مُلَخَّص

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 التي تغطي مجموعة واسعة من الخصائص الأساسية. اعتمدنا على بيانات Gaia EDR3 لتقييم عضوية كل نجم شاذ أزرق أو أصفر ضمن عنقوده الأصلي. بعد ذلك استخدمنا حزمة ASteCA لتقدير الخصائص الأساسية للعناقيد المختارة، خاصةً نسبة الثنائيات. وبناءً على 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، مما يدعم الفرضية القائلة بأن تطور الثنائيات هو السيناريو الأكثر احتمالاً لتكوين الشذوذ الأزرق في العناقيد المفتوحة المجرية. بعد ذلك قارنا توزيع نجوم الشذوذ الأزرق في مخطط الألوان والقدر الظاهري لـ Gaia مع مجموعة من المسارات التطورية المركبة المشتقة من نماذج تطور الثنائيات التي استكشفنا فيها عدة معلمات: العمر، نسبة الكتلة، الفترة، وغيرها. تدعم المقارنة الممتازة بين التوزيع الكلي لنجوم الشذوذ الأزرق ومواقع المسارات التطورية المركبة بشكل أكبر الأصل الثنائي لمعظم هذه النجوم، وتمهد بذلك الطريق لدراسات مفصلة لكل نجم شاذ أزرق.

مقدمة

تتحدى نجوم الشذوذ الأزرق ونجوم الشذوذ الأصفر—التي على الأرجح تمثل نجوم شذوذ أزرق متطورة—نموذج التطور النجمي الفردي التقليدي بمواقعها في مخطط اللون والقدر البصري، إذ تظهر أكثر إشراقاً وزرقةً من نقطة تحوّل السلسلة الرئيسية للنظام الذي تنتمي إليه. ومثّلت هذه الأجسام الغريبة مصدر إلهام للنظريين والمراقبين لأجيال عدة. وبعد اكتشاف نجوم الشذوذ الأزرق أول مرة في العناقيد الكروية (Piotto_2004, Salinas_2012)، تأكد وجودها أيضاً في العناقيد المفتوحة (Ahumada_2007, Rain_2021_2)، والمجرات القزمة (Momany_2007), وحتى في مجال درب التبانة (انظر مثلاً Santucci_2015). منذ اكتشافها في قلب عنقود الكرة النجمية M3 (Sandage_1953)، اقترح الباحثون العديد من آليات التكوين. يتفق معظمها على أن نجم السلسلة الرئيسية قد اكتسب كتلة إما عبر نقل كتلة من رفيق متطور بفائض فص روشي (McCrea_1964)، و/أو جراء تصادمات تشمل نجوماً فردية أو ثنائيات أو حتى ثلاثيات (Hills_1976). كما يمكن تعديل هذه السيناريوهات بوجود رفيق ثالث أو أكثر. فقد اقترح (Perets_Fabrycky_2009) سيناريو يندمج فيه الثنائي الداخلي في نظام هرمي ثلاثي بفعل تأثير الرفيق الخارجي، وينتهي الأمر بنجم أزرق شاذ في نظام ثنائي طويل الفترة.

مع ظهور الإصدار الثاني من بيانات Gaia، شهدنا نهضة في دراسة نجوم الشذوذ الأزرق على مستوى الفرد وعبر عينات واسعة 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 بإمكاننا اليوم تحديد مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق الحقيقيين وتمييزهم عن الشواذ ونجوم الحقل عبر دمج قياسات المنظر الزاوي من Gaia، والحركات الصحيحة، وألوان النجوم لتحديد العضوية بثقة عالية. في هذه الدراسة، نستعين بـ Gaia EDR3 لاختيار أعضاء عينة تضم 12 عنقوداً مفتوحاً قديماً (أكبر من 9.0 مليار سنة)، وقريباً نسبياً (أقل من 5000 فرسخ فلكي)، وغنياً بعدد النجوم، بهدف فهم سكان نجوم الشذوذ الأزرق وعلاقتهم بالثنائيات في العنقود المضيف.

