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 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)

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

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 masy Słońca 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 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 ( ) 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).

masy Słońca

Faza II: Wymiana masy z odwróceniem stosunku mas. Układ z dużym kontrastem mas ( ) 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 ( ) wymienia masę w skali jądrowej, czyli wolniej i wychodzi z fazy II podobnie, jak poprzedni układ

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.

masy Słońca faza II z utratą 15 % momentu pędu

masy Słońca

Przykłady układów w różnych fazach: koniec fazy I – XY UMa: P = 0.48 doby Pribulla i inni (2001) faza II – V 361 Lyr: P = 0.31 doby 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