Wie lange hält ein Überkontakt-Doppelsternsystem?

Kurze Antwort:$t \lesssim 10^5\ \mathrm{years}$ (vielleicht)

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

Ein Kontakt-Binärsystem existiert auf Zeitskalen, die hauptsächlich von der Sternentwicklung abhängen, daher hängt die Frage, wie lange ein Kontakt-Binärsystem existieren wird, unter anderem stark von der Masse, der Metallizität und der Rotation des Primärsterns ab.

Ableitung der Zeitskala:

Bleiben wir bei Systemen wie VFTS 352, wo das Primärsystem massiv ist und das Binärsystem eine Umlaufzeit von weniger als 4 Jahren hat (2,5 AE Abstand). Um ein gemeinsames Hüllereignis zu haben, müssen die Sterne ihre Roche-Lappen überflogen haben. Der Radius für den Roche-Keulen von zwei Punktmassen ist

$$\begin{equation*} r_L = \frac{0.49 q^{\frac{2}{3}}}{0.6q^{\frac{2}{3}}+\mathrm{ln}(1+q^{\frac{1}{3}})}a \end{equation*}$$ wo$a$ist die Trennung. Bei engen Doppelsternen ist der allgemein beobachtete Trend ein hohes Massenverhältnis$q=M_2/M_1$. Also, wenn wir annehmen$q=1$, dann$r_L = 0.38a$. Daher für eine binäre mit$a<2.5$AU, $$\begin{align*} r_L &\lesssim 1\ \mathrm{AU}\\ r_L &\lesssim 215\ R_{\odot} \end{align*}$$ seit$q=1$ist eine obere Grenze des Roche-Keulenradius. Führen Sie nun eine triviale Neuordnung der Schwarzkörper-Leuchtkraftgleichung durch$L=4\pi\sigma_{SB}R^2T^4$, wir glauben, dass $$\begin{equation*} R \approx 3.31\times10^{7} \bigg(\frac{L}{L_{\odot}}\bigg)^{\frac{1}{2}}\bigg(\frac{1\ \mathrm{K}}{T}\bigg)^2 \ R_{\odot}. \end{equation*}$$ Massereiche Sterne haben normalerweise eine ungefähr konstante Leuchtkraft, also werden wir uns entscheiden$L\approx10^5\ L_{\odot}$. Somit, $$\begin{equation*} R\approx 1\times10^{10}\bigg(\frac{1\ \mathrm{K}}{T}\bigg)^2 \ R_{\odot} \end{equation*}$$

Der massereiche Stern muss sich weiterentwickeln, bis sein Radius gleich dem des Roche-Keulenradius ist, sodass wir feststellen, dass der Stern die gemeinsame Hüllphase für erreicht

$$\begin{equation*} T \gtrsim 7000\ \mathrm{K} \end{equation*}$$ Bei einem Blick auf ein HR-Diagramm variiert dieser Stern von etwa$30000\ \mathrm{K}$zu$4000\ \mathrm{K}$von ZAMS bis zum Ende der Hauptsequenz. Somit verbringt die Primäre ungefähr 3/4 ihrer Zeit auf der Hauptsequenz, nicht in der gemeinsamen Hüllkurvenphase. Daher dauert die gemeinsame Hüllphase dieser Binärdatei höchstens 1/4 der Gesamtlebensdauer der Primärzelle, was in der Größenordnung von liegt$10^6$Jahre. Damit ist die obere Schranke für die Zeitskala eines gemeinsamen Hüllereignisses mit massereichen Sternen mit vernachlässigbarer Rotation gegeben$\sim10^5$Jahre.

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

Untere Grenzen dieser Zeitskala sind völlig mehrdeutig und in keinem physikalischen Kontext besonders hilfreich. Die Sterne könnten sich sehr schnell drehen, eine hohe oder niedrige Metallizität haben, die Binärdatei könnte ein anderes Massenverhältnis haben, es könnte eine andere Binärdatei in der Nähe sein und es könnte eine magnetische Wechselwirkung geben (?). Die Liste geht weiter! Ich bin mir sicher, dass ich etwas ausgelassen habe.

Die Artikel weisen auf eines von zwei möglichen Ergebnissen hin: Verschmelzung, letztendlich gefolgt von einem Gammastrahlenausbruch, oder dauerhafte Trennung, getrennte Supernovae, die zu binären Schwarzen Löchern führen.

Im zweiten Fall werden die Supernovae in einigen Millionen Jahren liegen, der typischen Lebensspanne für massereiche Sterne.

Im ersten Fall könnte die Verschmelzung früher stattfinden, vielleicht Hunderttausende von Jahren, also "bald" in astronomischen Begriffen, aber lang im Vergleich zu einem Menschenleben.