W ostatniej publikacji ''MOCCA code for star cluster simulations - I. Blue Stragglers, first results” Arkadiusz Hypki i Mirek Giersz z Centrum Astronomicznego im. M. Kopernika przedstawiają ulepszoną wersję kodu do symulacji numerycznych rzeczywistych gromad gwiazdowych o nazwie MOCCA (MOnte Carlo Cluster simulAtor). Kod MOCCA jest obecnie jednym z najbardziej zaawansowanych kodów numerycznych do symulacji tego typu obiektów. Śledzi on ewolucję gromad podobnie do kodów N-ciałowych, ale jest przy tym znacznie szybszy. W publikacji autorzy pokazują, że kod MOCCA jest bardzo dobrym narzędziem do porównywania z obserwacjami właściwości egzotycznych obiektów, takich jak błękitni maruderzy (BSS). Obiekty BSS to gwiazdy, które są jaśniejsze i bardziej niebieskie (gorętsze) niż punkt odejścia ciągu głównego na diagramie HR. Fakt, że ich masa jest większa niż punkt odejścia, sugeruje połączenie gwiazd lub przepływ masy pomiędzy składnikami układu podwójnego w procesie ich powstawania.
W tej notatce prezentujemy tylko kilka wybranych wniosków z pracy.
Więcej szczegółów można znaleźć w pełnej wersji pracy w systemie ADS.
Stosunek mas składników układu podwójnego dla długookresowych BSS, które powstały w wyniku przepływu masy, można przybliżyć wzorem q=M_{punkt-odejścia}/M_{WD}. W liczniku tego ułamka znajduje się masa długookresowego błękitnego marudera, która jest nieco większa niż punkt odejścia (typowo 0.1*M_{punkt-odejścia} dla obiektów utworzonych po 500 mln lat). Białe karły (white dwarfs, WDs) są kompanami błękitnych maruderów w długookresowych BSS utworzonych przez transfer masy. Dlatego masy białych karów, obliczane zgodnie z Chernoff (1990, Tab. 1), są w mianowniku tego ułamka. Równanie to pokazuje, że stosunek mas dla tego typu błękitnych maruderów ma wąski i przewidywalny przedział wartości dla całej symulacji.
Dla wielu błękitnych maruderów zaobserwowaliśmy znaczące opóźnienie pomiędzy czasem utworzenia, a czasem wykrycia w kodzie (rzeczywistego przekroczenia punktu odejścia). Ostatnie połączenie gwiazd w układzie podwójnym, które tworzy błękitnego marudera, może mieć miejsce nawet kilka mld lat wcześniej. Jest to niespodziewany rezultat. Do tej pory zakładano raczej, że błękitny maruder powstawał zaraz po połączeniu gwiazd. Efekt ten wydają się być statystycznie ważny, ponieważ na 476 wszystkich błękitnych maruderów, 112 z nich to właśnie uśpieni błękitni maruderzy.
W pracy zbadaliśmy również rozkład przestrzenny błękitnych maruderów w gromadzie. Okazuje się, że bimodalny rozkład tych obiektów zaczyna być widoczny po kolapsie jądra gromady. Być może bimodalny rozkład dla wszystkich gromad powstaje właśnie wtedy? Byłby to bardzo dobry wyznacznik do sprawdzania statusu ewolucyjnego gromady.
Zdjęcie przedstawia błękitnych marudeów w gromadzie kulistej M53. Źródło: ESA/Hubble, NASA
