Společná obálka - Common envelope - Wikipedia

Klíčové fáze ve společné obálkové fázi. Nahoře: Hvězda plní svůj Rocheův lalok. Uprostřed: Společník je pohlcen; jádro a společník spirálovitě směřovaly k sobě uvnitř společné obálky. Dole: Obálka se vysune nebo se dvě hvězdy spojí.

v astronomie, a společná obálka (CE) je plyn, který obsahuje a binární hvězda Systém.[1] Plyn se netočí stejnou rychlostí jako vložený binární systém. Systém s takovou konfigurací se říká, že je ve fázi společné obálky nebo prochází společnou evolucí obálky.

Během společné fáze obálky je vložený binární systém vystaven tažným silám z obálky, které způsobují zmenšení vzdálenosti dvou hvězd. Fáze končí buď při vysunutí obálky, aby opustila binární soustavu s mnohem menší orbitální separací, nebo když se obě hvězdy dostatečně přiblíží ke sloučení a vytvoří jedinou hvězdu. Společná fáze obálky je krátkodobá vzhledem k životnosti zúčastněných hvězd.

Evoluce prostřednictvím společné fáze obálky s vysunutím obálky může vést k vytvoření binárního systému složeného z kompaktní objekt s blízkým společníkem. Kataklyzmatické proměnné, X-ray binární soubory a systémy blízkého dvojitého bílí trpaslíci nebo neutronové hvězdy jsou příklady systémů tohoto typu, které lze vysvětlit jako systémy, které prošly společným vývojem obálky. Ve všech těchto příkladech existuje kompaktní zbytek (bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra), který musel být jádrem hvězdy, která byla mnohem větší než současná orbitální separace. Pokud tyto systémy prošly společným vývojem obálky, je vysvětleno jejich současné blízké oddělení. Krátkodobé systémy obsahující kompaktní objekty jsou zdrojem gravitační vlny a Supernovy typu Ia.

Předpovědi výsledku společného vývoje obálky jsou nejisté.[2][3][4]

Běžná obálka je někdy zaměňována s kontakt binární. V běžném binárním systému obálky se obálka obecně neotáčí stejnou rychlostí jako vložený binární systém; není tedy omezen ekvipotenciálním povrchem procházejícím L2 Lagrangeův bod.[1] V kontaktním binárním systému se sdílená obálka otáčí s binárním systémem a vyplňuje ekvipotenciální povrch.[5]

Formace

Vznikají etapy v životě binárního systému jako společné obálky. Systém má hmotnostní poměr M1 / ​​M2 = 3. Černá čára je Rocheova ekvipotenciální plocha. Přerušovaná čára je osa otáčení. (a) Obě hvězdy leží v jejich Rocheových lalocích, hvězda 1 vlevo (hmota M1 červeně) a hvězda 2 vpravo (hmota M2 oranžově). (b) Hvězda 1 se rozrostla, aby téměř naplnila svůj Rocheův lalok. (c) Hvězda 1 se rozrostla, aby přeplnila svůj Rocheův lalok a přenesla hmotu na hvězdu 2: Přetečení Rocheho laloku. (d) Přeneseno příliš rychle, než aby bylo možné jej akumulovat, hmota se nahromadila kolem hvězdy 2. e) Vytvořila se společná obálka, schematicky znázorněná elipsou. Převzato z obr. 1 Izzarda a kol. (2012).[6]

Společná obálka se vytvoří v binárním hvězdném systému, když se orbitální separace rychle snižuje nebo se jedna z hvězd rychle rozpíná.[2]Hvězda dárce zahájí hromadný přenos, když přeplní svůj Roche lalok a v důsledku toho se oběžná dráha dále zmenší, což způsobí, že bude ještě více přetékat Rocheovým lalokem, což urychlí přenos hmoty, což způsobí, že se oběžná dráha zmenší ještě rychleji a dárce se bude více rozšiřovat. To vede k procesu útěku dynamicky nestabilního přenosu hmoty. V některých případech přijímající hvězda není schopna přijmout veškerý materiál, což vede k vytvoření společné obálky pohlcující společenskou hvězdu.[7]

