Astronomia

Quanto tempo dura um sistema estelar binário de supercontato?

Quanto tempo dura um sistema estelar binário de supercontato?


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Eu li recentemente sobre VFTS 352, um sistema estelar binário de supercontato onde ambas as estrelas têm massa aproximadamente igual. Todos os relatórios que li (em publicações de mídia de massa) disseram que o sistema tem um de dois destinos: ou as duas estrelas se fundirão ou se tornarão 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 de supercontato. Ele também diz que eles são frequentemente confundidos com envelopes comuns, que têm uma vida útil de meses a anos, e não tenho certeza de onde nesse espectro se encontra um supercontato (ou realmente qual é a diferença, já que a página para binários de contato diz eles compartilham um envelope, o que soa como a definição de um envelope comum). Também não tenho certeza se o fato de ambas as estrelas terem massa aproximadamente igual afeta a expectativa de vida.

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


Resposta curta: $ t lesssim 10 ^ 5 mathrm {anos} $ (pode ser)

Um "binário de supercontato" é apenas outra maneira de dizer "binário de envelope comum". As duas frases são exatamente iguais e é frustrante que os autores do artigo VFTS 352 tenham decidido criar sua própria convenção - como se as classificações astrofísicas não fossem confusas o suficiente!

Um binário de contato existe em escalas de tempo que dependem predominantemente da evolução estelar, então descobrir por quanto tempo um binário de contato existirá depende fortemente 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 massivo e o binário tem um período orbital inferior a 4 anos (separação de 2,5 UA). Para ter um evento de envelope comum, as estrelas devem ter sobrevoado seus lobos Roche. O raio para o lóbulo de Roche de massas de dois pontos é 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 *} Onde $ a $ é a separação. Para binários próximos, a tendência geral observada é uma alta proporção de massa $ q = M_2 / M_1 $. Então, se assumirmos $ q = 1 $, então $ r_L = 0,38a $. Portanto, para um binário com $ a <2,5 $ AU, begin {align *} r_L & lesssim 1 mathrm {AU} r_L & lesssim 215 R _ { odot} end {align *} Desde a $ q = 1 $ é um limite superior no raio do lóbulo de Roche. Agora, realizando algum rearranjo trivial da equação de luminosidade do corpo negro $ L = 4 pi sigma_ {SB} R ^ 2T ^ 4 $, nós achamos que 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 {equação *} Estrelas massivas normalmente têm luminosidade quase constante, então vamos escolher $ L approx10 ^ 5 L _ { odot} $. Por isso, begin {equation *} R approx 1 times10 ^ {10} bigg ( frac {1 mathrm {K}} {T} bigg) ^ 2 R _ { odot} end {equação *}

A estrela massiva precisa evoluir até que seu raio seja igual ao raio do lóbulo de Roche, então descobrimos que a estrela atinge a fase de envelope comum para begin {equation *} T gtrsim 7000 mathrm {K} end {equation *} Dando uma olhada em um diagrama de RH, esta estrela varia de cerca de $ 30000 mathrm {K} $ para $ 4000 mathrm {K} $ do ZAMS ao final da sequência principal. Assim, o primário gasta aproximadamente 3/4 de seu tempo na sequência principal, não na fase de envelope comum. Portanto, a fase de envelope comum deste binário dura, no máximo, 1/4 da vida útil total do primário, que é da ordem de $10^6$ anos. Assim, o limite superior para a escala de tempo de um evento de envelope comum com estrelas massivas com rotação insignificante é $ sim10 ^ 5 $ anos.

Observe que esta derivação não leva em consideração o efeito de protuberância que ocorre à medida que a separação diminui. Isso certamente diminuirá esse limite superior, mas não tenho certeza de quanto. Pode diminuir em 1 ano ou $ 10 ^ 5 mathrm {anos} $.

Os limites inferiores dessa escala de tempo são totalmente ambíguos e não são particularmente úteis em qualquer 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 de dois resultados possíveis: fusão, seguida, em última análise, por explosão de raios gama, ou separação permanente, supernovas separadas levando a buracos negros binários.

