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 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)

Porb 2 2.5

Wiek gwiazd typu W UMa

● Numeryczne symulacje powstawania gwiazd nie dają układów kontaktowych (Boss 1993, Bonnel 2001)

● Nie znamy układów podwójnych o 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

Porb 2 2.5

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 – wtórneMaceroni, Van't Veer1996, A&A 311, 523

diagram masa-jasność dla gwiazd typu W UMa na podstawie danych zPribulla, 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 Słońcai okresem orbitalnym P = 2 dni

Faza I: utrata momentu pędu poprzez wiatr gwiazdowy wtempie 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 gwiazdamasywniejsza (składnik A) dochodzi do krytycznej powierzchniRoche'a. W tym czasie wypala wodór w środku i osiąga TAMSUkład 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 wskali 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 zlewająsię w pojedynczą, szybko rotującą gwiazdę.

1.1 + 0.6 masy Słońca

faza II z utratą15 % momentupędu

1.2 + 0.6 masy Słońca

Przykłady układów w różnych fazach:

koniec fazy I – XY UMa: P = 0.48 doby

M1 1.1M0, M2 0.66M0

R1 1.16R0 0.68 Roche lobe ,R2 0.63R 0 0.22 Roche lobePribulla i inni (2001)

faza II – V 361 Lyr: P = 0.31 dobyM1 1.26M0, M2 0.87M0

R1 1.02R0 1.0Roche lobe ,R2 0.72R0 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