تتيح هذه البيانات مقارنةً مفصلةً مع التنبؤات النظرية. ولذا قدمنا حسابات مفصلة لتطور النجوم الثنائية لاستقصاء مدى صمود فرضية الأصل الثنائي. تُعرَّف الأنظمة الثنائية بكتل النجوم الأولية والفترة المدارية لها، ونوع انتقال الكتلة (محافظ أو غير محافظ). لذا فإن استكشاف مساحة المعلمات كاملة يعد جهداً عددياً كبيراً، ويمكن تأجيله إلى دراسة لاحقة. نكتفي هنا باعتماد نسبة كتلة أولية ثابتة ونقل كتلة محافظ.

تنظيم هذه الدراسة كالتالي: نصف أولاً اختيار العينات وأعضاء العنقود في § [sec:data_selection]، وفي § [section:bs_ys_region] نحدد مناطق اختيار مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق والأصفر. ثم في § [sec:asteca] نصف تقدير المعايير الأساسية، يليه § [sec:correlations] حيث نستكشف الارتباطات بين معلمات العنقود وسكان النجوم الشاذة. في § [sec:Binary_Evolution] نعرض نماذج تطور النجوم الثنائية، وفي § [sec:comparison] نقارنها بتوزيع نجوم الشذوذ الأزرق في مخطط اللون والقدر. أخيراً، نلخص استنتاجاتنا في § [sec:conclusions].

اختيار عينة العنقود وأعضائه

بدايةً، اخترنا العناقيد بناءً على عدد نجوم الشذوذ الأزرق، فضمّت عناقيد بها \(\mathrm{N_{BSS}}\geq 8\) وفق الفهرس المنشور حديثاً (Rain_2021_2). كانت القائمة الأصلية تضم 32 عنقوداً بعمر ≥ 1 Gyr (Dias_2021)، ومسافات d > 850 pc (Cantat-Gaudin_2020)، وكتل M > 1400 M⊙ (Jadhav_2021).

للعناقيد الـ32، قمنا باختيار العضوية اعتماداً على حل الفلك الزمني لـ Gaia. أولاً حمّلنا بيانات كل عنقود عبر استعلام EDR3 باستخدام Astroquery، مما أتاح توليد لونين اصطناعيين مع عدم اليقين المرتبط بهما، وهو ما ساعد في العملية الموصوفة في § [sec:asteca]. ثم اخترنا جميع النجوم داخل ضعف نصف القطر الظاهري المبلغ عنه في Dias_2002 وبقدرات حتى G = 18.5. بعد ذلك استخدمنا pyUPMASK (Pera_2021) لتعيين احتمالية العضوية (\(\mathrm{P_{memb}}\)) لكل نجم بناءً على البارالاكس والسرعة الصحيحة من EDR3. ثم استخرجنا قائمة الأعضاء النهائية عبر ترشيح النجوم ذوي الاحتمالات المنخفضة حتى استقرت كثافة العنقود مع المتوقع، مع الأخذ في الحسبان كثافة المجال الخارجي. عقب ذلك أزلنا تسعة عناقيد بسبب انتشارها الكبير وقلة نجومها المراقبة، مما قد يضاعف أخطاء تقدير المعلمات مثل الكتلة والعمر، فحذفناها حفاظاً على دقة الدراسة.

تصحيحات الإحمرار

بسبب اتساع أطياف مرشحات Gaia، تؤدي الاختلافات اللونية الناجمة عن الانقراض إلى تشتت في مواقع النجوم في مخطط اللون والقدر (CMD)، لا سيما حول نقطة التحول (TO). وكما أظهر (Leiner_2021)، للعناقيد ذات إحمرار منخفض (\(E(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP})<0.3\)) يكفي اعتماد قيم الإحمرار من الأدبيات وتحويلها مباشرةً إلى أطواق Gaia. أما للعناقيد ذات إحمرار أعلى، فنوصي بتصحيحات فردية نجم بنجم.