No segundo caso, as supernovas ocorrerão em 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 demorada em comparação com uma vida humana.


Nova luz de estrelas binárias

Após 29 anos de pesquisa, um astrônomo criacionista tem evidências observáveis ​​de que as estrelas não podem ter bilhões de anos.

Brilha, brilha, pouco. . . estrelas? A menos que você tenha vivido em uma caverna na última década, você ouviu falar sobre a popular competição de televisão Dançando com as estrelas. Todo mundo adora uma estrela. Mas as verdadeiras estrelas estão no céu noturno, e a maioria delas também tem um parceiro de dança.

Quando você olha fixamente para um ponto cintilante de luz no céu noturno, pode realmente estar olhando para um sistema de estrelas, não apenas uma. Sistemas de duas estrelas, estrelas binárias, orbitam um ao outro continuamente. Mais de 60% dos pontos únicos de luz que observamos à noite são sistemas estelares múltiplos. Alguns são três ou mais estrelas, mas esses grupos geralmente são instáveis. Como astrônomo estelar profissional, meu foco nos últimos 30 anos tem sido a observação e análise de estrelas binárias que eclipsam regularmente umas às outras (uma estrela passa periodicamente na frente da outra).

A variação no brilho aparente de uma estrela binária durante um eclipse revela detalhes úteis sobre ambas as estrelas, incluindo sua temperatura, atmosfera, geometria, massa e muito mais. Sem estrelas binárias, só poderíamos adivinhar qual é a natureza das estrelas! Descobrimos que eles são sóis semelhantes ao nosso, queimando nos céus!

Como criacionista que acredita que Deus criou o universo apenas alguns milhares de anos atrás, descobri que essas fascinantes estrelas dois em um lançam luz sobre outro aspecto de nosso vasto e misterioso universo. Essas estrelas devem ser jovens. . . uma descoberta que solapa as teorias do tempo profundo da evolução de estrelas binárias!


Ei, cara, ouvi dizer que você gosta de binários eclipsados, então coloquei um binário eclipsante em torno de seu binário eclipsante

Quando você olha para as estrelas no céu, elas aparecem sozinhas, cada uma separada da outra. Mas isso é uma ilusão trazida pela distância; na verdade, metade de todas as estrelas no céu são membros de múltiplos sistemas estelares. Binários, binários, até mesmo alguns com cinco ou seis estrelas, todos orbitando uns aos outros de maneiras complicadas.

Há uma classe especial de estrelas binárias chamadas binárias eclipsantes: Estas são estrelas cuja órbita vemos de lado (ou quase isso), de modo que, do nosso ponto de vista, vemos uma estrela bloqueando fisicamente a outra, então meia órbita depois nós o a segunda estrela bloqueia a primeira.

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Em geral, uma estrela é mais brilhante (chamada de primário) e o outro é mais escuro (o secundário) Durante o eclipse primário, quando a estrela mais brilhante é bloqueada pela mais fraca, a luz do sistema cai muito. Durante o eclipse secundário, quando o primário bloqueia o secundário, a luz não cai tanto. Então, quando você faz um gráfico da luz do sistema ao longo do tempo (o que os astrônomos chamam de curva de luz), há uma grande queda, depois uma menor e, em seguida, uma grande queda novamente e assim por diante.

Se você quiser ver isso em ação, há um miniaplicativo online que mostra duas estrelas orbitando e a quantidade de luz que você vê delas. Insira A para a primeira estrela e F para a segunda, e faça a distância de 4 raios solares (não se esqueça de clicar no botão "Inserir Valores"). Você verá como isso funciona claramente (nota: no sim, a estrela maior é mais brilhante, os valores de temperatura e tamanho são exibidos).

Estrelas como essa são astrofisicamente importantes! Podemos determinar as massas das estrelas a partir de seu período orbital, por exemplo, e porque estão essencialmente à mesma distância da Terra, a diferença de brilho entre as estrelas representa uma diferença real na luminosidade. Disto surgem muitas outras características físicas. Muitos astrônomos dedicam muito tempo a observá-los.

