¿Cuánto dura un sistema estelar binario de sobre contacto?

Leí recientemente sobre VFTS 352 , un sistema estelar binario de sobrecontacto donde ambas estrellas tienen una masa aproximadamente igual. Todos los informes que he leído (en publicaciones del tipo de los medios de comunicación) han dicho que el sistema tiene uno de dos destinos: las dos estrellas se fusionarán o se supernovarán. ¿Pero cuándo sucederá esto?

La página de wikipedia para binarios de contacto dice que tienen una vida útil de millones a miles de millones de años, pero no dice si eso es diferente para los binarios de contacto excesivo. También dice que a menudo se confunden con sobres comunes , que tienen una vida útil de meses a años, y no estoy seguro de en qué parte del espectro se encuentra un sobrecontacto (o realmente cuál es la distinción, ya que la página de binarios de contacto dice comparten un sobre, que suena como la definición de un sobre común). Tampoco estoy seguro de si el hecho de que ambas estrellas tengan una masa aproximadamente igual afecta la vida útil.

Los artículos de los medios de comunicación que he leído implican que la fusión o supernova está ocurriendo pronto, pero no sé si esto es a escala humana (meses) o galáctica (millones de años).

Respuesta corta: (tal vez)$t \lesssim 10^5\ \mathrm{years}$

Un "binario de sobrecontacto" es solo otra forma de decir "binario de sobre común". Las dos frases son exactamente iguales y es frustrante que los autores en el documento VFTS 352 decidieran crear su propia convención, ¡como si las clasificaciones astrofísicas no fueran lo suficientemente confusas!

Un binario de contacto existe en escalas de tiempo que dependen predominantemente de la evolución estelar, por lo que descubrir cuánto tiempo existirá un binario de contacto depende en gran medida de la masa, la metalicidad y la rotación de la estrella primaria, entre otras cosas.

Derivando la escala de tiempo:

Mantengamos el alcance a sistemas como VFTS 352, donde el primario es masivo y el binario tiene un período orbital menor a 4 años (separación de 2.5 UA). Para tener un evento de envolvente común, las estrellas deben haber desbordado sus lóbulos de Roche. El radio para el lóbulo de Roche de masas de dos puntos es donde es la separación. Para binarios cercanos, la tendencia general observada es una relación de masa alta . Entonces, si suponemos , entonces . Por lo tanto, para un binario con AU,

$$\begin{equation*} r_L = \frac{0.49 q^{\frac{2}{3}}}{0.6q^{\frac{2}{3}}+\mathrm{ln}(1+q^{\frac{1}{3}})}a \end{equation*}$$ $a$$q=M_2/M_1$$q=1$$r_L = 0.38a$$a<2.5$ $$\begin{align*} r_L &\lesssim 1\ \mathrm{AU}\\ r_L &\lesssim 215\ R_{\odot} \end{align*}$$ ya que es un límite superior en el radio del lóbulo de Roche. Ahora, realizando una reordenación trivial de la ecuación de luminosidad del cuerpo negro , encontramos que Las estrellas masivas suelen tener una luminosidad aproximadamente constante, por lo que elegiremos . Por lo tanto, $q=1$$L=4\pi\sigma_{SB}R^2T^4$ $$\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*}$$ $L\approx10^5\ L_{\odot}$ $$\begin{equation*} R\approx 1\times10^{10}\bigg(\frac{1\ \mathrm{K}}{T}\bigg)^2 \ R_{\odot} \end{equation*}$$

La estrella masiva necesita evolucionar hasta que su radio sea igual al del radio del lóbulo de Roche, por lo que encontramos que la estrella alcanza la fase de envoltura común para Echando un vistazo a un diagrama HR, esta estrella varía de aproximadamente a desde ZAMS hasta el final de la secuencia principal. Por lo tanto, el primario pasa aproximadamente 3/4 de su tiempo en la secuencia principal, no en la fase de envolvente común. Por lo tanto, la fase de envoltura común de este binario dura, como máximo, 1/4 de la vida útil total de la primaria, que es del orden de años. Por lo tanto, el límite superior para la escala de tiempo de un evento de envolvente común con estrellas masivas con rotación insignificante es

$$\begin{equation*} T \gtrsim 7000\ \mathrm{K} \end{equation*}$$ $30000\ \mathrm{K}$$4000\ \mathrm{K}$$10^6$$\sim10^5$ años.

Tenga en cuenta que esta derivación no tiene en cuenta el efecto de abultamiento que se produce a medida que disminuye la separación. Esto ciertamente reducirá este límite superior, pero no estoy seguro de cuánto. Podría reducirlo en 1 año, o .$10^5\ \mathrm{years}$

Los límites inferiores a esta escala de tiempo son completamente ambiguos y no particularmente útiles en ningún contexto físico. Las estrellas podrían estar girando muy rápido, tener una metalicidad alta o baja, el binario podría tener una relación de masa diferente, podría haber otro binario cerca y podría haber interacción magnética (?). ¡La lista continua! Estoy seguro de que hay algo que dejé fuera.

Los artículos indican uno de dos posibles resultados: fusión, seguida en última instancia por explosión de rayos gamma, o separación permanente, supernovas separadas que conducen a agujeros negros binarios.

En el segundo caso, las supernovas serán en unos pocos millones de años, la vida útil típica de las estrellas masivas.

En el primer caso, la fusión podría ocurrir antes, quizás cientos de miles de años, tan "pronto" en términos astronómicos, pero mucho en comparación con una vida humana.