Sterrekunde

Binêre ster nie meer as Roche Lobe nie?

Binêre ster nie meer as Roche Lobe nie?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Is dit moontlik dat 'n binêre ster sy Roche-lob nie oorskry nie, en dus as die tweede ster 'n rooi reus word, in plaas daarvan om van sy plasma op die wit dwerg toe te voeg, word dit self 'n wit dwerg, wat veroorsaak dat daar geen supernova is nie ?


Natuurlik is dit moontlik. Of dit sy Roche-lob sal vul, hang af van die massa en radius van die sterre en die afstand tussen die sterre. As die afstand groot genoeg is, sal die tweede (minder massiewe) ster nie sy Roche-lob vul nie en verder ontwikkel soos 'n enkele ster sou doen. Die (groot) meerderheid binaries sal in hierdie kategorie val, slegs noue binaries sal in kataklismiese veranderlikes ontwikkel.

Die Alpha Centauri / Proxima Centauri-stelsel sal byvoorbeeld nie ontwikkel tot 'n stelsel waar massa-oordrag via die Roche-lobbe plaasvind nie, aangesien die afstand tussen Alpha Cen A / B en Proxima Centauri veel te groot is.

Selfs as die sterre baie naby is, sal 'n supernova dalk nie voorkom as die massa van die sterre laag is nie. Die supernova kom voor as die massa van die bestaande witdwerg toeneem (vanweë die aanwas) tot 'n massa wat die Chandrasekhar-limiet oorskry (1,4 sonmassas). As die massa wat oorgedra word te laag is, sal geen supernova gebeur nie.


Roche lobbe

Roche lobbe 'N Denkbeeldige oppervlak rondom 'n ster. Elke ster in 'n binêre stelsel kan voorgestel word as omring deur 'n skeurvormige sone van swaartekrag, die Roche-lob. Enige materiaal binne die Roche-lob van 'n ster kan as deel van die ster beskou word.

As die twee komponente in 'n noue binêr staan ​​en dit nie vul nie Roche lobbeword die stelsel as 'n losstaande binêre beskou. In 'n dubbelhaakse binêre, vul een ster sy Roche-lob en vind massa-oordrag plaas. In 'n kontak-binêre vul albei sterre hul Roche lobbe.

Sterre wat binne hul eie bly roche lobbe word losstaande binaries genoem, terwyl twee-losstaande binaries een ster (dikwels 'n rooi reus) het wat sy Roche-lob vul.

As u twee sterre het wat albei kleiner is as hulle

, dan word daar na die tipe binêre verwys as 'n losstaande binêre, en sal die sterre nie 'n direkte invloed op mekaar se evolusie hê nie.

Aangesien die buitenste gasomhulsels van die sterre in aanraking is (oorstroom hulle

), deel hulle in wese 'n gemeenskaplike fotosfeer ondanks die feit dat hulle twee verskillende kernkernbrande het. Sterre B en C word inderdaad deur slegs enkele 0 geskei.

In die meeste kontakbinaries is die een komponent groter as die ander. In hierdie soort stelsel vul albei sterre hul onderskeie

, en word sogenaamde oorkontak-binaries met 'n algemene gasvormige koevert.

'In plaas daarvan, as die sterre homogeen bly ontwikkel en bly krimp binne hul

, samesmelting kan vermy word.

kontak binêre 'n Binêre sterstelsel waarin albei sterre uitgebrei het om hul

en die oppervlaktes van die twee sterre smelt saam. Die binêre stelsel bestaan ​​nou uit twee kernkernbrandende sterkerne omring deur 'n deurlopende gemeenskaplike omhulsel.

Gewone koevert - 'n Fase in die evolusie van 'n hegte paar sterre waarin materie wat deur een van die sterre gestort word, die streek net buite die

van die twee sterre
Geleiding - Die oordrag van hitte deur direkte botsings tussen aangrensende atome, molekules of ione.

Die eerste ekwipotensiaaloppervlak vir twee massiewe liggame wat sirkelbane om mekaar beskryf, wat 'n figuur agt vorm wat die twee voorwerpe omsluit. Die

is die twee lensvormige volumes wat die twee liggame omsluit. [H76]
Stokke.

Namate die rooi reus uitbrei, brei die materiaal in sy buitenste lae nie in enige rigting uit nie as gevolg van die nabyheid van die nabygeleë wit dwerg, sodat die materiaal daarheen getrek word. Dit is as gevolg van die beperkings van die

. Uiteindelik sal die materiaal op die wit dwerg as 'n nova ontvlam.

As een van die sterre groot genoeg is om massa deur die Lagrange-punt oor te dra, dan is die stelsel 'n dubbelhegtige binêre. As albei sterre hul

dan staan ​​die stelsel bekend as 'n kontak-binêre. So 'n stelsel is amper meer soos 'n dubbelkern, figuur 8-vormige ster.


