Quanto tempo dura um sistema estelar binário em contato excessivo?

Li recentemente sobre o VFTS 352 , um sistema estelar binário com excesso de contato em que ambas as estrelas têm massa aproximadamente igual. Todos os relatórios que li (em publicações do tipo meios de comunicação de massa) disseram que o sistema tem um dos dois destinos: ou as duas estrelas se fundirão ou serão supernovas. Mas quando isso vai acontecer?

A página da wikipedia para binários de contato diz que eles têm uma vida útil de milhões a bilhões de anos, mas não diz se isso é diferente para binários com excesso de contato. Também diz que eles costumam ser confundidos com envelopes comuns , que duram meses ou anos, e não tenho certeza de onde está esse excesso de contato (ou realmente qual é a distinção, pois a página para binários de contato diz eles compartilham um envelope, que soa a definição de um envelope comum). Também não tenho certeza se o fato de ambas as estrelas terem massa aproximadamente igual afeta a vida útil.

Os artigos da mídia de massa que li sugeriram que a fusão ou supernova está acontecendo em breve, mas não sei se isso é em escala humana (meses) ou galáctica (milhões de anos).

$t \lesssim 10^5\ \mathrm{years}$

Um "binário de contato excessivo" é apenas outra maneira de dizer "binário de envelope comum". As duas frases são exatamente as mesmas e é frustrante que os autores do artigo VFTS 352 decidam criar sua própria convenção - como se as classificações astrofísicas não fossem suficientemente confusas!

Um binário de contato existe em escalas de tempo predominantemente dependentes da evolução estelar, portanto, descobrir quanto tempo um binário de contato existirá depende muito da massa, metalicidade e rotação da estrela primária, entre outras coisas.

Derivando a escala de tempo:

Vamos manter o escopo de sistemas como o VFTS 352, onde o primário é maciço e o binário possui um período orbital inferior a 4 anos (separação de 2,5 UA). Para ter um evento de envelope comum, as estrelas devem ter transbordado seus lóbulos Roche. O raio para o lóbulo de Roche de duas massas pontuais é que é a separação. Para binários próximos, a tendência geral observada é uma alta razão de massa . Portanto, se assumirmos , então . Portanto, para um binário com 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$ $$\begin{align*} r_L &\lesssim 1\ \mathrm{AU}\\ r_L &\lesssim 215\ R_{\odot} \end{align*}$$ pois é um limite superior no raio do lobo Roche. Agora, realizando algum rearranjo trivial da equação de luminosidade do corpo negro , descobrimos que Estrelas massivas geralmente têm luminosidade aproximadamente constante, então escolheremos . Portanto, $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*}$$

A estrela massiva precisa evoluir até que seu raio seja igual ao raio do lóbulo de Roche; portanto, descobrimos que a estrela atinge a fase de envelope comum para Observando um diagrama de RH, essa estrela varia de cerca de a do ZAMS até o final da sequência principal. Assim, o primário gasta aproximadamente 3/4 do seu tempo na sequência principal, não na fase de envelope comum. Portanto, a fase de envelope comum desse binário dura, no máximo, 1/4 da vida útil total do primário, que é da ordem de anos. Assim, o limite superior para a escala de tempo de um evento de envelope comum com estrelas massivas com rotação desprezível é

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

Observe que essa derivação não leva em consideração o efeito de abaulamento que ocorre quando a separação diminui. Isso certamente diminuirá esse limite superior, mas em quanto não tenho certeza. Ele pode abaixá-lo em 1 ano ou .$10^5\ \mathrm{years}$

Os limites inferiores a essa escala de tempo são totalmente ambíguos e não são particularmente úteis em nenhum contexto físico. As estrelas podem estar girando muito rápido, ter alta ou baixa metalicidade, o binário pode ter uma razão de massa diferente, pode haver outro binário por perto e pode haver interação magnética (?). A lista continua! Tenho certeza de que há algo que deixei de fora.

Os artigos indicam um dos dois resultados possíveis: fusão, seguida por explosão de raios gama ou separação permanente, supernovas separadas que levam a buracos negros binários.

No segundo caso, as supernovas serão daqui a alguns milhões de anos, o tempo de vida típico de estrelas massivas.

No primeiro caso, a fusão poderia acontecer mais cedo, talvez centenas de milhares de anos, tão "em breve" em termos astronômicos, mas longa em comparação com a vida humana.