدمها Leiner_2021 بشكل كبير على بعض التقريبات التي تؤثر بشكل كبير على نتائج الحسابات، وبشكل خاص، نسبة الكتلة الحرجة لنقل الكتلة المستقر \(q_{crit}\).
قارنّا جهدنا بتلك المقدمة في الأوراق الأربعة المخصصة للنجوم الزرقاء الساطعة التي ذكرناها أعلاه. في هذه الورقة، لا نحاول ملاءمة النماذج مع نجم أزرق ساطع معين كما في 2021ApJ...908....7S أو 2023ApJ...944...89S، ولكننا نبحث عن رؤية أوسع للمشكلة. بينما تفاصيل نماذجنا، فهي غير قادرة على تقديم صورة للمشكلة بنطاق واسع كما هو الحال في تحليل السكان الذي قدمه Leiner_2021. النهج الذي افترضه Tian_2006 أكثر تشابهاً مع نهجنا، على الرغم من وجود بعض الاختلافات البارزة. حسبوا مجموعة من المسارات التطورية المفصلة تحت افتراضات مماثلة بخصوص عملية نقل الكتلة (الحفاظ على الكتلة والزخم الزاوي) لمجموعة متنوعة من الكتل والفترات الأولية واستخدموها في دراسة سكانية لـ NGC 2682. عملنا مع زوج ثابت من الكتل، ومع ذلك، مما سمح بمجموعة متنوعة من الفترات الأولية، وطبقناها على مجموعة متنوعة من العناقيد، ولكننا لم نحاك أي توليف سكاني.
مقارنة مفصلة لنماذجنا مع تلك المقدمة في الأعمال المذكورة أعلاه هي مهمة مهمة وليست سهلة. من أجل تجنب الانحراف عن الهدف الرئيسي لهذه الورقة، نؤجل هذا التحليل إلى منشور مستقبلي.
لجميع الثنائيات لدينا، قمنا بحساب مرشحات غايا EDR3 لأداء الرسوم البيانية للألوان والقدرات. لهذا الغرض، قمنا بحل هيكل الغلاف الجوي لنماذجنا في توازن حراري ديناميكي محلي. الكود الذي استخدمناه هو نسخة محدثة من الكود الموصوف في (Rohrmann2001MNRAS.323..699R). يأخذ في الاعتبار التوازن الهيدروستاتيكي والتوازن الإشعاعي-الحملي. عندما كان لنموذج النجم غلاف جوي بارد، تمت معالجة النقل الحملي بتقريب طول الخلط.
قمنا بحساب نماذج الغلاف الجوي بشكل منفصل لكل زوج من الثنائيات، أي أننا حصلنا على تسلسلين في المخطط اللوني-القدري لكل ثنائي. القدر الناتج يأتي من مجموع كلا الفيضين، مما ينتج عنه تسلسل تطوري مركب. أولاً، قمنا بحساب الفيض المتكامل الموزون بالمرشح \(F_i\) لكل نموذج، \[\label{eq_3} F_{X,i}=\frac{\int f(\lambda) R_X(\lambda) d\lambda}{\int R_X(\lambda) d\lambda},\] حيث \(i=A, B\). الحرف A يمثل النجم المانح، والحرف B يدل على النجم المستقبل، \(f(\lambda)\) هو الفيض المطلق المحسوب، و\(R_X(\lambda)\) هو دالة الاستجابة للمرشح \(X\). في المعادلة ([eq_3])، التكامل على نطاق المرشح \(X\) بالانجستروم، ويستخدم الفيض المتكامل \(F_{X,i}\) لحساب القدرات في كل نطاق بواسطة \[\label{eq_4} M_{X,i}= -2.5 \log(F_{X,i}) + C_{X},\] حيث \(M_{X,i}\) و\(C_{X}\) هما القدر الاصطناعي وثابت الفيض للنطاق \(X\) على التوالي. يعرف الثابت بحيث يتطابق القدر الاصطناعي مع قدر فيغا في نطاق \(X\). ومع ذلك، عندما نلاحظ الفيض المجمع، فيجب أن نأخذ في الاعتبار ما يلي: \[\nonumber \frac{\int [ f_A(\lambda) + f_B(\lambda) ] R_X(\lambda) d\lambda}{\int R_X(\lambda) d\lambda}=F_{X,A} + F_{X,B}.\] باستخدام المعادلة ([eq_4])، نحصل على \[\label{eq_5} 10^{-0.4(M_{X,A}-C_X)}+10^{-0.4(M_{X,B}-C_X)}=F_{X,A} + F_{X,B}.\] عندما لا يكون النظام الثنائي في حالة كسوف، \[\label{eq_6} M_{X,A+B}= -2.5 \log (F_{X,A} + F_{X,B}) + C_X,\] وبالتالي، \[M_{X,A+B}=\]\[\label{eq_7} -2.5 \log(10^{0.4 C_X} [10^{-0.4 M_{X,A}}+10^{-0.4 M_{X,B}}]) + C_X.\] تم حساب التسلسلات التي نعرضها أدناه باستخدام التحويل المعطى في المعادلة ([eq_7]) لنماذج الثنائيات المدرجة في الجدول [tab:binary_models].