Oorvloei in binêre sterre

As ons aan die vorm van 'n ster dink, dink ons ​​normaalweg aan die son, wat 'n effens plat vlak is. Die meeste sterre is 'n ewewig tussen druk, eie swaartekrag en rotasie, en 'n afgeplatte sfeer is die natuurlike vorm wat hierdie opponerende kragte skep. As 'n ster in 'n noue binêre stelsel verkeer, is die druk egter nie net in ewewig met die ster se eie rotasie en swaartekrag nie, maar ook met die rotasie van die binêre stelsel en die swaartekrag van die metgeselle. Hierdie bykomende stukkies fisika versprei die ster in die rigting van die metgesel. Op sy swakste is die effek 'n effense getyvervorming, net soos die vervorming van die aarde se oseane deur die son en die maan, wat die ster verleng, maar op sy uiterste vorm vorm die ster die ster in die vorm van 'n reëndruppel, met sy skerp punt na die metgesel-ster. Die vervorming van die fotosfeer in die rigting van die metgesel word die Roche-lob genoem.

Getyekragte is 'n vorm van wrywing. In die Aarde-Maan-stelsel het getywrywing die rotasie van die Maan laat sinkroniseer met sy wentelbaan om die Aarde, sodat ons net een kant van die Maan sien. Getywrywing veroorsaak dat die rotasie van die aarde vertraag. Ons sien 'n soortgelyke effek in 'n nabye ster, 'n ster se Roche-lob versprei rotasie-energie en dryf die rotasieperiode van die ster na die wentelperiode. As die baan eksentriek is, word die getyvervorming versterk en dan verswak dit oor 'n baan, wat 'n dissipasie van die orbitale energie veroorsaak en die baan sirkeler maak.

Die Roche-lob van 'n ster het 'n maksimum grootte. Vir 'n ster in 'n sirkelbaan word hierdie maksimum grootte bepaal deur 'n punt van onstabiele ewewig tussen hom en sy ster. Hierdie punt word die innerlike Lagrange-punt genoem. Dit word dikwels die L1-punt genoem. 'N Voorwerp op die binneste Lagrange-punt sal op 'n lyn tussen die twee sterre in die stelsel bly, en 'n vaste skeiding met elke ster behou. As die voorwerp vanaf hierdie punt na een van die sterre verplaas, sou daardie voorwerp om daardie ster wentel. 'N Ster se Roche-lob bereik sy maksimum moontlike grootte wanneer dit die binneste Lagrange-punt raak, en die atmosfeer van die ster vloei na die metgeselle ster. Daar word gesê dat 'n ster wat die binneste Lagrange-punt raak, sy Roche-lob vul. Wanneer 'n ster groter word, sodat die atmosfeer op die metgeselle begin vloei, word die ster glo gesê dat dit oorloop van die Roche-lob. Die oorloop van die Roche-lob verander beide die baan en die struktuur van die oorvol ster.

Soos u sou verwag, word die struktuur van 'n ster verander as dit oorloop van die Roche-kwab. Die struktuur van die ster verander om te vergoed vir die vermindering in swaartekrag binne die ster en die verwydering van die koelste buitenste lae van die ster. Die ster reageer deur die struktuur van 'n ster wat meer ontwikkel, na te boots. Die kern van die ster krimp, maar die buitenste lae brei uit, met die algehele effek dat die ster opblaas.

Hoe massavloei die wentelbane van 'n binêre sterstelsel verander, hang af van die feit dat die oorvol ster min of meer massief is as sy metgesel. As die oorlopende ster minder massief is, neem die afstand tussen die sterre en die wentelperiode van die binêre oor tyd toe, maar as dit massiewer is, neem die afstand en die wenteltyd af. Dit is die gevolg van die behoud van die hoekmomentum. Namate massa van die een ster na die ander vloei, die massa van elkeen verander en die massamiddelpunt van die stelsel verskuif, verander die stelsel se grootte om die hoekmomentum daarvan te behou.

Waarom dit gebeur, is maklik om te sien of ons met twee sterre met dieselfde massa begin. Die massamiddelpunt van die stelsel is halfpad tussen die sterre en elke ster dra die helfte van die hoekmomentum van die stelsel. Die hoekmomentum wat elke ster dra, is 2 M R 2 / P, waar M is die massa van die ster, R is die afstand tot die massamiddelpunt, en P is die wenteltydperk. As ons dan byna al die massa van die een ster na die ander skuif, maar die hoekmomentum reg hou, sal ons vind dat die massamiddelpunt van die stelsel baie naby die middelpunt van die groot ster is. Hierdie kort afstand maak die hoekmomentum wat deur die massiewe ster gedra word, baie minder as die wat deur die twee sterre gedra word voordat ons die massa oordra. Dit beteken dat die grootste deel van die hoekmomentum deur die klein ster moet gedra word, net soos in die Jupiter-Son-stelsel, die grootste deel van die hoekmomentum van die baan word deur Jupiter gedra, omdat die son se verrekening vanaf die massamiddelpunt So klein. Maar vir die klein ster om net soveel hoekmomentum te dra as die vorige stelsel, moet die afstand van hierdie ster vanaf swaartepunt baie groter wees as in die vorige stelsel.