في (Rain_2021_1) استخرجنا قانون الإحمرار \(R_{G}=A_{G}/E(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP})\) عبر ملاءمة المربعات الصغرى وحصلنا على \(R_{G}=1.79\pm0.05\). اعتمدنا هذه القيمة لكل العناقيد. أجرينا تصحيحات الإحمرار بتحديد خط على طول السلسلة الرئيسية، ثم حُسب الامتصاص التفاضلي \(A_{G}\) والإحمرار التفاضلي \(E(G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP})\) لكل نجم عبر إسقاط عمودي وأفقي على الخط. بعد ذلك، لكل نجم، اخترنا أقرب عشرة نجوم من السلسلة الرئيسية وحسبنا متوسط القيم التفاضلية، فطرحناها من لونه وقدره الظاهري. رغم ثراء العينة، سبعة عناقيد تقع خلف 5.5 kpc وتعاني انقراضاً \(1.0

مناطق نجوم الشذوذ الأزرق والأصفر

بالرغم من تعدد التعريفات في الأدبيات (Ahumada_2007, Bhattacharya_2019, Rain_2020, Vaidya_2020), اتبعنا أحدث التعريفات المبنية على Gaia (Leiner_2021, Rain_2021_2). الإجراء كان كالتالي: أولاً) بعد اختيار العضوية (§ [sec:data_selection]) رسمنا \(G\) مقابل \((G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP})\). ثانياً) ملاءمة تقريبية لمنحنى نظري من MIST (Dotter_2016) مع مدخلات EDR3 وافتراضات Dias_2021 حول عمر العنقود، نقطة التحول، وفرع العملاق الأحمر. ثالثاً) حددنا أدنى نقطة زرقاء في المنحنى الملائم مستخدمين الخطاف الأزرق إن توافر، وإلا نقطة TO. اعتُبرت الأجسام المنفصلة بحد أدنى ~0.03 mag وحتى 0.5 mag أدنى من TO كمرشحين لنجوم الشذوذ الأزرق. رابعاً) رسمنا تسلسل الثنائيات المتساوية الكتلة بتحريك المنحنى بمقدار 0.75 mag للأعلى لتمثيل أقصى سطوع لثنائي متساوي الكتلة عند TO، فاستُخدم أيضاً لتحديد نجوم الشذوذ الأصفر وحدوده الدنيا في السطوع. اعتُبرت النجوم الأشد سطوعاً من التسلسل لكن الأحرّق من نجوم الشذوذ الأزرق والأزرق من فرع العملاق الأحمر مرشحين لنجوم الشذوذ الأصفر. أخيراً، أبقت العناقيد التي بها \(\mathrm{N_{BSS}}\geq 9\)، واستبعدنا أربعة عناقيد لندرة نجوم الشذوذ الأزرق فيها.

تقدير المعايير الأساسية باستخدام حزمة ASteCA

استُخدمت حزمة ASteCA (Perren_2015) لتقدير المعايير الأساسية لكل عنقود: العمر، نسبة الثنائيات، المسافة، المعدنية، الخفوت، والكتلة. حقق هذا الكود نجاحاً في تحليل مئات العناقيد (Perren_2017, Perren_2020). لتبسيط الاستدلال البايزي، افترضنا معدنية شمسية وسلمنا الباقي ليناسب نطاقات منطقية. تعتمد نسبة الثنائيات على التوزيع المختار لنسبة الكتلة \(q=m_2/m_1\) (حيث \(m_1\) كتلة الأولي، \(m_2\) كتلة الثانوي)، فاستخدمنا توزعاً موحداً مع \(q_\mathrm{max}=1.43\)، تقريباً شكل التوزيعات التجريبية في (Fisher_2005, Raghavan_2010). نورد النتائج لكل عنقود في الجدول [tab:general]. بسبب التوزيع الموحد، تمثل قيمتنا نسبة ثنائيات دنيا محافظة.