في هذا القسم، نعلق على المقارنة بين نماذج النجوم الثنائية وتوزيع الشذوذ الأزرق في مخططات اللون-القدر لـ Gaia. قبل الدخول في تحليل كل عنقود على حدة، نؤكد أن المقارنة في هذه المرحلة تعتبر نوعية لأننا نفتقر إلى معلومات حاسمة حول خصائص الشذوذ الأزرق الأساسية مثل الكتلة والفترة. الهدف الواضح من هذه المقارنة هو إبراز أن نماذج تطور النجوم الثنائية يمكن أن تتناسب جيداً مع التوزيع العام لـ BSSs في CMDs للعنقود.
يتم توضيح المقارنة في الشكل [fig:NGC6819-bin]. تتم مقارنة توزيع الأعضاء المؤكدين لنجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء (الدوائر الزرقاء المملوءة) مع مسارات التطور لنسب الكتل الموضحة في الإدراج. للإشارة، يتم رسم أفضل تقدير لعمر العنقود بخط متقطع. يحتوي هذا العنقود على نجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء ذات إضاءة مختلفة جداً، ويبدو أنها تشكل مجموعتين. مجموعة مشرقة من ثلاثة نجوم سلسلة رئيسية زرقاء تأتي من تطور ثنائيات ذات مانحين عالي الكتلة (1.28 \(M_{\odot}\))، بينما تتبع المجموعة الأقل إضاءة مسار التطور للأزواج ذات مانحين منخفضي الكتلة (1.02 \(M_{\odot}\)). بشكل عام، تتطابق مسارات الثنائيات مع توزيع نجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء بشكل ممتاز. بعض نجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء في مرحلة مغادرة تسلسلها الرئيسي وفقاً للنماذج.
في هذا العنقود المفتوح القديم، تتجمع معظم نجوم الشذوذ الأزرق فوق نقطة التحول مباشرة. ومع ذلك، يوجد عدد من نجوم الشذوذ الأزرق أكثر إشراقاً من نقطة التحول، وتغطي نطاقاً واسعاً في القدر الظاهري (حتى 5 قدرات). يستضيف العنقود نجمين شابين أزرقين أيضاً. الانحراف الكبير في القدر الظاهري (وبالتالي في الكتلة) يعني أنه يجب استخدام مسارات تطور ثنائية مختلفة جداً لتغطية منطقة نجوم الشذوذ الأزرق. نلاحظ أن كلاً من نجوم الشذوذ الأزرق والنجوم الشابة الزرقاء تتناسب جيداً مع هذه النماذج، ومع ذلك. أخيراً، هناك بعض النجوم الضعيفة التي لا تتم إعادة إنتاجها بواسطة مجموعة النماذج التي أجريناها. قد تكون هذه النجوم الضعيفة مصنفة بشكل خاطئ كنجوم شاذة. إمكانية أخرى هي أنه يجب اعتماد معاملات مختلفة لنموذج الثنائي.
