Status ewolucyjny gwiazd typu W UMa

Ewolucyjny status gwiazd typu W
UMa
Kazimierz Stępień
Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Warszawskiego
Plan
●
Czym są układy kontaktowe typu W UMa ?
Plan
●
Czym są układy kontaktowe typu W UMa ?
●
Co wiemy o ich wieku ?
Plan
●
Czym są układy kontaktowe typu W UMa ?
●
Co wiemy o ich wieku ?
●
Ewolucja gwiazdy typu W UMa:
Plan
●
Czym są układy kontaktowe typu W UMa ?
●
Co wiemy o ich wieku ?
●
Ewolucja gwiazdy typu W UMa:
➔
I faza - układ rozdzielony
Plan
●
Czym są układy kontaktowe typu W UMa ?
●
Co wiemy o ich wieku ?
●
Ewolucja gwiazdy typu W UMa:
➔
➔
I faza - układ rozdzielony
II faza – wymiana masy i odwrócenie
stosunku mass
Plan
●
Czym są układy kontaktowe typu W UMa ?
●
Co wiemy o ich wieku ?
●
Ewolucja gwiazdy typu W UMa:
➔
➔
➔
I faza - układ rozdzielony
II faza – wymiana masy i odwrócenie
stosunku mass
III faza – ewolucja w kontakcie, aż do połączenia
się składników
Plan
●
Czym są układy kontaktowe typu W UMa ?
●
Co wiemy o ich wieku ?
●
Ewolucja gwiazdy typu W UMa:
➔
➔
➔
●
I faza - układ rozdzielony
II faza – wymiana masy i odwrócenie
stosunku mass
III faza – ewolucja w kontakcie, aż do połączenia
się składników
Konkluzje
Układy kontaktowe typu W Ursae Majoris:
mają okresy między 0.2 i 1 dobą,
masy ich składników nie przekraczają 1.3 masy Słońca
(czyli łączna, początkowa masa układu
nie przekracza 2.5-2.6 masy Słońca),
składniki wypełniają (a nawet przekraczają)
krytyczną powierzchnię Roche'a
Typowa krzywa blasku gwiazdy W UMa
Wiek gwiazd typu W UMa
●
●
●
●
●
Numeryczne symulacje powstawania gwiazd nie dają układów
kontaktowych (Boss 1993, Bonnel 2001)
Nie znamy układów podwójnych o Porb 2 2.5 d wśród gwiazd
typu T Tauri i w bardzo młodych gromadach
Gwiazdy typu W UMa licznie pojawiają się w gromadach o wieku
t > 4 – 4.5 Gyr (Kałużny i Ruciński 1993)
Własności kinematyczne gwiazd typu W UMa pola wskazują na
wiek rzędu 8 Gyr (Guinan, Bradstreet 1988)
Gwiazdy W UMa występują w bulge'u galaktycznym (OGLE)
Wiek gwiazd typu W UMa
●
●
●
●
●
Numeryczne symulacje powstawania gwiazd nie dają układów
kontaktowych (Boss 1993, Bonnel 2001)
Nie znamy układów podwójnych o Porb 2 2.5 d wśród gwiazd
typu T Tauri i w bardzo młodych gromadach
Gwiazdy typu W UMa licznie pojawiają się w gromadach o wieku
t > 4 – 4.5 Gyr (Kałużny i Ruciński 1993)
Własności kinematyczne gwiazd typu W UMa pola wskazują na
wiek rzędu 8 Gyr (Guinan, Bradstreet 1988)
Gwiazdy W UMa występują w bulge'u galaktycznym (OGLE)
Wniosek: gwiazdy typu W UMa są stare i mają typowy
wiek rzędu 4 – 10 Gyr
Obecny paradygmat zakłada, że:
●
Obydwa składniki układu są gwiazdami Ciągu Głównego
Obecny paradygmat zakłada, że:
●
●
Obydwa składniki układu są gwiazdami Ciągu Głównego
Gdy składnik bardziej masywny wypełni powierzchnię Roche'a,
następuje transfer około 0.1 masy Słońca do składnika wtórnego
Obecny paradygmat zakłada, że:
●
●
●
Obydwa składniki układu są gwiazdami Ciągu Głównego
Gdy składnik bardziej masywny wypełni powierzchnię Roche'a,
następuje transfer około 0.1 masy Słońca do składnika wtórnego
Składnik wtórny puchnie i wypełnia swoją powierzchnię Roche'a,
blokując dalszy przepływ masy
Obecny paradygmat zakłada, że:
●
●
●
●
Obydwa składniki układu są gwiazdami Ciągu Głównego
Gdy składnik bardziej masywny wypełni powierzchnię Roche'a,
następuje transfer około 0.1 masy Słońca do składnika wtórnego
Składnik wtórny puchnie i wypełnia swoją powierzchnię Roche'a,