البحث عن الارتباطات

يمكن فهم كفاءة آليات تكوين نجوم الشذوذ الأزرق بدراسة الارتباطات بين تعدادها وخصائص العناقيد. لذا قارنا عدد نجوم الشذوذ الأزرق (\(\mathrm{N_{BSS}}\)) مع معاملات العناقيد الفيزيائية للـ12 عنقوداً في العينّة، خاصةً نسبة الثنائيات \(f_{bin}\) وعدد الثنائيات \(N_{bin}\). لقياس قوة العلاقة، استخدمنا اختبار ارتباط سبيرمان وذكرنا معاملات \(r_s\) وقيم p في الأشكال (fig:fb_nbs-nx, fig:Nbin_Nbs).

وجدنا تبعية \(\mathrm{N_{BSS}}\propto f_{bin}^{0.5\pm0.11}\) بمعامل سبيرمان \(r_s=0.83\). كما في العناقيد الكروية، تمتد هذه العلاقة (Milone_2012) وهي استمرار لما وجد (Sollima_2008) بين نسبة الثنائيات وأعداد النجوم الشاذة في العناقيد منخفضة الكثافة.

بالإضافة لذلك، قارنّا تعداد نجوم الشذوذ الأزرق مع الكتلة الكلية للمُجمّع داخل النواة ووجدنا تبعية \(\mathrm{N_{BSS}}\propto M_{Tot}^{0.6\pm0.2}\)، أعلى قليلاً من \(\delta=0.4-0.5\) للعناقيد الكروية (Knigge_2009)، ومتوافق مع الحد الأعلى للعناقيد المفتوحة (\(\delta=0.6\)) وفق (Jadhav_2021).

وفق (Leigh_2013)، إذا كانت معظم نجوم الشذوذ الأزرق ناتجة عن ثنائيات، فتتبع \(\mathrm{N_{BSS}}\propto N_{bin}\sim f_{bin}M_{tot}/\overline{m}\)، حيث افترض \(\overline{m}=0.4\,M_\odot\). بعد إدخال \(M_{Tot}\)، انخفض \(r_s\) بحوالي 0.03، مما يشير إلى تراجع الارتباط عند إضافة الكتلة الكلية، وهو ما سبق اختباره في العناقيد الكروية (Knigge_2009, Leigh_2013). ففي عينتنا \(\mathrm{N_{BSS}}\propto N_{bin}^{0.75\pm0.13}\).

أخيراً، لم نجد أي ارتباط بين التردد النوعي \(\mathrm{F}_{\mathrm{MS}}^{\mathrm{BSS}}\) و\(\mathrm{M_{core}}\) أو \(N_{bin}\)، وهو متوقع لأن المعادلة السابقة تنطبق على أعداد نجوم الشذوذ الأزرق لا على التردد النوعي (Knigge_2009).

تطور النجوم الثنائية وتكوين نجوم الشذوذ الأزرق

لتفسير خصائص نجوم الشذوذ الأزرق، أجرينا مجموعة من الحسابات المفصلة لتطور الأنظمة الثنائية. تمثّل النتائج أدناه أول محاولة لنا لمضاهاة تلك الخصائص.

عند إعداد حسابات تطور الثنائيات، يجب تحديد كُتل النجوم الأولية والفترة المدارية، ونوع انتقال الكتلة، والتركيب الكيميائي، وغيرها. لذلك فإن استكشاف كامل المعلمات جهداً رقمياً كبيراً.

في هذه الورقة، استخدمنا نسخة محدثة من كود (2003MNRAS.342...50B) لحل هيكل النجوم الكروية على مدار دائري، وحساب حلقات نقل الكتلة المحافظة وغير المحافظة. إذا كان الزوج معزولاً، يعمل الكود كنسخة هيني القياسية؛ أما عند حلول فص روشي للمانح، يحسب الكود تطور الهياكل والمعدل المداري ونقل الكتلة معاً.