يتم عرض موقع مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق في مخطط الألوان والقدر الظاهري لهذا العنقود في الأشكال المحذوفة. كما لوحظ في حالات أخرى (انظر أدناه)، يتم تقسيم مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق إلى مجموعتين رئيسيتين. تتكون المجموعة الأولى من نجوم الشذوذ الأزرق الخافتة التي تتبع بشكل وثيق مسارات المانح ذو الكتلة المنخفضة. تحتوي المجموعة الأخرى على نجوم شذوذ أزرق ساطعة متناثرة في اللون وهي أكثر احمراراً بشكل ملحوظ من النجوم الرئيسية في بداية تسلسلها الرئيسي. هذه تتطابق جيداً مع نماذج تطور النجوم الثنائية مع كتلة مانح تتراوح بين \(1.28-1.60 M_{\odot}\) مفروضة في مخطط الألوان والقدر الظاهري. يحتوي بركلي 39 أيضاً على نجمين أصفرين ساطعين. كما في حالة بركلي 32 ونظراً لمعايير اختيارنا الصارمة والمحافظة، قد تكون بعض هذه النجوم تصنيفات خاطئة و/أو قد يكون من الضروري النظر في معايير مختلفة للنموذج الثنائي.
يحتوي هذا العنقود على تعداد غني من المرشحين لنجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء. يشكلون تسلسلاً ضوئياً مستمراً يتداخل إما مع نجوم السلسلة الرئيسية الصفرية أو مع تسلسلات تطور النجوم الثنائية. نلاحظ أن عدة نجوم من السلسلة الرئيسية الزرقاء تقع أدنى وأكثر احمراراً من نقطة التحول للعنقود. إذا تم تأكيد هذين النجمين، فقد يكونان مثالين على ما يعرف بالأقزام تحت الفرعية (Geller_2017b, Geller_2017a). حالة أخرى مثيرة للاهتمام هي النجم الأزرق اللامع فوق نقطة التحول للعنقود، والذي يبدو مرشحاً واعداً لنجم السلسلة الصفراء الفرعي، لكنه لا يتبع المعيار القياسي لموقع هذه النجوم في مخطط الألوان والإضاءة. المرشح الضعيف جداً لنجم السلسلة الرئيسية الزرقاء عند G \(\sim\) 17.2 قد يكون خطأ في التعريف، أو قد يكون بعيداً عن نجوم السلسلة الرئيسية الصفرية بسبب أخطاء التصوير الضوئي الكبيرة.
تبدو نجوم الشذوذ الأزرق لهذا العنقود كأنها تشكل تسلسلاً مزدوجاً. تتبع السلسلة الأولى مسارات المانح ذو الكتلة المنخفضة (حوالي 1.02 \( M_{\odot} \)) وهي قريبة نسبياً من السلسلة الرئيسية للعنقود. تتماشى السلسلة الثانية الأكثر احمراراً أيضاً بشكل جيد مع مسارات الثنائيات، ولديها زوج بمانح بكتلة 1.28 \( M_{\odot} \). تمت مناقشة التسلسلات المزدوجة على نطاق واسع في العناقيد الكروية، وادعى العديد من المؤلفين أنه يمكن استخدامها كمؤشرات لحدث انهيار النواة والمراحل التطورية الديناميكية اللاحقة في العناقيد الكروية. تعتبر (Cadelano_2022)، (Dalessandro_2013)، و (Simunovic_2014) أمثلة بارزة حيث استكشف المؤلفون هذه التسلسلات المزدوجة. يفسر التسلسل الأحمر لنجوم الشذوذ الأزرق على أنه مأهول بمنتجات نقل الكتلة (Xin_2015)، وقد يتم إعادة إنتاج التسلسل الأزرق الضيق بواسطة التصادمات أو منتجات الاندماج (Sills_2009). ومع ذلك، هذا ليس عالمياً، حيث تم اكتشاف الثنائيات الملامسة من نوع W UMa في التسلسل الأزرق والأحمر للعنقود الكروي M30 (Ferraro_2009b). أشارت بعض الدراسات (على سبيل المثال، (Stepien_2015)، (Jiang_2017)) إلى أن تطور الثنائيات يساهم في تكوين نجوم الشذوذ الأزرق في كلا التسلسلين. كما في حالتنا، وجد (Rao_2023) أن هذه الخاصية موجودة في العناقيد