Um astrônomo, Pavel Cagaš, usou um telescópio particular de 30 centímetros em Zlín, uma cidade na República Tcheca, para observar as estrelas da constelação de Auriga. E oh meu, ele achou um interessante! É chamado de CzeV1640 (do catálogo de estrelas Variável tcheco também é chamado de UCAC4 591-028146 de um catálogo diferente) e mostra o que parece à primeira vista ser uma curva de luz binária eclipsante óbvia. Há uma grande queda, depois uma menor, e o padrão se repete.

Mas. Quando você olha para a curva com cuidado, não é tão suave. Há uma série de desvios nele, com diminuições adicionadas, mais perceptíveis na segunda metade da curva de luz.

Um gráfico de brilho versus tempo (uma 'curva de luz') mostrando os eclipses mútuos do CzeV1640. O brilho geral é mostrado no painel superior (exibido duas vezes para facilitar a análise). A curva apenas para CzeV1640A está na parte inferior esquerda e para CzeV1640B na parte inferior direita. Crédito: Pavel Cagas

O que está acontecendo aqui? O que Cagaš propôs é que não estamos vendo duas estrelas aqui, estamos vendo quatro. Na verdade, existem dois pares binários eclipsantes aqui, dois pares de estrelas binárias que, por sua vez, orbitam uma a outra. Isso é chamado de mul hierárquicosistema triplo.

Portanto, há um binário, chamado CzeV1640A (composto por duas estrelas que seriam CzeV1640 AA e AB), e outro chamado CzeV1640B (com as duas estrelas CzeV1640 Ba e BB). CzeV1640A tem estrelas mais brilhantes e cria o mergulho duplo primário visto no gráfico, enquanto CzeV1640B tem estrelas mais fracas, que criam os mergulhos menores adicionados. Vemos os eclipses de ambos os pares ao mesmo tempo, criando uma curva de luz estranha e confusa.

As duas estrelas que formam o CzeV1640A orbitam uma à outra a cada 0,55 dias, enquanto as estrelas que formam o CzeV1640B têm uma órbita de 0,84 dias. Essas são órbitas estreitas! Às vezes, quando as estrelas chegam a se fechar, sua gravidade mútua une seu material: elas acabam compartilhando suas camadas externas e formam uma estrela em forma de amendoim chamada de binário de contato. Neste caso, porém, as estrelas são separadas o suficiente em ambos os binários para serem chamadas destacado.

Veja bem, este é um artigo preliminar, então ainda há muitas perguntas. Quais são os tipos estelares reais das estrelas que compõem este sistema, (por exemplo, são massivas e azuis, ou de baixa massa e vermelhas, ou intermediárias como o Sol?), Quais são suas órbitas de fato e quanto tempo duram levar os dois binários para orbitar um ao outro?

Arte que descreve o nascimento de um sistema estelar quádruplo semelhante ao CzeV1640, com dois sistemas binários orbitando um ao outro. Crédito: Instituto de Astronomia / Universidade do Havaí

Eu me pergunto. Parece provável que essas estrelas todas formadas juntas formem a mesma nuvem de gás, uma vez que vemos os dois pares binários com suas órbitas de lado. Isso significa que vemos a órbita dos dois pares binários ao redor uns aos outros vantagem? Isso significa que os veríamos eclipsar um ao outro quando se alinhassem, e isso criaria uma confusão terrível de uma curva de luz. Eu adoraria ver isso!

A área do céu em torno de CzeV1640 (centro), mostrando que há várias estrelas aparentemente muito próximas a ele. Crédito: Skyview / DSS

Devo observar que, quando procurei uma imagem disso no Digitized Sky Survey, o céu faz parte de um nó relativamente estreito de outras estrelas. Diante disso, é possível que estamos vendo dois pares binários não relacionados que estão próximos um do outro. Eu não posso descartar isso. No entanto, Cagaš nota que a proporção dos dois períodos orbitais é próxima de 3: 2 (em outras palavras, 0,84 / 0,55 = 1,52). Às vezes, em sistemas gravitacionais, onde os objetos estão em órbita, você vê frações simples como esta. É chamado de ressonância e surge naturalmente à medida que todos os objetos interagem uns com os outros. Não tenho certeza de como isso funcionaria em um binário hierárquico, a menos que os dois pares de estrelas interajam entre si de alguma forma, mas isso parece improvável para mim. Pode ser coincidência, mas pode apontar para uma conexão mais profunda.