Vir twee sterre met baie verskillende massas hou die wentelperiode verband met die skeiding tussen die sterre as P 2 is eweredig aan D 3 . Omdat die afstand tot die massamiddelpunt van die klein ster effektief die skeiding tussen sterre is, is die hoekmomentum wat die klein ster dra, eweredig aan R 1/2 . Omdat die hoekmomentum so 'n swak funksie is van die skeiding tussen die sterre, moet die skeiding tussen die sterre dramaties toeneem vir die klein ster om dieselfde hoekmomentum as die oorspronklike stelsel te dra.

Die posisie van die binneste Lagrange-punt beweeg in die rigting van die ster wat massa verloor namate die massa-uitruiling voortduur. Wanneer twee sterre ewe groot massa het, is die binneste Lagrange-punt presies tussen die twee sterre, wat saamval met die massamiddelpunt van die stelsel. As massa van een van hierdie sterre na die ander oorgedra word, beweeg die binneste Lagrange-punt in die rigting van die kleiner ster. Die vraag is of hierdie beweging in die rigting van die klein ster teëgewerk word deur die toename in die skeiding van binêre sterre. Dit blyk dat hoewel die afstand van die binneste Lagrange-punt tot die klein ster afneem relatief tot die afstand van die binneste Lagrange-punt na die groot ster, aangesien die klein ster massa verloor aan die groot ster, die absolute afstand van die klein ster na die binneste Lagrange-punt neem toe. Dit beteken dat namate die kleiner ster massa verloor aan die groter ster, sy maksimum Roche-lob in volume toeneem. Omgekeerd, as massa van die groot ster na die klein ster oorgedra word, neem die maksimum Roche-lob van die groot ster af in volume, omdat die binneste Lagrange-punt in die rigting van die groot ster beweeg namate die afstand tussen die sterre kleiner word.

Ons vind dat 'n oorvol ster nie genoeg kan uitbrei om sy Roche-lob gevul te hou as die ster minder massief is as sy metgesel nie. As slegs hierdie meganismes, die uitbreiding van die maksimum Roche-lob en die uitbreiding van die ster, teenwoordig was, sou die oorloop van die Roche-lob nooit kon plaasvind nie, omdat die massa-oordrag sou veroorsaak dat die ster sy Roche-lob sou oorstroom, wat die massa-oordrag tot stilstand sou bring . Maar daar is ander, stadiger prosesse wat die afstand tussen die sterre laat krimp. Beide 'n sterwind en gravitasiegolwe dra orbitale energie en hoekmomentum uit die stelsel, wat veroorsaak dat die binêre baan krimp en die kleiner ster sy Roche-lob vul. Sodra massa-oordrag begin, kom die verval van die baan in ewewig met die uitbreiding van massa-oordrag. Op hierdie manier dra die stelsel die massa geleidelik oor van die kleiner ster na die groter ster.

Die omgekeerde vind plaas as die oorvol ster massiewer is as sy metgesel. In hierdie geval krimp die skeiding tussen die sterre, asook die afstand vanaf die binneste Lagrange na die massiewe ster. Voeg hierby die uitbreiding van die massiewe ster namate die massa verwyder word, en ons het 'n stelsel wat onstabiel is vir massavloei. Sodra die massiewe ster sy Roche-lob oorloop, neem die vloeitempo vinnig toe totdat soveel massa op die metgeselle getrek is dat albei sterre hul Roche-lobbe vul. Die volgehoue ​​uitbreiding van die massiewe ster omhul dan albei sterre in 'n gemeenskaplike omhulsel van gas in hierdie nuwe, enkele ster, twee kerne wentel vinnig om mekaar en kom vinnig nader aan mekaar, aangesien die baan energie verloor na die gemeenskaplike koevert.


Binêre ster nie meer as Roche Lobe nie? - Sterrekunde

Daar is vier kategorieë binêre sterre, afhangend van hoe naby die sterre aan mekaar is.

Verre binaries wentel baie astronomiese eenhede van mekaar. Baie sterrestelsels, soos Alpha Centauri A + B, is verre binêre stelsels, en baie bevat planete. As 'n rowwe 'reël' kan verre binêre sterre planete hê wat om een ​​of albei sterre wentel, maar slegs as die planete wentel op 'n afstand van minder as een derde van die minimum afstand tussen die sterre ( die geval van sterre met hoë eksentrisiteitswaardes, of stelsels waar die een ster baie massiewer is as die ander). Daar word gesê dat planete wat net een ster in 'n binêre paar wentel, 'S-tipe' wentelbane het, terwyl diegene wat om albei sterre wentel, 'n P-tipe 'of' sirkelbaan 'het.

Maak Binaries toe wentel binne enkele steldiameters van mekaar, maar is nie in direkte fisiese kontak nie. In nabye binaries kan daar 'n stelsel van planete wees wat om albei sterre wentel (in sogenaamde "P-tipe"), maar slegs as die baan van die naaste planeetbaan groter is as meer as ongeveer 3 x die afstand tussen die sterre (meer op noue binaries hier). Beide Afgeleë Binaries en Nabye Binaries staan ​​bekend as Losstaande Binaries omdat geen ster sy Roche Lobe vul nie.

Twee-losstaande binaries is binêre sterre waar een van die komponente die Roche-lob van die binêre ster vul en die ander nie. Daar is 'n netto vloei van materie vanaf die ster wat sy Roche-lob na die ander ster vul. In sommige gevalle kan hierdie vloei van materie ekstreme of kataklismiese variasies in die helderheid van die ontvangerster veroorsaak.

