Gemeinsamer Umschlag - Wikipedia

Schlüsselschritte in einer gemeinsamen Hüllkurvenphase. Oben: Ein Stern füllt seinen Roche-Lappen. Mitte: Der Gefährte ist verschlungen; der Kern und der Begleiter winden sich innerhalb einer gemeinsamen Hülle aufeinander zu. Unten: Der Umschlag wird ausgeworfen oder die beiden Sterne verschmelzen.

In der Astronomie ist ein allgemeiner Umschlag ( CE ) ein Gas, das ein Doppelsternsystem enthält. ^[1] Das Gas dreht sich nicht mit der gleichen Geschwindigkeit wie das eingebettete binäre System. Ein System mit einer solchen Konfiguration befindet sich in einer gemeinsamen Hüllkurvenphase oder durchläuft eine gemeinsame Hüllkurvenentwicklung.

Während einer gemeinsamen Hüllkurvenphase wird das eingebettete Binärsystem von der Hüllkurve gezogen, wodurch der Abstand der beiden Sterne abnimmt. Die Phase endet entweder, wenn die Hüllkurve ausgeworfen wird, um das binäre System mit einem viel kleineren Orbitalabstand zu verlassen, oder wenn die beiden Sterne sich ausreichend nahe kommen, um einen einzigen Stern zu bilden. Eine gemeinsame Envelope-Phase ist relativ zur Lebensdauer der beteiligten Sterne von kurzer Dauer.

Die Entwicklung durch eine gemeinsame Hüllkurvenphase mit Auswurf der Hüllkurve kann zur Bildung eines binären Systems führen, das aus einem kompakten Objekt mit einem engen Begleiter besteht. Kataklysmische Variablen, Röntgen-Binär-Systeme und Systeme von nahen doppelten weißen Zwergen oder Neutronensternen sind Beispiele für Systeme dieses Typs, von denen erklärt werden kann, dass sie eine gemeinsame Hüllenentwicklung durchlaufen haben. In all diesen Beispielen gibt es einen kompakten Überrest (einen weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder ein schwarzes Loch), der der Kern eines Sterns gewesen sein muss, der viel größer war als der derzeitige Orbitalabstand. Wenn diese Systeme eine gemeinsame Hüllenentwicklung durchlaufen haben, wird ihre gegenwärtige enge Trennung erklärt. Kurzperiodensysteme, die kompakte Objekte enthalten, sind Quellen von Gravitationswellen und Supernovae vom Typ Ia.

Vorhersagen über das Ergebnis der Entwicklung der gemeinsamen Umschläge sind ungewiss. ^{[2] [3] [4]}

Ein gemeinsamer Umschlag wird manchmal verwirrt mit einem Kontakt binär. In einem gemeinsamen binären Hüllensystem dreht sich die Hüllkurve im Allgemeinen nicht mit der gleichen Geschwindigkeit wie das eingebettete binäre System. Daher ist sie nicht durch die Äquipotentialfläche begrenzt, die durch den L2-Lagrange-Punkt verläuft. ^[1] In einem binären Kontaktsystem dreht sich die gemeinsame Hülle mit dem Binärsystem und füllt eine Äquipotentialfläche. Formation edit ]

Etappen im Leben eines binären Systems als gemeinsame Hülle werden gebildet. Das System hat ein Massenverhältnis von M1 / ​​M2 = 3. Die schwarze Linie ist die Roche-Äquipotentialfläche. Die gestrichelte Linie ist die Rotationsachse. (a) Beide Sterne liegen in ihren Roche-Lappen, Stern 1 links (Masse M1 in Rot) und Stern 2 rechts (Masse M2 in Orange). (b) Star 1 ist fast gewachsen und füllt seinen Roche-Lappen fast. (c) Stern 1 ist gewachsen, um seinen Roche-Lappen zu überfüllen und die Masse auf Stern 2: Roche-Lappenüberlauf zu übertragen. (d) Zu schnell übertragen, um sich anzureichern, hat sich um den Stern 2 herum Materie gebildet. (e) Es hat sich eine gemeinsame Hülle gebildet, die schematisch durch eine Ellipse dargestellt ist. Angepasst aus 1 von Izzard et al. (2012). ^[6]

Eine gemeinsame Hülle wird in einem Doppelsternsystem gebildet, wenn der Orbitalabstand schnell abnimmt oder einer der Sterne schnell expandiert. ^[2] Der Spenderstern beginnt mit dem Massentransfer Wenn es seinen Roche-Lappen überfüllt, wird der Orbit weiter schrumpfen, wodurch der Roche-Lappen noch mehr überläuft, was den Massentransfer beschleunigt, wodurch der Orbit noch schneller schrumpft und der Spender sich weiter ausdehnt. Dies führt zum Durchgehen dynamisch instabiler Stoffübertragung. In einigen Fällen kann der empfangende Stern nicht alles Material aufnehmen, was zur Bildung einer gemeinsamen Hülle führt, die den Begleitstern umgibt. ^[7]

