[論文レビュー] Evolution of Cool Close Binaries - Approach to Contact

K. Stȩpień|arXiv (Cornell University)|May 13, 2011

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 12

ひとこと要約

この論文は、冷却された近接連星系の磁気的減速駆動型進化をモデル化し、磁化された風による角運動量損失が、P < 2 d の分離連星系の観測された周期分布を自然に説明することを示している。主な結果は、磁気的減速がW UMa型接触連星系の主な形成機構であることであり、初期周期が2–3 dの分離系が6–10 Gyrにわたり接触状態に進化することを示している。

ABSTRACT

A set of 27 evolutionary models of cool close binaries was computed under the assumption that their evolution is influenced by the magnetized winds. Initial periods of 1.5, 2.0 and 2.5 d were considered. For each period three values of 1.3, 1.1 and 0.9 solar mass were taken as the initial masses of the more massive components. Here the results of the computations of the first evolutionary phase are presented, which starts from the initial conditions and ends when the more massive component reaches its critical Roche lobe. In all considered cases this phase lasts for several Gyr. For binaries with the higher total mass and/or longer initial periods this time is equal to, or longer than the main sequence life time of the more massive component. For the remaining binaries it amounts to a substantial fraction of this life time. From the statistical analysis of models, the predicted period distribution of detached binaries with periods shorter than 2 d was obtained and compared to the observed distribution from the ASAS data. An excellent agreement was obtained under the assumption that the period distribution in this range is determined solely by the mass and angular momentum loss due to the magnetized winds. This result indicates, in particular, that virtually all cool detached binaries with periods of a few tenths of a day, believed to be the immediate progenitors of W UMa-type stars, were formed from detached systems with periods around 2-3 d and that magnetic braking is the dominant formation mechanism of cool contact binaries. It operates on the time scale of several Gyr rendering them rather old, with age of 6-10 Gyr. The results of the present analysis will be used as input data to investigate the subsequent evolution of the binaries, through the mass exchange phase and contact or semi-detached configuration till the ultimate merging of the components.

研究の動機と目的

• 冷却された近接連星系における磁気的減速の役割が、接触状態に至る進化に与える影響を調査すること。
• 磁気的減速のみが、周期が2 d未塔の分離連星系の観測された周期分布を再現できるかどうかを特定すること。
• このような系における質量転移およびロッシュ・ローブ・オーバーフローの発生スケールと条件を評価すること。
• 今後の質量交換および接触連星系の最終的合体に関する研究のための初期進化モデルを提供すること。

提案手法

• 初期周期が1.5、2.0、2.5日である冷却された近接連星系の27つの進化モデルを計算した。
• 磁化された風による角運動量損失（磁気的減速）を主なメカニズムとして用いた星の進化モデルを用いた。
• 質量の大きい側の初期質量を1.3、1.1、0.9 M☉とし、極端な質量比を避けるために補助星の質量を調整した。
• 原始主系列星から、質量の大きい側のロッシュ・ローブ・オーバーフロー（RLOF）の発生までを追跡した。
• 磁気的減速モデルの妥当性を確認するため、ASAS調査データと予測された分離連星系の周期分布を比較した。
• モデルの統計的分析を用いて、分離型母体から接触連星系がどのように形成されるかを推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 磁気的減速のみが、2日未塔の周期を有する観測された分離連星系の周期分布を説明できるか？
• RQ2 磁気的減速下での冷却された近接連星系におけるロッシュ・ローブ・オーバーフローのスケールはどの程度か？
• RQ3 初期質量と公軌道周期が、磁気的減速によって接触連星系が形成される際にどのように影響を及ぼすか？
• RQ4 非常に短い周期（P < 0.45 d）を有する接触連星系は一般的であるが、その範囲で分離型系はなぜまれなのか？
• RQ5 分離連星系からW UMa型接触連星系に至る進化経路は何か？

主な発見

• 磁気的減速のみが、ASASデータから導かれた、P < 2 d の分離連星系の観測された周期分布と非常に良好に一致する。
• 数分の1日程度の周期を有する冷却された分離連星系は、すべて初期周期が2–3 dの母体から磁気的減速を経て進化した可能性が高い。
• 分離状態から接触状態への段階は6–10 Gyrにわたり継続するため、接触連星系は通常、古くから存在する系であることが示唆される。
• 初期周期が2.5 d以上である系では、ロッシュ・ローブ・オーバーフローまでの時間が、質量の大きい側の主系列星の寿命を上回るため、赤超巨星段階での膨張がRLOFを引き起こす。
• 初期周期が1.5–2.0 dの系では、主系列星段階での進化中にRLOFに達し、ケースA質量転移を経て、周期が0.5 d未塔の接触系が急速に形成される。
• 最終的な進化状態は合体であり、質量転移が遅い場合に引き続き磁気的減速が継続することで、角運動量損失と釣り合う。