المفتوحة. ادعى هؤلاء المؤلفون، بشكل أكثر تحفظاً، أن نقل الكتلة يسبب تكوين كلا التسلسلين. علاوة على ذلك، أجرى (Rao_2022) تركيب توزيع الطاقة الطيفية متعدد الأطوال الموجية لـ 12 من أصل 18 من نجوم الشذوذ الأزرق في ميلوت 66، وتم التعرف فقط على اثنين منهم (BSS3، Gaia DR3 5507234395259864448، وBSS6، 5507234429619602944) كمنتجات نقل الكتلة. جميع النجوم الأخرى المتبقية متوافقة مع توزيع طيفي لمكون واحد. من المثير للاهتمام أن النجمين الثنائيين يقعان ضمن التسلسل الأزرق. للأسف، نظراً لعدم وجود دراسات، لم يتم الإبلاغ عن أي نجوم متغيرة أخرى ضمن سكان نجوم الشذوذ الأزرق في ميلوت 66. تتطلب المزيد من الملاحظات الطيفية أو نمذجة منحنى الضوء لتأكيد الطبيعة الثنائية للـ 16 BSS المتبقية ولتحديد معلماتها الطيفية، السرعة الدورانية، الكتلة، وما إلى ذلك. يتجاوز تحليل الطبيعة الفردية لنجوم الشذوذ الأزرق وأصل التسلسلات المزدوجة الظاهرة في ميلوت 66 نطاق هذه الورقة، ومع ذلك. بالإضافة إلى ذلك، نؤكد أن مرشح نجم الشذوذ الأصفر الوحيد (النقطة الصفراء) يفسر على أنه نظام ثنائي متطور.
مثل M 67 (انظر أدناه)، تمت دراسة هذا العنقود بشكل مكثف للغاية، وتم تحديد توزيع نجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء (Blue Straggler Stars) بشكل جيد. يتم تأكيد تفسير أن مرشحي نجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء البعيدين عن السلسلة الرئيسية الصفرية (Zero Age Main Sequence) هم نتيجة لنوع ما من تطور النجوم الثنائية من خلال عدة مسارات تطورية للنجوم الثنائية التي تعبر منطقة نجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء.
تستضيف هذه المجموعة الغنية عدداً كبيراً من المرشحين لنجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء، ولا يمكننا استبعاد أن بعضهم قد يكون تحديداً خاطئاً، خاصة الذين يقتربون جداً من تسلسل المجموعة والنقطة الدورانية. على أي حال، فإن الجزء الأكبر من هذه النجوم يتطابق جيداً مع مسارات تطور النجوم الثنائية للكتل المشار إليها في الإدراج. علاوة على ذلك، فإن النجم الأصفر الباهت (نقطة صفراء) مستنسخ بشكل جيد.
يتم عرض توزيع مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق في الرسوم البيانية. يقع عدد كبير من مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق إلى الجانب الأزرق من السلسلة الرئيسية للعنقود. قد يكون هذا نتيجة خطأ في التعريف أو خطأ في القياس الضوئي. لقد اعتبرناهم بحذر على أنهم نجوم شذوذ أزرق فردية تتبع السلسلة الرئيسية للعنقود. يتم تمثيل توزيع جميع مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق الآخرين بشكل جيد من خلال مجموعة نماذج تطور النجوم الثنائية، بما في ذلك النجم الشارد الأصفر الوحيد.
هذا العنقود المفتوح القديم لديه عدد قليل فقط من نجوم الشذوذ الأزرق الشاردة. كما هو الحال في حالات أخرى، فإن المرشحين لنجوم الشذوذ الأزرق الشاردة الذين لا يقعون على طول السلسلة الرئيسية الصفرية (خمسة إلى ستة، في هذه الحالة) يتطابقون جيداً مع مسارات تطور النظام الثنائي. بعضهم (اثنان إلى ثلاثة) يبدو أيضاً أنهم أنظمة ثنائية متطورة، لكنهم لم يصلوا بعد إلى المنطقة المعروفة بمنطقة النجوم الصفراء الشاردة وفقاً للتعريف القياسي.