Kontak Binaries Hierdie sterre wentel naby genoeg om in fisiese kontak te wees, en deel dikwels 'n gewone gasomhulsel (meer oor kontakbinaries hier).


Tipes Binary Star Systems

'N Groter persentasie stelsels is veelvuldige sterrestelsels, wat beteken dat dit stelsels is wat twee of meer sterre bevat, en veral dat binêre sterstelsels, wat spesifiek twee sterre bevat, buitengewoon algemeen is. As ons albei die sterre kan sien, word dit visuele binaries genoem, en as die baan van hul baan toevallig saamval met ons siglyn, sodat dit voor mekaar verbyloop, word dit verduisterende binaries genoem. Hierdie situasie stel ons in staat om belangrike inligting oor die stelsel te versamel, en is eintlik een van die beste maniere om dit in die eerste plek op te spoor, aangesien ons die betroubare periodieke verandering in helderheid eers kan teken as die groter ster voor die kleiner en dan as die kleiner ster voor die groter, op sikliese wyse verbygaan.

Maar verder weet ons ook dat sterre in verskillende soorte voorkom. Daarom is die moontlike kombinasies vir die twee soorte sterre wat 'n binêre stelsel bestaan ​​nog talryker. Wat is die interessantste kombinasies wat ons vir soorte binêre sterstelsels kon vind, en wat kan hulle ons leer oor die heelal? Daar is beslis baie binêre stelsels waarby baie sonagtige sterre op 'n baie afstand wentel. 'N Voorbeeld hiervan is Alpha Centauri A en B, wat ons in 'n vorige tutoriaal ondersoek het.

Maar 'n baie interessanter saak behels noue binêre stelsels. Dit is wanneer die sterre baie naby aan mekaar is en redelik vinnig om hul massamiddelpunt wentel. Soms is hulle so naby dat die swaartekragvervorming die sterre atmosfeer veroorsaak om materiaal uit te ruil, of hulle kan selfs so naby wees dat hulle in direkte kontak met mekaar is, soos hierdie stelsel met twee groot, warm hoofreekssterre wat feitlik oorvleuel. . Dit is die fassinerendste wanneer een ster 'n kompakte voorwerp is, soos 'n wit dwergster, neutronster of swart gat, aangesien hierdie voorwerp materie van die ander voorwerp in die stelsel sal begin wegtrek totdat 'n dramatiese gebeurtenis plaasvind. As 'n wit dwerg die aanwas van gas van 'n ander ster veroorsaak, word dit 'n kataklismiese veranderlike ster, waar die inkomende gas baie warm word en bestraling uitstraal.

Ons noem so 'n voorwerp soms 'n vampiriese ster, aangesien dit amper asof dit die wese uit sy metgesel suig soos 'n vampier. As die kompakte voorwerp in plaas daarvan 'n neutronster of 'n swart gat is, word dit 'n X-straal-binêre genoem, wat 'n lae-massa of 'n hoë massa-X-straal-binêre kan wees, afhangende van die massa van die skenkerster, dit is die ander ster in die stelsel, wat die kompakte voorwerp met materiaal voed. Een boeiende binêre stelsel heet AR Scorpii. Dit is 'n binêre pulsar wat bestaan ​​uit 'n wit dwerg-pulsar van ongeveer die grootte van die aarde en 'n rooi dwergster. Pulsars is sterk gemagnetiseerde voorwerpe wat op 'n vinnige, periodieke manier kragtige strale uitstraal.

Gewoonlik is pulsars neutronsterre, maar soms kan dit ook wit dwerge wees, alhoewel dit baie minder kompak is as neutronsterre, draai hulle stadiger. AR Scorpii bevat die eerste voorwerp van hierdie tipe wat ooit ontdek is. Ons moet daarop let dat binêre stelsels ingewikkelde evolusies kan hê. Neem byvoorbeeld 'n binêre stelsel met twee redelike groot hoofreekssterre, wat onderskeidelik ongeveer 15 en 20 sonmassas vorm.

Ons weet dat sterre van hierdie grootte vinnig ontwikkel, aangesien die inwaartse gravitasiedruk so sterk is dat samesmelting in 'n woedende tempo plaasvind en baie vinniger deur die waterstof in die kern brand as in kleiner sterre. Uiteindelik gaan een ster in 'n fase van uitbreiding en sal sy Roche-lob oorskry, wat beteken dat dit ver genoeg in die swaartekragveld van die ander ster insteek dat die een materiaal van die ander begin wegtrek. Hierdie materiaal kan 'n akkresieskyf vorm, soos ons voorheen gesien het, maar dit kan ook deur direkte impak geabsorbeer word, soos hier getoon. Ons sien hoe die blou ster optree as die vampiriese ster, wat vinniger draai en plat word.