فرضنا عدم فقدان كتلة من النظام، بمعنى أن كل ما خسره المانح يكتسبه المستلم، ما يعزز ظهور النجم الشاذ الأزرق ثم الأصفر. أما إذا خسر النظام جزءاً من الكتلة، فتقل زيادة السطوع والمعدل.

لحساب تطور زوج ثنائي، ابتداً تطور المانح لتحديد هيكله، ومعدل انتقال الكتلة \(\dot{M}\)، وتركيبة المادة المفقودة، وتطور المدار. ثم نطبق \(\dot{M}\) على الحساب المفصل للمستلم. غالباً ما يملأ المُستلم فصه الروشي في نهاية الحقبة، ويُتوقّع أن يكون الكائن الناتج قابلاً للرصد ضمن المرشحين.

ضبطنا معامل الخلط ليعيد خصائص الشمس الحالية، واعتبرنا الانتشار المعتدل والتحويل النصفي (1983A&A...126..207L)، والتقليب الحراري الملحي (2013A&A...553A...1M). حللنا التطور الكيميائي كما في (1985A&A...145..179L) مع خلط غير لحظي، متجاهلين تأثيرات الدوران.

افترضنا تكويناً شمسياً للنجوم، وتراوح كتلة المانح من 0.82 إلى 1.60 \(M_\odot\) بخطوات 25%، وفرضنا للمستلم نسبة كتلة أولية ثابتة 1.25، بينما امتدت الفترة المدارية من 0.26 d إلى 1.95 d أيضاً بخطوات 25% (انظر الجدول [tab:binary_models]).

صممنا نسبة الكتلة الأولية 1.25 لتكون انطلاقة استكشافية لظاهرة نجوم الشذوذ الأزرق في العناقيد المفتوحة. وستتخصص دراسات لاحقة باستكشاف نسب كتلة أولية أخرى.

توفر حسابات تطور الثنائيات السطوع البولومتري ودرجة الحرارة الفعالة لكل نجم، لكن الرصد يجمع إضاءة الزوج. لذا بعد حل تطور كل مكوّن، أضفنا مساهمتيهما لاستنتاج السلسلة التطورية المركبة (§ [subsec:colores]).

النتائج التطورية

يوضح الشكل المرجعي (fig:Evolu_example) مثالاً لزوج من كتلة 1.28 + 1.02 \(M_\odot\) وفترة ابتدائية يوم واحد. يتطور بشكل منفصل حتى عمر ~4.9 Gyr حين يملأ المانح فصه الروشي ويبدأ فئة B من نقل الكتلة، متجاوزاً نواته الهيدروجينية. حينها يكتسب الرفيق كتلة بسرعة ترجع إلى إثراء قصير المقياس الحراري في السطوع. تابعنا التطور حتى عمر ~5.89 Gyr حين يمس المستلم فصه أيضاً ويصل الزوج إلى حالة تماس.

في اللوحة اليسرى من (fig:Evolu_example) نعرض تطور الزوج في الطائرة النظرية التقليدية، أما اليمنى فتظهر المسارات في مخطط اللون والقدر مع السلسلة المركبة التي يراها مراقب بعيد لا يميز الزوج.

يجدر المقارنة مع جهود باحثين آخرين: درس (Tian_2006) نقل الكتلة في أثنائيات قريبة باستخدام كود Eggleton (2000MNRAS.319..215H) ونقل محافظ، واقترح آليات أخرى أمام نقل الكتلة لإنتاج النجوم الزرقاء الساطعة في NGC 2682 (M67). في أعمال أحدث (2021ApJ...908....7S, 2023ApJ...944...89S) استخدموا MESA (2011ApJS..192....3P) مع نقل غير محافظ لمحاكاة نجوم معينة. بينما (Leiner_2021) أجرى تحليلًا سكانيًا واسعاً باستخدام الشفرة السريعة (2002MNRAS.329..897H). منهجنا يشبه (Tian_2006) لكن مع فروق واضحة: استخدمنا زوج كتلي ثابت وخيارات فترة متنوعة، وطبقناه على عدة عناقيد دون محاكاة سكانية كاملة.