blokując dalszy przepływ masy
Teraz następuje przepływ energii przez wspólną otoczkę
konwektywną, co podtrzymuje rozdęcie składnika wtórnego
Obecny paradygmat zakłada, że:
●
●
●
●
●
Obydwa składniki układu są gwiazdami Ciągu Głównego
Gdy składnik bardziej masywny wypełni powierzchnię Roche'a,
następuje transfer około 0.1 masy Słońca do składnika wtórnego
Składnik wtórny puchnie i wypełnia swoją powierzchnię Roche'a,
blokując dalszy przepływ masy
Teraz następuje przepływ energii przez wspólną otoczkę
konwektywną, co podtrzymuje rozdęcie składnika wtórnego
Składniki są w nierównowadze termicznej, co wywołuje
oscylacje układu wokół położenia równowagi (TRO)
Obecny paradygmat zakłada, że:
●
●
●
●
●
●
Obydwa składniki układu są gwiazdami Ciągu Głównego
Gdy składnik bardziej masywny wypełni powierzchnię Roche'a,
następuje transfer około 0.1 masy Słońca do składnika wtórnego
Składnik wtórny puchnie i wypełnia swoją powierzchnię Roche'a,
blokując dalszy przepływ masy
Teraz następuje przepływ energii przez wspólną otoczkę
konwektywną, co podtrzymuje rozdęcie składnika wtórnego
Składniki są w nierównowadze termicznej, co wywołuje
oscylacje układu wokół położenia równowagi (TRO)
Składnik główny ewoluuje do obszaru olbrzymów, zwiększając
strumień energii, co silniej rozdyma składnik wtórny i powoduje
wiekowy przepływ masy do składnika głównego
Obecny paradygmat zakłada, że:
●
●
●
●
●
●
●
Obydwa składniki układu są gwiazdami Ciągu Głównego
Gdy składnik bardziej masywny wypełni powierzchnię Roche'a,
następuje transfer około 0.1 masy Słońca do składnika wtórnego
Składnik wtórny puchnie i wypełnia swoją powierzchnię Roche'a,
blokując dalszy przepływ masy
Teraz następuje przepływ energii przez wspólną otoczkę
konwektywną, co podtrzymuje rozdęcie składnika wtórnego
Składniki są w nierównowadze termicznej, co wywołuje
oscylacje układu wokół położenia równowagi (TRO)
Składnik główny ewoluuje do obszaru olbrzymów, zwiększając
strumień energii, co silniej rozdyma składnik wtórny i powoduje
wiekowy przepływ masy do składnika głównego
Gdy stosunek mas stanie sie dostatecznie mały, następuje zlanie
się składników w jedną gwiazdę
składniki układów
typu W UMa
na diagramie
masa-promień:
gwiazdki – skł. pierw.
romby – wtórne
Maceroni, Van't Veer
1996, A&A 311, 523
diagram masa-jasność dla gwiazd typu W UMa na podstawie danych z
Pribulla, Kreiner i Tremko, 2003, Contr. Astr. Obs. Skalnate Pleso 33, 38
Dane obserwacyjne wskazują, że obecne położenie składników
gwiazd kontaktowych wynika z ich statusu ewolucyjnego.
W szczególności, mniej masywne składniki leżą w pobliżu i
ponad TAMS, gdyż kończą palić, lub już wypaliły wodór w
środku, a nie wskutek rozdęcia ich przez transfer energii
z masywniejszych składników.
Proponujemy zatem nowy scenariusz ewolucyjny.
Stan początkowy:
układ rozdzielony z masami 1.2 + 0.6 masy Słońca
1.2 + 1.0 masy Słońca
i okresem orbitalnym P = 2 dni
Faza I: utrata momentu pędu poprzez wiatr gwiazdowy w
tempie określonym pół-empirycznym wzorem (Stępień, 1995)
wzór nie zawiera parametrów swobodnych, ale jego
współczynnik liczbowy ma niepewność 50 %
Po około 6-6.5 Gyr układ traci 60 % momentu pędu, a gwiazda
masywniejsza (składnik A) dochodzi do krytycznej powierzchni
Roche'a. W tym czasie wypala wodór w środku i osiąga TAMS
Układ traci też z wiatrem około 6-7 % masy
Rozpoczyna się wymiana masy
Faza II: Wymiana masy z odwróceniem stosunku mas.
