Wie lange hält ein binäres Sternensystem mit Überkontakt?

Ich habe kürzlich über VFTS 352 gelesen , ein überkontaktiertes binäres Sternensystem, bei dem beide Sterne ungefähr die gleiche Masse haben. Alle Berichte, die ich gelesen habe (in Veröffentlichungen vom Typ Massenmedien), besagen, dass das System eines von zwei Schicksalen hat: Entweder verschmelzen die beiden Sterne oder sie werden Supernova. Aber wann wird das passieren?

Die Wikipedia-Seite für Kontakt-Binärdateien gibt an, dass sie eine Lebensdauer von Millionen bis Milliarden von Jahren haben, sagt jedoch nicht, ob dies bei Überkontakt-Binärdateien anders ist. Es heißt auch, dass sie oft mit herkömmlichen Umschlägen verwechselt werden , die eine Lebensdauer von Monaten bis Jahren haben, und ich bin mir nicht sicher, wo in diesem Spektrum ein Überkontakt liegt (oder was wirklich der Unterschied ist, da auf der Seite für Kontaktbinärdateien angegeben ist Sie teilen sich einen Umschlag, was der Definition eines gemeinsamen Umschlags entspricht. Ich bin mir auch nicht sicher, ob die Tatsache, dass beide Sterne ungefähr die gleiche Masse haben, die Lebensdauer beeinflusst.

Die Artikel in den Massenmedien, die ich gelesen habe, haben impliziert, dass die Fusion oder Supernova bald stattfindet, aber ich weiß nicht, ob dies im menschlichen Maßstab (Monate) oder im galaktischen Maßstab (Millionen von Jahren) geschieht.

$t \lesssim 10^5\ \mathrm{years}$

Eine "Überkontakt-Binärdatei" ist nur eine andere Art, "Common Envelope Binary" zu sagen. Die beiden Sätze sind genau gleich und es ist frustrierend, dass die Autoren des VFTS 352-Papiers beschlossen haben, eine eigene Konvention zu erstellen - als ob astrophysikalische Klassifikationen nicht verwirrend genug wären!

Eine Kontaktbinärdatei existiert auf Zeitskalen, die vorwiegend von der Sternentwicklung abhängen. Daher hängt es unter anderem stark von der Masse, Metallizität und Rotation des Primärsterns ab, wie lange eine Kontaktbinärdatei existieren wird.

Ableiten der Zeitskala:

Lassen Sie uns den Anwendungsbereich auf Systeme wie VFTS 352 beschränken, bei denen die Primärwicklung massiv ist und die Binärdatei eine Umlaufzeit von weniger als 4 Jahren hat (2,5 AU-Trennung). Um ein gemeinsames Umschlagereignis zu haben, müssen die Sterne ihre Roche-Lappen überflogen haben. Der Radius für den Roche-Lappen von zwei Punktmassen ist wobei die Trennung ist. Bei engen Binärdateien ist der allgemein beobachtete Trend ein hohes Massenverhältnis . Wenn wir also annehmen , dann ist . Daher ist für eine Binärdatei mit AU,

$$\begin{equation*} r_L = \frac{0.49 q^{\frac{2}{3}}}{0.6q^{\frac{2}{3}}+\mathrm{ln}(1+q^{\frac{1}{3}})}a \end{equation*}$$ $a$$q=M_2/M_1$$q=1$$r_L = 0.38a$$a<2.5$ $$\begin{align*} r_L &\lesssim 1\ \mathrm{AU}\\ r_L &\lesssim 215\ R_{\odot} \end{align*}$$ da eine Obergrenze des Roche-Lappenradius ist. wir nun eine triviale Umlagerung der Schwarzkörper-Leuchtkraftgleichung , stellen wir fest, dass Massive Sterne haben normalerweise eine ungefähr konstante Leuchtkraft, daher wählen wir . Daher $q=1$$L=4\pi\sigma_{SB}R^2T^4$ $$\begin{equation*} R \approx 3.31\times10^{7} \bigg(\frac{L}{L_{\odot}}\bigg)^{\frac{1}{2}}\bigg(\frac{1\ \mathrm{K}}{T}\bigg)^2 \ R_{\odot}. \end{equation*}$$ $L\approx10^5\ L_{\odot}$ $$\begin{equation*} R\approx 1\times10^{10}\bigg(\frac{1\ \mathrm{K}}{T}\bigg)^2 \ R_{\odot} \end{equation*}$$

Der massive Stern muss sich entwickeln, bis sein Radius dem des Roche- Wir stellen also fest, dass der Stern die gemeinsame Hüllkurvenphase für Bei einem Blick auf ein HR-Diagramm variiert dieser Stern von etwa bis von ZAMS bis zum Ende der Hauptsequenz. Somit verbringt der Primärteil ungefähr 3/4 seiner Zeit mit der Hauptsequenz, die sich nicht in der gemeinsamen Hüllkurvenphase befindet. Daher dauert die gemeinsame Hüllkurvenphase dieser Binärdatei höchstens 1/4 der Gesamtlebensdauer der Primärwicklung, die in der Größenordnung von Jahren liegt. Somit ist die Obergrenze für die Zeitskala eines gemeinsamen Hüllkurvenereignisses mit massiven Sternen mit vernachlässigbarer Rotation

$$\begin{equation*} T \gtrsim 7000\ \mathrm{K} \end{equation*}$$ $30000\ \mathrm{K}$$4000\ \mathrm{K}$$10^6$$\sim10^5$ Jahre.

Bitte beachten Sie, dass diese Ableitung den Ausbeulungseffekt nicht berücksichtigt, der auftritt, wenn die Trennung abnimmt. Dies wird sicherlich diese Obergrenze senken, aber um wie viel bin ich mir nicht sicher. Es könnte es um 1 Jahr oder senken .$10^5\ \mathrm{years}$

Untergrenzen für diese Zeitskala sind völlig mehrdeutig und in keinem physischen Kontext besonders hilfreich. Die Sterne könnten sich sehr schnell drehen, eine hohe oder niedrige Metallizität haben, die Binärzahl könnte ein anderes Massenverhältnis haben, es könnte eine andere Binärzahl in der Nähe geben und es könnte eine magnetische Wechselwirkung geben (?). Die Liste geht weiter! Ich bin sicher, ich habe etwas ausgelassen.

Die Artikel zeigen eines von zwei möglichen Ergebnissen auf: Fusion, gefolgt von Gammastrahlenausbruch oder permanenter Trennung, getrennte Supernovae, die zu binären Schwarzen Löchern führen.

Im zweiten Fall werden die Supernovae in einigen Millionen Jahren sein, die typische Lebensdauer für massive Sterne.

Im ersten Fall könnte die Fusion früher stattfinden, vielleicht Hunderttausende von Jahren, also "bald" in astronomischer Hinsicht, aber lang im Vergleich zu einem menschlichen Leben.