Kontaktní binární - Contact binary - Wikipedia
v astronomie, a kontakt binární je binární hvězda systém, jehož složené hvězdy jsou tak blízko, že se navzájem dotýkají nebo se spojily, aby sdílely své plynné obálky. A binární systém jehož hvězdy sdílejí obálku, lze také nazvat nadkontakt binární.[1][2] Termín „kontaktní binární“ zavedl astronom Gerard Kuiper v roce 1941.[3] Téměř všechny známé kontaktní binární systémy jsou zákrytové dvojhvězdy;[4] zákrytové binární soubory jsou známé jako Proměnné W Ursae Majoris, po jejich typové hvězdě, W Ursae Majoris.[5]
V kontaktním binárním souboru obě hvězdy vyplnily své Roche laloky, což umožňuje masivnější primární složce přenést hmotu i svítivost na sekundární člen. Výsledkem je, že komponenty v kontaktním binárním souboru mají často podobné efektivní teploty a svítivosti bez ohledu na jejich příslušné hmotnosti. Rychlost přenosu energie mezi složkami závisí na jejich hmotnostním poměru a poměru svítivosti. V případech, kdy jsou hvězdy v geometrickém kontaktu, ale tepelný kontakt je špatný, mohou existovat velké rozdíly mezi jejich příslušnými teplotami.[6]
Kontaktní binární soubory nelze zaměňovat běžné obálky. Zatímco konfigurace dvou dotýkajících se hvězd v kontaktním binárním souboru má typickou životnost miliónů až miliard let, společná obálka je dynamicky nestabilní fáze v binární evoluci, která buď vyloučí hvězdnou obálku, nebo sloučí binární v časovém horizontu měsíců až let .[7]
Viz také
- Kontaktní binární (malé tělo sluneční soustavy), dva asteroidy gravitovaly k sobě, dokud se nedotkly.
- HR 5171, a žlutý hyperobr a žlutá superobr kontakt binární s třetí hvězdou obíhající dále ven.
- KIC 9832227, binární kontakt a předchozí kandidát na hvězdnou fúzi.
- Světelná červená nova, např. V1309 Scorpii (2008), může být výsledkem sloučení kontaktního binárního souboru.
- Objekt Thorne – Żytkow, typ hvězdy, kde červený obr nebo superobr obsahuje neutronovou hvězdu ve svém jádru.
- VFTS 352, masivní binární kontakt v Mlhovina Tarantule.
Reference
- ^ Miláčku, Davide. "binární hvězda". www.daviddarling.info. Citováno 2019-05-06.
- ^ Thompson, Michael J. (2006). Úvod do astrofyzikální dynamiky tekutin. London: Imperial College Press. str. 51–53. ISBN 1-86094-615-1.
- ^ Kuiper, Gerard P. (1941). „K interpretaci β Lyrae a dalších blízkých binárních souborů“. Astrofyzikální deník. 93: 133. Bibcode:1941ApJ .... 93..133K. doi:10.1086/144252.
- ^ Tassoul, Jean Louis; et al. (2000). Stellar Rotation. Cambridge, Velká Británie, New York: Cambridge University Press. str. 231. ISBN 0-521-77218-4.
- ^ Mullaney, James (2005). Dvojité a více hvězd a jak je pozorovat. New York, Londýn: Springer. str. 19. ISBN 1-85233-751-6.
- ^ Csizmadia, Sz .; Klagyivik, P. (listopad 2004). "O vlastnostech kontaktních binárních hvězd". Astronomie a astrofyzika. 426: 1001–1005. arXiv:astro-ph / 0408049. Bibcode:2004A & A ... 426.1001C. doi:10.1051/0004-6361:20040430.
- ^ Ivanova, N .; et al. (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.