Układ z dużym kontrastem mas (1.2+0.6) wymienia masę
szybko i wychodzi z fazy II, jako Algol (wymiana
konserwatywna), lub jako układ kontaktowy (gdy w fazie
wspólnej otoczki układ straci około 25 % momentu pędu).
1.2 + 0.6 masy
Słońca
Faza II: Wymiana masy z odwróceniem stosunku mas.
Układ z dużym kontrastem mas (1.2+0.6) wymienia masę
szybko i wychodzi z fazy II, jako Algol (wymiana
konserwatywna), lub jako układ kontaktowy (gdy w fazie
wspólnej otoczki układ straci około 25 % momentu pędu).
Układ z małym kontrastem mas (1.2+1.0) wymienia masę w
skali jądrowej, czyli wolniej i wychodzi z fazy II podobnie,
jak poprzedni układ
1.2 + 1.0 masy
Słońca
Faza III: Układ w kontakcie. Wchłanianie gwiazdy A
przez gwiazdę B.
Gwiazda B zasila energią gwiazdę A poprzez wielkoskalowe
cyrkulacje we wspólnej otoczce. Wymaga to stałego
przepływu około
na rok między gwiazdami.
Z drugiej strony, zachodzi dalsza utraty momentu pędu przez
ten sam mechanizm, co w fazie I. To, wraz z ewolucyjnym
“puchnięciem” gwiazdy A powoduje stały przepływ masy z A
do B. Gwiazda B, zasilana materią bogatą w wodór, nie oddala
się od ZAMS. Gdy masa gwiazdy B spadnie do około 0.3 masy
Słońca, gwiazda A dostaje materię bogatą w hel, co przyśpiesza
jej ewolucje w kierunku TAMS. Gdy q < 0.07 gwiazdy zlewają
się w pojedynczą, szybko rotującą gwiazdę.
1.1 + 0.6 masy
Słońca
faza II z utratą
15 % momentu
pędu
1.2 + 0.6 masy
Słońca
Przykłady układów w różnych fazach:
koniec fazy I – XY UMa: P = 0.48 doby
M 1 1.1 M 0,
M 2 0.66 M 0
R 1 1.16 R 0 0. 68 Roche lobe , R 2 0.63R 0 0.22 Roche lobe
Pribulla i inni (2001)
faza II – V 361 Lyr:
M 1 1.26 M 0,
P = 0.31 doby
M 2 0.87M 0
R 1 1.02R 0 1.0 Roche lobe , R 2 0.72 R 0 0.9Roche lobe
Hilditch i inni (1997)
faza III
W Crv: P = 0.39 doby, q=0.68
(układ w stadium Algola)
epsilon CrA: P = 0.59 doby, q=0.13
AW UMa : P = 0.44 doby, q=0.08
SX Crv
: P = 0.32 doby, q=0.07
Najważniejsze wyniki:
Gwiazdy Typu W UMa są stare – mają wiek co najmniej 4-4,5
miliarda lat, aż do wieku gromad kulistych
Powstały z gwiazd podwójnych rozdzielonych o okresach
początkowych rzędu paru dni, które straciły dużą część momentu
pędu przez wiatr gwiazdowy
Proces ten typowo trwa kilka miliardów lat, co wystarcza, by
masywniejszy składnik podwójnej wypalił wodór w centrum
Gdy masywniejszy składnik osiągnie powierzchnię Roche'a,
następuje przepływ masy do drugiego składnika
Istnieją dowody obserwacyjne, że przepływ masy trwa aż do
odwrócenia stosunku mas i utworzenia układu typu Algola
(gwiazda ciągu głównego + podolbrzym)
Po utracie kolejnej porcji momentu pędu (w trakcie wymiany masy, lub w
konfiguracji półrozdzielonej) powstaje układ kontaktowy, w którym obydwa
składniki są w równowadze termicznej, a wielkoskalowe cyrkulacje
przenoszą energię między nimi
Dalsza, powolna utrata momentu pędu i efekty ewolucyjne prowadzą do
powolnego “zjadania” podolbrzyma przez towarzysza, aż do zlania się
składników i utworzenia pojedynczej, szybko rotującej gwiazdy