Combien de temps dure un système d'étoiles binaires à contact excessif?

J'ai lu récemment à propos de VFTS 352 , un système d'étoiles binaires à contact excessif où les deux étoiles ont une masse à peu près égale. Tous les rapports que j'ai lus (dans des publications de type mass-media) disent que le système a l'un des deux destins: soit les deux étoiles fusionneront, soit elles supernovaront. Mais quand cela arrivera-t-il?

La page wikipedia pour les binaires de contact indique qu'ils ont une durée de vie de millions à des milliards d'années, mais ne dit pas si c'est différent pour les binaires à contact excessif. Cela dit également qu'ils sont souvent confondus avec des enveloppes communes , qui ont une durée de vie de plusieurs mois à plusieurs années, et je ne sais pas où se situe un surcontact (ou vraiment quelle est la distinction, car la page des binaires de contact indique ils partagent une enveloppe, qui sonne la définition d'une enveloppe commune). Je ne sais pas non plus si le fait que les deux étoiles ont une masse à peu près égale affecte la durée de vie.

Les articles de presse que j'ai lus impliquent que la fusion ou la supernova se produit bientôt, mais je ne sais pas si c'est à l'échelle humaine (mois) ou galactique (millions d'années).

Réponse courte: (peut-être)$t \lesssim 10^5\ \mathrm{years}$

Un «binaire à contact excessif» n'est qu'une autre façon de dire «binaire d'enveloppe commune». Les deux phrases sont exactement les mêmes et il est frustrant que les auteurs du document VFTS 352 aient décidé de créer leur propre convention - comme si les classifications astrophysiques n'étaient pas assez confuses!

Un binaire de contact existe sur des échelles de temps qui dépendent principalement de l'évolution stellaire, donc déterminer combien de temps un binaire de contact existera dépend fortement de la masse, de la métallicité et de la rotation de l'étoile primaire, entre autres.

Dériver l'échelle de temps:

Gardons le champ d'application à des systèmes comme VFTS 352, où le primaire est massif et le binaire a une période orbitale inférieure à 4 ans (séparation de 2,5 AU). Afin d'avoir un événement d'enveloppe commun, les étoiles doivent avoir survolé leurs lobes de Roche. Le rayon du lobe de Roche de deux masses ponctuelles est où est la séparation. Pour les binaires proches, la tendance générale observée est un rapport de masse élevé . Donc, si nous supposons , alors . Par conséquent, pour un binaire avec 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$ $$\begin{align*} r_L &\lesssim 1\ \mathrm{AU}\\ r_L &\lesssim 215\ R_{\odot} \end{align*}$$ car est une limite supérieure sur le rayon du lobe de Roche. Maintenant, en effectuant un réarrangement trivial de l'équation de luminosité du corps noir , nous constatons que Les étoiles massives ont généralement une luminosité à peu près constante, nous allons donc choisir . Par conséquent, $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*}$$

L'étoile massive doit évoluer jusqu'à ce que son rayon soit égal à celui du lobe de Roche, nous constatons donc que l'étoile atteint la phase d'enveloppe commune pour En jetant un coup d'œil à un diagramme HR, cette étoile varie d'environ à de ZAMS à la fin de la séquence principale. Ainsi, le primaire passe environ les 3/4 de son temps sur la séquence principale qui n'est pas dans la phase d'enveloppe commune. Par conséquent, la phase d'enveloppe commune de ce binaire dure au maximum 1/4 de la durée de vie totale du primaire, qui est de l'ordre de ans. Ainsi, la limite supérieure de l'échelle de temps d'un événement d'enveloppe commun avec des étoiles massives avec une rotation négligeable est

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

Veuillez noter que cette dérivation ne prend pas en compte l'effet de bombement qui se produit lorsque la séparation diminue. Cela abaissera certainement cette limite supérieure, mais de combien je ne suis pas sûr. Il pourrait le réduire d'un an ou de .$10^5\ \mathrm{years}$

Les limites inférieures de cette échelle de temps sont entièrement ambiguës et ne sont pas particulièrement utiles dans aucun contexte physique. Les étoiles pourraient tourner très rapidement, avoir une métallicité élevée ou faible, le binaire pourrait avoir un rapport de masse différent, il pourrait y avoir un autre binaire à proximité et il pourrait y avoir une interaction magnétique (?). La liste continue! Je suis sûr qu'il y a quelque chose que j'ai oublié.

Les articles indiquent l'un des deux résultats possibles: la fusion, suivie finalement par un éclatement de rayons gamma, ou une séparation permanente, des supernovae séparées conduisant à des trous noirs binaires.

Dans le second cas, les supernovae seront dans quelques millions d'années, la durée de vie typique des étoiles massives.

Dans le premier cas, la fusion pourrait se produire plus tôt, peut-être des centaines de milliers d'années, donc "bientôt" en termes astronomiques, mais longue par rapport à une vie humaine.