Ewolucyjny status gwiazd typu W UMa

1. Kazimierz Stępień Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego Ewolucyjny status gwiazd typu W UMa

2. Plan • Czym są układy kontaktowe typu W UMa ?

3. Plan • Czym są układy kontaktowe typu W UMa ? • Co wiemy o ich wieku ?

4. Plan • Czym są układy kontaktowe typu W UMa ? • Co wiemy o ich wieku ? • Ewolucja gwiazdy typu W UMa:

5. Plan • Czym są układy kontaktowe typu W UMa ? • Co wiemy o ich wieku ? • Ewolucja gwiazdy typu W UMa: • I faza - układ rozdzielony

6. 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

7. 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

8. 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

9. 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

10. Typowa krzywa blasku gwiazdy W UMa

11. 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)

12. 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

13. Obecny paradygmat zakłada, że: • Obydwa składniki układu są gwiazdami Ciągu Głównego

14. 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

15. 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

16. 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

17. 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)

18. 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

19. 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

20. składniki układów typu W UMa na diagramie masa-promień: gwiazdki – skł. pierw. romby – wtórne Maceroni, Van't Veer 1996, A&A 311, 523

21. diagram masa-jasność dla gwiazd typu W UMa na podstawie danych z Pribulla, Kreiner i Tremko, 2003, Contr. Astr. Obs. Skalnate Pleso 33, 38

22. 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

23. 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

24. 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).

25. 1.2 + 0.6 masy Słońca

26. 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

27. 1.2 + 1.0 masy Słońca

28. 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.

29. 1.1 + 0.6 masy Słońca faza II z utratą 15 % momentu pędu

30. 1.2 + 0.6 masy Słońca

31. 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)

33. 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

34. 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)

35. 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