مقارنة مفصلة مع هذه الأعمال مهمة ومعقدة، ونؤجلها لمنشور قادم لتجنب التشتت عن هدف هذه الورقة.

الألوان والقدرات في نظام غايا

لجميع الثنائيات حسبنا مرشحات Gaia EDR3 عبر حل هيكل الغلاف الجوي في توازن حراري ديناميكي محلي باستخدام كود مطوَّر من (Rohrmann2001MNRAS.323..699R) بمراعاة التوازن الهيدروستاتيكي والإشعاعي-الحملي. عندما يكون الغلاف بارداً، عالجنا النقل الحملي بتقريب طول الخلط.

حصلنا على تسلسلين في مخطط اللوني-القدري لكل ثنائي، بإضافة الفيضات وفق المعادلات ([eq_3]–[eq_7]). ثم استخدمنا التحويل في ([eq_7]) لإنتاج القدر للموديلات الواردة في الجدول [tab:binary_models].

مناقشة عنقود تلو الآخر

في هذا القسم نعلق على مدى ملاءمة نماذج تطور الثنائيات لتوزيع نجوم الشذوذ الأزرق في CMDs لـ Gaia. قبل الخوض في تفاصيل كل عنقود، نؤكد أن هذه المقارنة حالياً نوعية لغياب معلومات دقيقة عن كتل وفترات نجوم الشذوذ الأزرق. هدفنا إبراز قدرة النماذج على إعادة إنتاج التوزيع العام لـ BSSs في CMDs للعنقود.

NGC 6819

يُوضح الشكل [fig:NGC6819-bin] مقارنة توزيع أعضاء السلسلة الرئيسية الزرقاء (دوائر زرقاء مملوءة) مع مسارات التطور لنسب الكتلة المختلفة. تُرسم إشارة العمر المُقدَّرة للعنقود بخط متقطع. يحتوي العنقود على نجوم سلسلة رئيسية زرقاء بمستويات سطوع متفاوتة تشكل مجموعتين: مجموعة مشرقة وفق مسارات ثنائيات بمانح عالي الكتلة (1.28 \(M_\odot\)) ومجموعة أقل ضياءً لمسارات بنانحين 1.02 \(M_\odot\). بشكل عام، تتطابق المسارات مع التوزيع بدقة، وتشير عدة نجوم زرقاء إلى بداية مغادرة السلسلة الرئيسية بناءً على النماذج.

بركلي 32

في هذا العنقود القديم، يُتركز معظم نجوم الشذوذ الأزرق فوق نقطة التحول مباشرةً، لكن هناك عدة نجوم أكثر إشراقاً وتتنوع قدراتها حتى 5 mag. يستضيف العنقود نجوم سلسلة زرقاء شابة ستساهم في فهم التكوين. التشتت الكبير في القدر الظاهري يشير إلى ضرورة استخدام مسارات ثنائية متنوعة لتغطية المنطقة. ورغم ذلك، تتناسب كل من نجوم الشذوذ الأزرق والنجوم الزرقاء الشابة مع هذه النماذج. أخيراً، بعض النجوم الضعيفة لا تُولَّد بالنماذج الحالية، وقد تعود لمصنّفات خاطئة أو لاحتياج معاملات ثنائية مختلفة.

بركلي 39

كما في حالات أخرى، تُقسم مرشحي نجوم الشذوذ الأزرق إلى مجموعتين: الأولى زرقاء باهتة تتبع مسارات مانحين منخفضي الكتلة، والثانية زرقاء ساطعة أكثر احمراراً تتوافق مع نماذج ثنائيات بمانحين 1.28–1.60 \(M_\odot\). يوجد أيضاً نجمين أصفرين ساطعين. قد تحتاج بعض التصنيفات الصارمة لمراجعة أو تغيير معاملات النموذج الثنائي.