Evolution [ edit ]

Der Spenderkern tut dies nicht an der Erweiterung der Sternhülle und der Bildung der gemeinsamen Hülle teilnehmen, und die gemeinsame Hülle enthält zwei Objekte: den Kern des ursprünglichen Spenders und den Begleitstern. Diese beiden Objekte setzen (zunächst) ihre Umlaufbewegung innerhalb der gemeinsamen Hülle fort. Es wird jedoch angenommen, dass aufgrund der Widerstandskräfte innerhalb der Gashülle die beiden Objekte Energie verlieren, was sie in eine nähere Umlaufbahn bringt und tatsächlich ihre Umlaufgeschwindigkeiten erhöht. Es wird angenommen, dass der Verlust der Orbitalenergie die Hülle aufheizt und ausdehnt, und die gesamte Phase der gemeinsamen Hülle endet, wenn entweder die Hülle in den Weltraum ausgestoßen wird oder die beiden Objekte in der Hülle zusammenlaufen und keine Energie mehr zur Expansion oder gar zur Verfügung steht Vertreibe die Hülle. ^[7] Diese Phase des Schrumpfens der Umlaufbahn innerhalb der gemeinsamen Hülle wird als -Eir-In bezeichnet.

Beobachtungsmanifestationen [ edit ]

Häufige Hüllkurvenereignisse (CEE) sind schwer zu beobachten. Ihre Existenz wurde hauptsächlich indirekt aus der Präsenz binärer Systeme in der Galaxie abgeleitet, die mit keinem anderen Mechanismus erklärt werden kann. Beobachtungsbedingt sollte der CEE heller sein als typische Novaes, aber schwächer als typische Supernovae. Die Photosphäre der gemeinsamen Hülle sollte relativ kühl sein (ca. 5.000 K) und ein rotes Spektrum ausstrahlen. Seine Größe sollte jedoch zu einer großen Leuchtkraft führen - in der Größenordnung eines roten Überriesen. Ein häufiges Hüllkurvenereignis sollte mit einem starken Anstieg der Leuchtkraft beginnen, gefolgt von einem einige Monate langen Plateau konstanter Leuchtkraft (ähnlich wie bei einer Supernova vom Typ II-P), das durch die Rekombination von Wasserstoff in der Hüllkurve angetrieben wird. Danach sollte die Leuchtkraft rasch abnehmen. ^[7]

In der Vergangenheit wurden mehrere Ereignisse beobachtet, die der obigen Beschreibung ähneln. Diese Ereignisse werden als leuchtende rote Nova (LRNe) bezeichnet. Sie sind eine Untermenge einer breiteren Klasse von Ereignissen, die als rote Transienten mit mittlerer Helligkeit (ILRTs) bezeichnet werden. Sie haben relativ langsame Expansionsgeschwindigkeiten von 200–1000 km / s und die gesamten abgestrahlten Energien betragen 10 ³⁸ bis 10 ⁴⁰ J. ^[7]

Mögliche CEE, die bisher beobachtet wurden, umfassen:

Siehe auch [ edit ]

Referenzen [ edit

1. ^ ^{a b} Paczyński, B. (1976). Msgstr "Umschlag - Binärdateien". In Eggleton, P .; Mitton, S .; Whelan, J. Struktur und Entwicklung enger binärer Systeme . IAU-Symposium Nr. 73. Dordrecht: D. Reidel. S. 75–80. Bibcode: 1976IAUS ... 73 ... 75 P.
2. ^ ^{a b} Iben, I .; Livio, M. (1993). Msgstr "Hüllkurven in der Entwicklung der Doppelstern". Veröffentlichungen der Astronomical Society of the Pacific . 105 : 1373–1406. Bibcode: 1993PASP..105.1373I. doi: 10.1086 / 133321.
3. ^ Taam, R. E .; Sandquist, E. L. (2000). "Häufige Umschlagentwicklung massiver binärer Sterne". Jahresrückblick auf Astronomie und Astrophysik . 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 .; Friteuse, 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). "Gemeinsame Entwicklung der Umschläge: Wo wir stehen und wie wir vorankommen können". 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). Evolutionsprozesse in binären und mehrfachen Sternen . Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0521855570.
6. ^ Izzard, R. G .; Hall, P. D .; Tauris, T. M .; Tout, C. A. (2012). "Gemeinsame Umschlagentwicklung". Verfahren der Internationalen Astronomischen Union . 7 : 95. doi: 10.1017 / S1743921312010769. ^{^ a b d e} Ivanova, N .; Justham, S .; Nandez, J. L. A .; Lombardi, J. C. (2013). "Identifikation der lang ersehnten Common-Envelope-Ereignisse". Science . 339 (6118): 433–435. arXiv: 1301.5897 . Bibcode: 2013Sci ... 339..433I. doi: 10.1126 / science.1225540. PMID 23349287.
7. ^ "Das Geheimnis von merkwürdigen Sternausbrüchen kann gelöst werden" . Abgerufen 2015-08-30 .