Vývoj

Jádro dárce se nepodílí na rozšiřování hvězdné obálky a tvorbě společné obálky a společná obálka bude obsahovat dva objekty: jádro původního dárce a společenskou hvězdu. Tyto dva objekty (zpočátku) pokračují ve svém orbitálním pohybu uvnitř společné obálky. Předpokládá se však, že kvůli tažným silám uvnitř plynného obalu oba objekty ztrácejí energii, což je přivádí na bližší oběžnou dráhu a ve skutečnosti zvyšuje jejich orbitální rychlosti. Předpokládá se, že se ztráta orbitální energie zahřívá a rozšiřuje obálku, a celá fáze společné obálky končí, když je obálka vyloučena do prostoru, nebo se dva objekty uvnitř obálky spojí a není k dispozici žádná další energie k roztažení nebo dokonce vyhnat obálku.[7] Tato fáze zmenšování oběžné dráhy uvnitř společné obálky je známá jako a spirála.

Pozorovací projevy

Běžné obálkové události (CEE) je obtížné pozorovat. Jejich existence byla odvozena hlavně nepřímo z přítomnosti binárních systémů v Galaxii, kterou nelze vysvětlit žádným jiným mechanismem. Pozorovací CEE by měly být jasnější než obvykle nové ale slabší než obvykle supernovy. Fotosféra společné obálky by měla být relativně chladná - asi 5 000 K - vyzařující červené spektrum. Jeho velká velikost by však měla vést k velké světelnosti - řádově jako a červený superobr. Společná událost obálky by měla začít prudkým nárůstem svítivosti, po němž následuje několikaměsíční plošina s konstantní svítivostí (podobně jako u supernova typu II-P ) poháněn rekombinace vodíku v obálce. Poté by měla svítivost rychle klesat.[7]

V minulosti bylo pozorováno několik událostí, které se podobají výše uvedenému popisu. Tyto události se nazývají světelné červené nové (LRNe). Jsou podmnožinou širší třídy nazývaných událostí přechodné světelné červené přechodové jevy (ILRT). Mají relativně pomalé expanzní rychlosti 200–1 000 km / s a ​​celková vyzařovaná energie je 1038 do 1040 J.[7]

Možné CEE, které byly dosud pozorovány, zahrnují:

Viz také

Reference

  1. ^ A b Paczyński, B. (1976). "Společné binární soubory obálek". In Eggleton, P .; Mitton, S .; Whelan, J. (eds.). Struktura a vývoj úzkých binárních systémů. Sympozium IAU č. 73. Dordrecht: D. Reidel. str. 75–80. Bibcode:1976IAUS ... 73 ... 75P.
  2. ^ A b Iben, I .; Livio, M. (1993). "Společné obálky ve vývoji binárních hvězd". Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 105: 1373–1406. Bibcode:1993PASP..105.1373I. doi:10.1086/133321.
  3. ^ Taam, R.E .; Sandquist, E.L. (2000). "Společný vývoj obálek masivních binárních hvězd". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 38: 113–141. Bibcode:2000ARA & A..38..113T. doi:10.1146 / annurev.astro.38.1.113.
  4. ^ Ivanova, N .; Justham, S .; Chen, X .; De Marco, O .; Fryer, C. L .; Gaburov, E .; Ge, H .; Glebbeek, E .; Han, Z .; Li, X. D .; Lu, G .; Podsiadlowski, P .; Potter, A .; Soker, N .; Taam, R .; Tauris, T. M .; van den Heuvel, E. P. J .; Webbink, R. F. (2013). "Společný vývoj obálky: kde stojíme a jak se můžeme posunout vpřed". The Astronomy and Astrophysics Review. 21: 59. arXiv:1209.4302. Bibcode:2013A & ARv..21 ... 59I. doi:10.1007 / s00159-013-0059-2.
  5. ^ Eggleton, P. (2006). Evoluční procesy v binárních a více hvězdách. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN  978-0521855570.
  6. ^ Izzard, R. G .; Hall, P. D .; Tauris, T. M .; Tout, C. A. (2012). "Společný vývoj obálky". Sborník Mezinárodní astronomické unie. 7: 95–102. doi:10.1017 / S1743921312010769.
  7. ^ A b C d E Ivanova, N .; Justham, S .; Nandez, J. L. A .; Lombardi, J. C. (2013). "Identifikace dlouho hledaných událostí běžné obálky". Věda. 339 (6118): 433–435. arXiv:1301.5897. Bibcode:2013Sci ... 339..433I. doi:10.1126 / science.1225540. PMID  23349287.
  8. ^ „Tajemství zvláštních výbuchů hvězd může být vyřešeno“. Citováno 2015-08-30.