كوليندر 261

يضم العنقود عدداً غنياً من مرشحي السلسلة الرئيسية الزرقاء، يشكلون تسلسلاً مستمراً يتداخل مع السلسلة الرئيسية صفراء العمر أو مع تسلسلات ثنائية. نلاحظ نجمتين تقعان أدنى وأكثر احمراراً من TO، قد تكونان من الأقزام تحت الفرعية (Geller_2017b, Geller_2017a). وهناك مرشح زرقاء ساطع فوق TO يبدو كمرشح للسلسلة الصفراء الفرعية لكنه لا يتبع موقعها المعياري. قد يكون المرشح الضعيف عند G≈17.2 ناجماً عن خطأ تصوير ضوئي.

ميلوت 66

تشير نجوم الشذوذ الأزرق هنا إلى تسلسل مزدوج: الأول يتبع مسارات مانح 1.02 \(M_\odot\) ويقع قريباً من تسلسل العنقود، والثاني أكثر احمراراً يتماشى مع ثنائيات بمانح 1.28 \(M_\odot\). حُليلت هذه الخاصية في العناقيد الكروية (Cadelano_2022, Dalessandro_2013, Simunovic_2014)، وعزاها البعض لمنتجات نقل الكتلة (Xin_2015) أو لتصادمات (Sills_2009). ولاحظ (Rao_2023) هذا المظهر في عناقيد مفتوحة. باستخدام التحليل الطيفي المتعدد الأطوال الموجية، تعرف (Rao_2022) على رفيق ساخن في نجمين (BSS3 وBSS6) ضمن التسلسل الأزرق. باقي النجوم 16 توافق طيفياً مبدئياً مع مصدر وحيد. يتطلب تأكيد الثنائية منحنيات ضوئية أو طيفية مستقبلية.

NGC 188

كما في M 67، درس الباحثون هذا العنقود بدقة، وأكدوا أن المرشحين البعيدين عن ZAMS ناتجة عن مسارات مختلفة لتطور الثنائيات.

NGC 2141

يضم هذا العنقود المرشحين بكثرة، بعضهم قريب جداً من السلسلة الرئيسية الأساسية أو نقطة الدوران، وقد يكون تصنيفاً خاطئاً. ولكن الغالبية تتطابق جيداً مع مسارات ثنائية للكتل المذكورة، ويُستنسخ النجم الأصفر الباهت بدقة.

NGC 2158

يقع عدد من المرشحين إلى جانب أيسر من السلسلة الرئيسية لتعقد المراقبة أو القياس الضوئي. اعتبرناهم بعناية نجوم شذوذ أزرق يلتحمون مع السلسلة الرئيسية. بقية المرشحين رُسمت مساراتهم بنجاح بواسطة نماذج تطور الثنائيات، بما في ذلك النجم الأصفر الوحيد.

NGC 2243

هذا العنقود المفتوح القديم يضم قليلاً من النجوم الشاذة. المرشحون الخمسة إلى الستة الذين يبعدون عن السلسلة الرئيسية صفراء العمر يتطابقون مع مسارات ثنائية، وبعضهم نظام ثنائي متطور لم يبلغ بعد منطقة النجوم الصفراء الشاردة.

عنقود NGC 2506

باستثناء نجم واحد أعلى السلسلة الرئيسية صفراء العمر، تتبع بقية المرشحين تطور الأنظمة الثنائية عبر مدى واسع من اللمعان. لا توجد نجوم شذوذ صفراء.

NGC 2682

درس M67 بشدة، وحدد العديد من نجوم الشذوذ الأزرق كثنائيات. تتوافق مسارات التطور مع المرشحين في الأشكال، ويحتوي العنقود أيضاً على نجمين أصفرين ثنائيين متطورين.