Ons sien ook dat 'n enorme persentasie van die massa van die ander ster in die proses oorgedra word, eintlik die meerderheid van die massa daarvan. Hierdie ster is nou soveel meer massief dat samesmelting nog dramaties toeneem, wat 'n sterwind opwek wat veroorsaak dat die ander ster baie klein word. Uiteindelik sal hierdie ster supernova word en 'n klein neutronsterretjie agterlaat, wat die stelsel moontlik heeltemal sal vryspring. Die vampiriese ster sal dan 'n rooi superreusfase bereik waar dit geweldig uitbrei, waarna dit ook supernova gaan en 'n neutronster agterlaat. Ons kan dus sien dat sterre-evolusie baie ingewikkelder is in binêre stelsels as gevolg van die invloed wat elke ster op die ander het. Daar is soveel fassinerende stelsels daar, nie net binêre stelsels nie, maar ook drievoudige stelsels.


Binêre ster nie meer as Roche Lobe nie? - Sterrekunde

Ons bied die eerste spektroskopiese ondersoek aan vir die kortperiode (P = 0,309614d) massa-uitruilende binêre stelsel V361 Lyr. Uit waarnemings oor twee volledige bane, wys ons dat die stelsel dubbel gevoer is, met die sterre met die minimum massas m_1sin ^ 3i = 1,25 +/- 0,03 Msolar en m_2sin ^ 3i = 0,87 +/- 0,03 Msolar. Die massaverhouding m_2 / m_1 = 0,69 +/- 0,02 en die geprojekteerde halfas van die relatiewe baan is asini = 2,47 +/- 0,05 Rsolar. Die spektraaltipe van die primêre komponent word geskat op F8-G0. Die Hα-lynprofiel toon duidelik twee absorpsiekomponente wanneer die stelsel op sy helderste en blouste stadium is, rondom wentelfases 0,35-0,45. Die gepubliseerde V- en I-ligkrommes word met light2 geanaliseer om aan te toon dat die primêre komponent (T = 6200K) sy Roche-lob vul, terwyl die sekondêre (T = 4500K) losgemaak word en vul

57 persent van die beskikbare Roche-volume. Verduisteringskaarte van albei steroppervlaktes word afgelei deur kolletjies uit ligkrommes wat in 1988, 1989 en 1992 verkry is. Dit toon aan dat die sekondêr 'n aanhoudende langwerpige warm struktuur op sy ewenaar het met 'n geskatte temperatuur van 10000 K wat ooreenstem met die verwagtinge van 'n teoretiese massa-oordragstroom wat die primêre op sy binneste Lagrangiaanse punt verlaat en na die sekondêre val. Die aanwasligtheid van


Binêre sterre vrae

Ek is besig met 'n skoolprojek oor binêre sterre, en ek het gehoop dat sommige mense op hierdie subreddit die antwoorde op my vrae sou ken. As u 'n goeie webwerf het om my aan te skakel, sal ek dit graag wil hê.

As u 'n antwoord het, word 'n bron baie waardeer.

Is een van die sterre in 'n binêre stelsel in die algemeen groter as die ander?

Ek weet dat hulle in grootte kan wissel, want hulle kan gemiddeld of massief wees, so wat is die grootte vir gemiddelde sterre en die grootte vir massiewe sterre?

Wat is die lewensduur van 'n gemiddelde binêre sterrestelsel en 'n massiewe binêre sterrestelsel?

Is daar iets spesiaals wat tydens die sterrenevelstadium gebeur om 2 sterre te vorm?

Is een van die sterre in 'n binêre stelsel in die algemeen groter as die ander?

Die kans dat twee sterre is presies dieselfde grootte is basies nul, dus moet u spesifiseer hoe soortgelyk u aan sterre en # x27 massas / radius moet wees om hulle dieselfde te noem. Ons verwys gewoonlik na sterre met massas binne 5% van mekaar as & # x27twins & # x27. Hierdie kam van 'n vraestel bevat baie inligting oor binêre sterre en # x27-eienskappe, hoewel daar nog 'n mate van onsekerheid bestaan ​​as gevolg van die moeilikheid om elke eienskap van elke binêre ster te meet. Die figuur waarin u die meeste belangstel, is figuur 2, op bladsy 5. Die massaverhouding, q, is die massa van die kleiner ster gedeel deur die van die groter ster, dus is dit altyd tussen 0 en 1, met q & GT 0,95 wat 'n ster-tweeling aandui. Daar is drie parameters wat die verspreiding van beskryf q: γ_smallq, γ_largeq en F_twin. Dit word regdeur die vraestel gelys met die waardes wat wissel vir verskillende soorte sterre en verskillende studies.

Ek weet dat hulle in grootte kan wissel, want hulle kan gemiddeld of massief wees, so wat is die grootte vir gemiddelde sterre en die grootte vir massiewe sterre?

Afhangend van die massa, hang die radius van 'n ster & # x27s ook af van die evolusiestadium daarvan. Ons beskryf gewoonlik sterradius in terme van die sonstraal. Op die oomblik is die sonstraal natuurlik 1, maar wanneer dit uitbrei tot 'n reuse-ster, sal dit ongeveer tien keer so groot wees. Aan die einde van sy lewe word dit 'n asimptotiese reuse-takster met 'n radius van ongeveer 200-300 keer sy huidige grootte. Meer massiewe sterre is verrassend groter, meestal nie meer as 'n faktor van 10 in vergelyking met die son in elke evolusiestadium nie (dit wil sê 10 - & gt 100 - & gt 2000 sonstrale). Die meeste massiewe sterre, wat die algemeenste voorkom, het radiusse ongeveer 0,1 keer dié van die son (ongeveer die grootte van Jupiter), en daar word nie voorspel dat hierdie radius gedurende hul baie lang leeftyd veel sal verander nie. Die Wikipedia-artikel oor sterre-evolusie is 'n goeie oorsig - kyk na die bronne vir meer inligting.