يتم توضيح هذا العنقود في الشكل المحذوف. باستثناء نجم واحد من نجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء الذي يقع في أعلى السلسلة الرئيسية الصفرية، جميع المرشحين لنجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء يتبعون نمط تطور النجم الثنائي مغطين نطاقاً كبيراً من اللمعان. نجوم السلسلة الرئيسية الزرقاء ليست كثيرة، كما هو الحال في عنقود NGC 2682 (انظر أدناه)، ولكن هذا يعتمد بوضوح على كتلة العنقود. لم يتم اكتشاف أي نجوم السلسلة الرئيسية الصفراء.
تمت دراسة مجموعة النجوم الزرقاء الساطعة في M67 بشكل متكرر في الماضي. تم تحديد العديد من هذه النجوم على أنها أنظمة ثنائية بالفعل. وقد تم تأكيد ذلك من خلال التوافق العام بين المرشحين لنجوم الشذوذ الأزرق ومسارات الأنظمة الثنائية في الأشكال. يحتوي العنقود أيضاً على نجمين أصفرين شابين يبدو أنهما أنظمة ثنائية متطورة.
NGC 7789، مثل عنقود ميلوت 66، هو عنقود مفتوح قديم غني ومندمج. على الرغم من أنها أقل وضوحاً من عنقود ميلوت 66، يبدو أن هناك تسلسلاً مزدوجاً لنجوم السلسلة الزرقاء في NGC 7789 أيضاً. التسلسلان متوازيان تقريباً، أحدهما يتبع مسارات المانح ذو الكتلة المنخفضة (\(1.28 M_{\odot}\))، والآخر يتبع مسارات النجوم الثنائية في السلسلة الرئيسية بمعاملات 1.60, 1.28, و 1.25. بالإضافة إلى ذلك، باستخدام تحليل سرعة شعاعية زمنية، كشفت الدراسة التي أجراها (Nine_2020) عن خصائص ثنائية لأربعة من نجوم السلسلة الزرقاء. علاوة على ذلك، في عمل منفصل، قدم (Vaidya_2022b) توزيع الطاقة الطيفية لخمسة مرشحين لنجوم السلسلة الزرقاء، مؤكداً وجود رفيق ساخن لجميع الخمسة. اثنان من هذه النجوم يتداخلان مع العينة التي حددها (Nine_2020). الثمانية نجوم السلسلة الزرقاء الباقية لم تظهر أي نوع من التغيرات. عند مقارنة نتائجهم مع نتائجنا، لاحظنا أن جميع نجوم السلسلة الزرقاء، سواء كانت ثنائية أو فردية، تظهر توزيعاً عشوائياً في مخطط الألوان والقدر.
كان الهدف من هذا العمل مزدوج الجوانب.
من ناحية، ركزنا على تقدير النسبة الثنائية في عينة من نجوم الشذوذ الأزرق التي تستضيفها عناقيد مفتوحة قديمة لتقييم العلاقة بين تعداد نجوم الشذوذ الأزرق ونسبة الثنائيات في العنقود الأم. من ناحية أخرى، قارنا توزيع نجوم الشذوذ الأزرق في مخطط الألوان والقدر الظاهري للعنقود مع مسار التطور النجمي للنجوم الثنائية بنسب كتل مختلفة.
باستخدام خوارزمية pyUPMASK غير المراقبة في Python وحزمة تحليل العناقيد النجمية الآلية (ASteCA)، حددنا أعضاء العنقود، معاملات العنقود، وتعدادات نجوم الشذوذ الأزرق. قدرنا النسبة الثنائية، الكتلة، المسافة، والعمر لمجموع 12 عنقود مفتوح، وبحثنا علاقتها المحتملة بعدد نجوم الشذوذ الأزرق المرصود، \(\mathrm{N_{BSS}}\). وأخيراً، قارنا توزيع تعداد النجوم الشاذة في مخطط الألوان والقدر الظاهري مع مجموعة من المسارات التطورية المشتقة من نماذج تطور النجوم الثنائية.