NGC 7789

كـMelot 66، يعد NGC 7789 عنقوداً قديماً غنياً. يلاحظ تسلسل مزدوج للنجوم الزرقاء: أحدهما لمسارات المانح 1.28 \(M_\odot\)، والآخر لمسارات ثنائيات بمعاملات 1.60، 1.28، و1.25. كشف (Nine_2020) سرعات شعاعية زمنية عن ثنائية في أربعة نجوم، وأكد (Vaidya_2022b) رفيقاً ساخناً في خمسة مرشحين، منها اثنان يتداخلان مع Nine_2020. بقية النجوم الثمانية لم تظهر تغيرات ضوئية ملحوظة، فتظهر عشوائية في CMD.

مُلَخَّص

انقسم هدف هذه الورقة إلى شقين:
أولاً، قدرنا نسبة الثنائيات في عناقيد مفتوحة قديمة تضم نجوم شذوذ أزرق، لاستقصاء علاقتها بتعداد هذه النجوم. ثانياً، قارنا توزيع نجوم الشذوذ الأزرق في مخطط الألوان والقدر الظاهري للعنقود مع مسارات تطور الثنائيات لنسب كتل متعددة.

باستخدام pyUPMASK وASteCA، حددنا أعضاء العناقيد، وحسبنا المعاملات وتعداد النجوم الشاذة لـ12 عنقوداً، واستخلصنا اعتماد \(\mathrm{N_{BSS}}\) على \(f_{bin}\)، \(N_{bin}\)، و\(M_{Tot}\). ثم قارنا التوزيع في CMDs مع مسارات ثنائيات متعددة.

وجدنا دليلاً مباشراً على أن العناقيد تنتج نجوم الشذوذ الأزرق بكفاءة أعلى، وأن ارتباط \(\mathrm{N_{BSS}}\) مع \(f_{bin}\) (سبيرمان \(r_s\sim0.84\)) أقوى من ارتباطها مع \(N_{bin}\) (\(r_s=0.80\)) و\(M_{Tot}\) (\(r_s=0.58\)). أيضاً تتبع الاعتماد \(\mathrm{N_{BSS}}\propto N_{bin}^{0.75\pm0.13}\), \(M_{Tot}^{0.6\pm0.2}\), و\(f_{bin}^{0.5\pm0.11}\).

على صعيد النماذج، استكشفنا إطاراً نوعياً لعدد محدود من نسب الكتلة والفترات، وأظهرنا أنه يمكن لمسارات تطور الثنائيات أن تعيد إنتاج معظم توزيع نجوم الشذوذ الأزرق في CMDs العناقيد. من أبرز النتائج وجود ثنائية في التوزيع: تسلسل قريب من ZAMS وتسلسل آخر يتوافق مع تطور الثنائيات، كما في بعض العناقيد الكروية مؤخراً. تتطلب الصورة العامة بيانات أكثر دقة ومعرفة فترات الثنائيات لنمذجة أفضل، إضافةً إلى قياسات أفضل لنسبة الكتل الثنائية التي افترضناها 0.7.

نشكر المراجع المجهول على اقتراحاته وتعليقاته القيمة التي حسّنت الورقة بشكل كبير.

عمل M.J. Rain وG. Carraro مدعوم بمنحة BIRD191235/19 من جامعة بادوفا: الديناميكيات الداخلية للعناقيد النجومية في عصر Gaia: الثنائيات، نجوم الشذوذ الأزرق، وتأثيرها في تقدير الكتل الديناميكية.
O. G. Benvenuto عضو في Carrera del Investigador Científico، Comisión de Investigaciones Científicas de la Provincia de Buenos Aires، الأرجنتين.
S. Villanova ممتن للدعم من Fondecyt regular n. 1220264 ومشاريع ANID BASAL FB210003.

رسوم الألوان والقدر الظاهري الرصدية

مخططات اللون-القدر النظرية