Wat is die lewensduur van 'n gemiddelde binêre sterrestelsel en 'n massiewe binêre sterrestelsel?

Dit is lastig, want dit hang af van die massa van albei sterre en die grootte van die binêre baan. 'N Goeie reël is dat sterre 'n leeftyd van ongeveer 10 miljard jaar * (M / Msun) -2,5 het. U kan dus die tyd bereken vir die minder massiewe ster in die binêre. Vir die mees massiewe sterre is die tyd 'n paar miljoen jaar vir die minste massiewe, dit is ongeveer 'n triljoen. Die lewensduur van die binêre kan korter as hierdie wees as die baan as # halfas as kleiner is as die maksimum radius van een van die sterre. Dit kan lei tot 'n oorloop van Roche-lob of algemene evolusie van die koevert, waartydens die twee sterre kan saamsmelt, of een van hul koeverte kan verwyder word en uitgestoot word. Dit is opmerklik dat daar baie & # x27 dooie & # x27 binaries is, bestaande uit wit dwerge, neutronsterre en swart gate. Oor baie lang tydskale krimp hul wentelbane as gevolg van swaartekraggolfemissie, wat hulle uiteindelik laat saamsmelt, wat ons met interferometers soos LIGO, VIRGO en KAGRA kan opspoor. U kan die tydskaal met die formule hier bereken.

Is daar iets spesiaals wat tydens die sterrenevelstadium gebeur om 2 sterre te vorm?

Dit is nie regtig my gebied nie, maar ek dink daar is 'n redelike mate van onsekerheid oor presies hoe binaries gevorm word.

Een manier kan soortgelyk wees aan die vorming van 'n planeet in 'n sirkelvormige skyf - in wese vorm 'n planeet so groot dat dit 'n ster word. U sou egter verwag dat hierdie stelsels baie ekstreme (dus baie klein) massaverhoudings het.

'N Tweede opsie is dat die twee sterre afsonderlik gevorm het, en tydens 'n interaksie met 'n derde liggaam in 'n geslote baan gevang is. Dit is egter redelik onwaarskynlik dat dit sal gebeur, behalwe in gebiede met baie hoë digthede van sterre.

Die laaste (en algemeen aanvaarde) manier is deur fragmentering van 'n ineenstortende gaswolk. As die wolk te veel hoekmoment het, kan dit nie in 'n enkele ster ineenstort nie. Grof gesproke, as die wolk saamtrek, verhoog die rotasiesnelheid totdat die sentrifugale krag dit in twee stukke skeur. Elk van die stukke kan dan ineenstort om 'n ster te vorm (tensy dit nog te veel hoekmoment het).


Massa-uitruil in X-straal-binêre sterre

Uit die vroeë röntgenfoto-waarnemings aan die hemel was dit nie duidelik presies wat die oorsprong was van die ongelooflike helder bronne wat opgespoor is nie. In die vroeë 1970's het data vanaf die Uhuru-satelliet gelei tot die assosiasie van verskeie van hierdie X-straalbronne met massa-uitruiling tussen 'n normale ster en 'n kompakte voorwerp (soos 'n neutronster of swart gat) in 'n gebonde stelsel. Teoretici het lank tevore getoon dat materiaal wat op so 'n voorwerp val, 'n doeltreffende vervaardiger van X-strale sou wees.

Massa-uitruiling in 'n binêre stelsel kan op drie maniere plaasvind:

    Roche-lob oorloop van die primêre

Vir 'n lae-massa X-straal-binêre (LMXRB, waar 'n kompakte voorwerp aan 'n ster gebind is waarvan die massa soortgelyk is aan of kleiner is as die van ons son), is die enigste manier om genoeg massa-oordrag te bewerkstellig om groot stroom X- strale is deur Roche-lob oorloop. Die Roche-lob is die plek tussen die twee sterre in 'n binêre waar die swaartekrag van die een ster gelyk is en teenoor die ander sterre. As die binêre stelsel & quotclose & quot is, d.w.s. die orbitale radius is klein, kan hierdie punt naby die oppervlak van die normale ster voorkom. Dus word 'n trekkerpunt & quot geskep vir 'n beduidende massa om na die kompakte ster uit te vloei vir aanwas. In die geval van oorloop van Roche-lob, sal die hoekmomentum van die aanwasmateriaal geneig wees om 'n verskillend draaiende skyf rondom die sekondêre vorm te vorm. Die materiaal in hierdie aanwasskyf word dan stadig in die intense gravitasieput van die kompakte voorwerp gedraai. Dit verhit tot temperature van meer as 1.000.000 grade en skyn dus helder in X-strale.