أظهر بحثنا دليلاً مباشراً على أن العناقيد ضمن نطاقنا تنتج نجوم الشذوذ الأزرق بكفاءة أعلى. علاوة على ذلك، أكدنا أن عدد نجوم الشذوذ الأزرق يتأثر بالنسبة الثنائية (\(\mathrm{f_{bin}}\))، الكتلة، وعدد الثنائيات (N\(_{\mathrm{bin}}\))، وأن الارتباط مع النسبة الثنائية هو أقوى مؤشر لحجم تعداد نجوم الشذوذ الأزرق بمعامل سبيرمان \(\mathrm{r_{s}}\sim0.84\)، يليه عدد الثنائيات والكتلة الكلية، بمعامل \(\mathrm{r_{s}}=0.80\) و\(\mathrm{r_{s}}=0.58\) على التوالي. بالإضافة إلى ذلك، كما في حالة العناقيد الكروية، وجدنا أن الارتباط بين النجوم الشاذة وN\(_{\mathrm{bin}}\) يحسن الارتباط الفرعي الخطي المعروف سابقاً بين أعداد النجوم الشاذة وكتلة العنقود.
قدرنا أيضاً اعتماد حجم النجوم الشاذة ومعاملات العنقود المختلفة. وجدنا اعتماداً من النموذج (بترتيب تنازلي) \(\mathrm{N_{BSS}} \propto \mathrm{N_{bin}^{0.75\pm0.13}}\)، \(\mathrm{N_{BSS}} \propto \mathrm{M_{Tot}^{0.6\pm0.2}}\)، و\(\mathrm{N_{BSS}} \propto \mathrm{f_{bin}^{0.5\pm0.11}}\) لعدد الثنائيات، الكتلة الكلية للعنقود، والنسبة الثنائية على التوالي.
من ناحية أخرى، بعد تأسيس هذه الأدلة المراقبة، استخدمنا نماذج تطور النجوم الثنائية لاستكشاف البارامتر متعدد الأبعاد لنسبة الكتلة، الكتلة الأساسية، والفترة. نظراً لعدم وجود تقديرات دقيقة لفترة نجوم الشذوذ الأزرق، كان الاستكشاف في هذه المرحلة نوعياً بشكل أساسي. مع ذلك، أظهرنا أنه لجميع العناقيد قيد الدراسة، يمكن لمسارات تطور النجوم الثنائية أن تعيد إنتاج معظم توزيع نجوم الشذوذ الأزرق في مخططات الألوان والقدر الظاهري بشكل جيد. واحدة من أكثر النتائج إثارة للاهتمام هي دليل على وجود ثنائية في توزيع نجوم الشذوذ الأزرق في بعض العناقيد. حددنا تسلسلاً من النجوم الشاذة يقع بالقرب من خط البداية الرئيسي للعنقود، بينما يتبع التسلسل الآخر مسارات تطور النجوم الثنائية بشكل أفضل. هذا مشابه لتوزيع نجوم الشذوذ الأزرق الذي تم العثور عليه مؤخراً في بعض العناقيد الكروية. لا يمكننا الجزم، مع ذلك، بأن هذه سمة عامة لأننا لا نراها بوضوح في جميع العناقيد، ربما بسبب الأخطاء الضوئية أو عدم التأكد من العضوية. نحن واثقون من أنه مع بيانات مراقبة أكثر دقة، وبشكل خاص، مع معرفة فترة الثنائيات، يمكن إجراء مقارنة أفضل في المستقبل ويمكن الكشف عن خصائص عدة من النجوم الشاذة. تحسين إضافي هو بالتأكيد البحث عن نسبة كتل ثنائية أكثر دقة لكل من هذه العناقيد. نسبة الكتلة التي افترضناها والتي تبلغ 0.7 لا تنتج ملاءمة مثالية لجميع العناقيد التي درسناها.
بكل سرور، نشكر المراجع المجهول على العديد من الاقتراحات والتعليقات القيمة، التي ساهمت في تحسين الورقة بشكل كبير.
تم دعم عمل M.J. Rain و G. Carraro من قبل منحة جامعة بادوفا BIRD191235/19: الديناميكيات الداخلية لعناقيد النجوم النجمية في عصر Gaia: الثنائيات، نجوم الشذوذ الأزرق، وتأثيرها في تقدير الكتل الديناميكية.
O. G. Benvenuto هو عضو في Carrera del Investigador Científico، Comisión de Investigaciones Científicas de la Provincia de Buenos Aires، الأرجنتين.
S. Villanova يعبر عن امتنانه للدعم المقدم من Fondecyt regular n. 1220264 ومن مشاريع ANID BASAL FB210003.