[論文レビュー] On the Origin of Subdwarf B Stars and Related Metal-Rich Binaries

Elizabeth M. Green, James Liebert+1 more|arXiv (Cornell University)|Dec 11, 2000

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、金属過剰な広い連星系における安定的Roche極限の流出によって、亜水平星B型（sdB）星が形成され、共通エンvelopeの過程を経ずに赤巨星の先端直前までエンベロープ剥ぎ取りが起こることを提案する。さらに、短周期sdB連星は不安定な質量移動後に共通エンvelopeの噴出を経て形成され、質量損失と共通エンvelope内での合体により、生存する主系列星の伴星が稀であることを説明している。

ABSTRACT

Mounting evidence from subdwarf B (sdB) stars in the galactic field and their recently discovered counterparts in old open clusters indicates that at least two thirds of local disk sdB stars are binaries. Our recent radial velocity survey showed that sdB binaries naturally divide into two groups with contrasting spectroscopic and kinematic properties. Those with detectable spectral lines from a cooler companion invariably have periods longer than a year, while very short period sdB's have essentially invisible companions. We derive typical orbital separations for the components of the composite spectrum sdB's from their velocities. The current systems must have been produced by Roche lobe overflow/mass transfer from low mass, metal-rich giants near the first red giant branch tip, without undergoing common envelope envolution. The same process should also occur at slightly lower red giant luminosities, producing a wide binary with a helium white dwarf instead of an sdB star. Most short period sdB's probably result from a common envelope following Roche lobe overflow of the initial secondary onto the white dwarf. Rare post-common envelope sdB + main sequence (MS) binaries also exist, but available data suggest that most such systems involving lower MS companions end up merging. The small and nearly identical masses of the two known MS survivors in short period sdB binaries imply that both components must have lost a large fraction of their initial mass in the common envelope process.

研究の動機と目的

• フィールド状態の亜水平星B型（sdB）星およびその連星伴星の起源を説明すること、特に観測された連星率と軌道的性質を解明すること。
• 理論的に予想される共通エンvelope後のsdB+主系列連星の存在頻度と、観測におけるその実際の稀少性との矛盾を解消すること。
• 複合スペクトルsdB連星と短周期sdB+主系列系の両方の進化経路を理解すること。
• 金属量と初期質量比が、安定的質量移動か共通エンvelope進化かを決定づける要因となるかを明らかにすること。
• sdB連星系における低質量伴星の進化的運命を明確にすること、特に、広範な調査にもかかわらずわずか2つの短周期sdB+主系列連星しか知られていない理由を解明すること。

提案手法

• 2年間にわたり19個の複合スペクトルsdB連星の径速度測定を実施し、軌道速度差を推定することで、軌道周期と分離距離を推定した。
• 一定角運動量（a(M₁ + M₂) = 定数）の仮定を適用し、現在のシステムパラメータに基づいて進化前の軌道分離距離を推定した。
• Eggleton（1983）の式を用いてRoche極限半径を計算し、最初の赤巨星分岐の先端における巨星半径と比較した。
• 金属過剰で低質量巨星を有する主系列連星系の進化シーケンスを、共通エンvelopeを経ずに質量移動が起こる条件でモデル化した。
• 特に深部対流エンベロープが発達した後に質量移動が不安定化した場合に、共通エンvelopeの噴出が発生する条件を評価した。
• sdB星（約0.5 M☉）および伴星（1.0–1.3 M☉）の観測された質量推定値を用い、初期質量比と進化経路を制約した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜローカルディスクのsdB星の少なくとも2/3が連星系に存在するのか、また長周期の複合スペクトル連星と短周期の共通エンvelope後の系との区別は何かを決定づける要因は何か？
• RQ2 金属過剰で低質量巨星において、共通エンvelope進化を誘発せずに安定的Roche極限の流出が可能となる物理的条件は何か？
• RQ3 初期質量関数がその形成を好むはずなのに、なぜ共通エンvelope後のsdB+主系列連星が観測上極めて稀なのか？
• RQ4 共通エンvelopeイベントにおいて主系列星の伴星が生存する条件は何か、なぜわずか2つのシステムしか知られていないのか？
• RQ5 短周期sdB+主系列連星の生存伴星の質量は、共通エンvelope段階における質量損失履歴とどのように関係しているのか？

主な発見

• 複合スペクトルsdB連星の軌道周期は平均3–4年であり、分離距離は540–650 R☉である。これは、共通エンvelopeの噴出を経ずに進化したことを示している。
• 前身巨星のRoche極限半径（155–185 R☉）は、最初の赤巨星分岐の先端における巨星半径と同等またはわずかに小さい。これは、Roche極限の流出が巨星の赤巨星分岐直前に発生したことを示している。
• 初期の第二星質量が1.0–1.3 M☉の金属過剰で広い連星系において、質量比が安定性の臨界値に近い場合、共通エンvelope進化を経ずに安定的質量移動が可能である。
• sdB+白色矮星連星の顕著な割合が、複合スペクトルsdB連星と同様の進化経路から形成される可能性があり、わずかに低い巨星の光度がヘリウム白色矮星の形成へとつながる。
• 広範な調査にもかかわらず、観測された共通エンvelope後のsdB+主系列連星がわずか2つであるという事実は、大多数の伴星が共通エンvelope段階で合体した可能性を示唆している。
• 既知の2つの食連星sdB+主系列連星の伴星質量は約0.14 M☉であり、これは非常に狭い質量範囲を示している。質量が大きすぎて合体を避けられず、小さすぎて共通エンvelope段階で生存できないが、適度な質量で生存可能である。これは、共通エンvelope段階で初期質量の大部分を失ったことを示している。