Daar is bekend dat 'n aantal X-straal-binaries bestaan ​​uit 'n massiewe primêre wat 'n sterwind uitstoot wat aangedryf word deur die primêre stralingsdruk, wat wentel deur 'n neutronster of swart gat. So 'n stelsel word 'n HMXRB genoem, of 'n hoë-massa X-straal-binêre, die primêre het gewoonlik 'n massa van tien keer of meer as die van ons son. Die kompakte voorwerp vang 'n fraksie van die wind op en omskakel die potensiële energie van die toegevoegde plasma in X-strale. Alhoewel dit kwalitatief haalbaar is, kan X-straalproduksie deur aanwas van 'n ongestoorde sferiese wind verskeie ordes onder die waargenome helderheid val in die geval van sommige binêre stelsels (bv. SMC X-1 en Cen X-3). Eenvoudige wysigings aan die basiese teorie het die waarnemings egter nader aan die voorspelling gebring. Sulke veranderings sluit in die effek van die X-straal-emissie op die snelheid van die inkomende wind en 'n hoekafhanklikheid van die primêre massaverlies.

In 'n Be ster / neutron ster binêre beheer die gedrag van die Be ster die X-straaleienskappe van die stelsel. 'N Wees-ster is 'n B-ster wat so vinnig draai dat 'n onstabiliteit ontstaan ​​waardeur materiaal uit die ekwatoriale vlak uitstroom en 'n uitbreidende atmosfeer gevorm word. Dit lei sterk emissielyne waterstof en neutraal helium in die stertspektrum. Verder is dit bekend dat hierdie sterre groot hoeveelhede materiaal met skynbaar ewekansige tussenposes uit hul ekwatoriale gebiede weggooi. Die vaslegging en aanwas van hierdie materiaal deur die sekondêre is bekend as die bron van baie waargenome X-straaltransiënte.


Binêre ster nie meer as Roche Lobe nie? - Sterrekunde

Die vorming van strome in die omgewing van die binneste Lagrangiaanse punt is bereken vir verskillende noue binêre stelsels (van kort-periode U Gem tot lang-periode β Lyr-stelsels). Die afhanklikheid van die oorplasingsnelheid deur die binneste Lagrangiaanse punt van die mate van oorloop van Roche-lob word afgelei. Een nuwe aspek van hierdie werk is die gebruik van die Kurucz-sterelmodelatmosfere by die konstruksie van die aanvanklike konfigurasie van die buitenste lae van die massaverliese ster en ook die gebruik van die numeriese metode "groot deeltjies" van Belotserkovski en Davydov. Die toepassing van hierdie sterre modelatmosfere bied 'n meer realistiese beskrywing van die stroom as polytropiese modelle. Die berekeninge toon dat die invloed van die Coriolis en sentrifugale kragte op die tempo van massa-oordrag weglaatbaar is en nie 'n paar persent oorskry nie. In sekere spesifieke gevalle (β Per en W UMa) verskil die stroommodelle sterk van die van Lubow en Shu. Die mate van oorstroming van Roche-lob en die tempo van massa-oordrag wat deur waarnemings aangedui word, is sodanig dat die atmosferiese lae van die massaverliese ster byna altyd in die binneste Lagrangiese punt geleë is. Die enigste uitsonderings hierop is kompakte binêre stelsels en U Gem-sterre, waarin die binneste Lagrangiese punt geleë is in lae van die massaverliese ster wat digter is as sy atmosferiese lae, en die β Per-stelsel waarin die massaverliese atmosfeer geleë is binne-in sy Roche-lob. Die numeriese afhanklikhede van die massa-oordragtempo van die mate van oorloop van Roche-lob verskil van die analitiese afhanklikhede vir beide groot en klein oorstromings. Dit is te wyte aan verskille tussen die Kurucz-modelsterre-atmosfeer en die polytropiese modelle wat in vorige analitiese berekeninge gebruik is, en ook aan die teenwoordigheid van dinamiese effekte wat verband hou met die massa-oordrag in die berekeninge. Die polytropiese indekse wat ooreenstem met die beste ooreenstemming tussen die numeriese en analitiese afhanklikheid, is 4,5 vir β Lyr, 2,4 2,6 vir die kataklismiese binaries en 3,1 3,3 vir die oorblywende sterre. Hierdie polytropiese indekse dui aan dat die Roche-lobbe van die massaverliessterre in noue binêre stelsels gewoonlik oorloop.


Evolusie van kataklismiese veranderlikes

Terwyl massiewe sterre hul lewens met 'n knal beëindig, eindig sterre met lae massa hul s'n met 'n tjank. Termonukleêre samesmelting in 'n ster met lae massa eindig nie met die totale uitputting van die ster se termonukleêre brandstof en die daaropvolgende ineenstorting van die ster se kern, soos in 'n groot ster nie, maar met die vorming van 'n stabiele kern wat homself ondersteun teen swaartekrag. deur die druk wat deur ontaarde elektrone uitgeoefen word. The gentle transition from a hot core supported by thermal pressure to a cold core supported by degeneracy pressure preserves the mass of the star.

This evolution of the low-mass star makes the evolution of a compact binary system containing two low-mass stars a rather simple process. The transition from a system containing two fusion-powered stars to a system containing one fusion-powered star and one degenerate dwarf star does not disrupt the binary system, because the transition does not cause the system to lose mass. Even earlier in the evolution, where the more massive star losses a small quantity of gas when it transitions from hydrogen fusion to helium fusion, the amount of mass loss is small compared to the mass of the star, so the binary system is not disrupted. This makes the evolution of a binary system containing two low-mass star fundamentally different from a system containing at least one high-mass star in those systems, the mass lost by the high-mass star during a supernova is sufficient to disrupt the binary system.

With two low-mass stars, the star with more mass ends it life of thermonuclear fusion first, becoming a degenerate dwarf. Its companion star remains on the main-sequence, since its life of thermonuclear fusion is much longer. If the system is born with the stars close enough together, the orbit can decay enough to cause the main-sequence star to overflow its Roche lobe, dumping gas onto the degenerate dwarf. This transfer of mass from one star to the other is stable, because the mass flow is from the lower-mass star to the higher-mass star. We see these systems as cataclysmic variables.

Cataclysmic variables are driven by the loss of angular momentum and energy from their orbit. The loss is necessary, because the natural reaction of the binary system to mass transfer from the lower mass star to the higher mass star is to widen the separation between the stars, while the natural reaction of the mass donor is to shrink in radius. The loss of orbital angular momentum and energy causes the binary system to shrink rather than expand as mass transfer occurs, so that the main sequence star continues to overflow its Roche lobe. The interesting point about Roche Lobe overflow is that it locks the separation of the stars and the period of the binary orbit to the mass of the donor star in a predictable way. If the main-sequence star changes its character at a particular mass, it also changes its character at a particular orbital period.

Two mechanisms drive the loss of orbital energy and angular momentum. The first is gravitational radiation. As described elsewhere, this mechanism is important when the two stars are very close together. Farther apart, however, another mechanism is at work that drives the stars together in a reasonable time (less than the remaining lifetime of fusion-powered star). This mechanism is thought to be a stellar wind driven from the main-sequence star. We know that many stars have winds, including our own Sun. If the wind carries a magnetic field, it can extract a considerable amount of angular momentum from a binary system, because the torque exerted by the gas flowing away from the star is exerted back onto the star by the magnetic field. This lost angular momentum and energy comes from the binary system as a whole, because the degenerate dwarf exerts a torque on the main sequence star's Roche lobe that causes the main-sequence star to rotate synchronously with its orbit around the degenerate dwarf.

The loss of mass by the main sequence star is rapid enough to prevent the star from maintaining the stable configuration it would have away from a binary system. The reason is that the star loses mass faster than energy within the star can diffuse through the star, so the temperature gradient near the surface becomes steeper than it would be in an isolated main-sequence star. The effect of this is to cause the donor star to puff-up larger than it would be if isolated.

Cataclysmic variables begin their lives with long orbital periods, and evolve to shorter periods. The systems we see have periods ranging from as high as 15 hours to as low as 80 minutes. We don't see systems orbiting with periods shorter than 80 minutes. More unusual, we see very few cataclysmic variables with periods between 2 and 3 hours.

This period gap is thought to be caused by the shutting-down of the stellar wind, which dramatically slows the loss of orbital energy and angular momentum from the system. The decay of the binary orbit therefore slows, and the donor star suddenly has enough time to come into thermal equilibrium. This causes the star to shrink back to its normal main-sequence radius, ending mass transfer to the companion. The binary system remains invisible to us until the orbit shrinks enough to case the star to again overflow its Roche lobe. In this picture, the stellar wind ceases when the binary period is 3 hours, and Roche lobe overflow recommences when the binary period is 2 hours. Because the period of the system is tied by the Roche lobe overflow to the mass of the donor star, the wind ceases when the donor falls to a certain mass.

Below the period gap, the donor star continues to shrink as it loses mass until the electrons at its core become degenerate. When this occurs, the core of the star supports itself against gravity through degeneracy pressure rather than through thermal pressure. This changes how the star responds as it loses mass. In this state, the star expands rather than contracts as it loses mass. The binary system's reaction to mass transfer is naturally to expand, so the donor star's expansion can be accommodated the binary system, however, reacts to the mass transfer by increasing the separation between the donor star and the degenerate dwarf, which increases the orbital period. This mechanism gives the cataclysmic variables its minimum orbital period, which is observed at around 80 minutes.

Cataclysmic variables have two possible ends, one violent, the other quiet. The transfer of mass from the main-sequence star to the degenerate dwarf can push the degenerate dwarf over the Chandrasekhar limit, creating a type 1a supernova. This end can occur any time during the binary system's evolution. The other end is to simply disappear from sight, which occurs if there is insufficient mass in the main-sequence star to implode the degenerate dwarf. As the mass of the main-squence star drops, the center of mass of the system moves towards the more-massive degenerate dwarf, making gravitational radiation less efficient at removing orbital energy and angular momentum from the system. This causes mass transfer to slow to the point that the system becomes invisible. Eventually mass transfer stops as the donor star grows cold and crystallizes.


Kyk die video: Franna Benadé - Blye Versekering (Januarie 2023).