Como de costume, a descoberta de um objeto incomum apenas leva a mais perguntas. Eu ficaria fascinado em ver uma observação posterior deste par interessante e uma análise mais completa de suas órbitas e características físicas. Estrelas como essa podem ser raras, mas quando você tem uma galáxia com algumas centenas de bilhões de estrelas, você tem muitas chances de coisas raras acontecerem.


Classificações

Por métodos de observação

Estrelas binárias são classificadas em quatro tipos de acordo com suas propriedades observáveis. & # 919 & # 93 Qualquer estrela binária pode pertencer a várias dessas classes, por exemplo, vários binários espectroscópicos também são binários eclipsantes.

Binários visuais

UMA binário visual star é uma estrela binária para a qual a separação angular entre os dois componentes é grande o suficiente para permitir que sejam observados como uma estrela dupla em um telescópio. O poder de resolução do telescópio é um fator importante na detecção de binários visuais, e conforme os telescópios se tornam maiores e mais poderosos, um número crescente de binários visuais será detectado. O brilho das duas estrelas também é um fator importante, já que estrelas mais brilhantes são mais difíceis de separar devido ao brilho do que as estrelas mais fracas.

A estrela mais brilhante de um binário visual é o primário estrela, e o dimmer é considerado o secundário. Em algumas publicações (especialmente as mais antigas), um tênue secundário é chamado de vem se as estrelas têm o mesmo brilho, o descobridor "escolhe" a primária. & # 9110 & # 93 O ângulo de posição do secundário em relação ao primário é medido, junto com a distância angular entre as duas estrelas. O tempo de observação também é registrado. Após um número suficiente de observações serem registradas durante um período de tempo, elas são plotadas em coordenadas polares com a estrela primária na origem, e a elipse mais provável é desenhada através desses pontos de forma que a lei Kepleriana das áreas seja satisfeita. Esta elipse é conhecida como elipse aparente, e é a projeção da órbita elíptica real do secundário em relação ao primário no plano do céu. A partir dessa elipse projetada, os elementos completos da órbita podem ser calculados, com o semieixo maior sendo expresso em unidades angulares, a menos que a paralaxe estelar e, portanto, a distância do sistema seja conhecida. & # 9111 & # 93

Binários espectroscópicos

UMA estrela binária espectroscópica é uma estrela binária em que a separação entre as estrelas é geralmente muito pequena e a velocidade orbital muito alta. A menos que o plano da órbita seja perpendicular à linha de visão, as velocidades orbitais terão componentes na linha de visão e a velocidade radial observada do sistema irá variar periodicamente. Uma vez que a velocidade radial pode ser medida com um espectrômetro, observando o deslocamento Doppler das linhas espectrais das estrelas, os binários detectados dessa maneira são conhecidos como binários espectroscópicos. A maioria deles não pode ser resolvida como um binário visual, mesmo com telescópios do mais alto poder de resolução existente.

Em alguns binários espectroscópicos, os espectros de ambas as estrelas são visíveis e as linhas são alternadamente duplas e simples. Essas estrelas são conhecidas como binários de linha dupla. Em outros, o espectro de apenas uma das estrelas é visto e as linhas no espectro mudam periodicamente para o azul, depois para o vermelho e vice-versa. Essas estrelas são conhecidas como binários espectroscópicos de linha única.

A órbita de um binário espectroscópico é determinada fazendo uma longa série de observações da velocidade radial de um ou mais componentes do binário. As observações são plotadas em função do tempo e, a partir da curva resultante, um período é determinado. Se a órbita for circular, a curva será uma curva seno. Se a órbita for elíptica, a forma da curva dependerá da excentricidade da elipse e da orientação do eixo maior em relação à linha de visão.

É impossível determinar individualmente o semi-eixo maior uma e a inclinação do plano orbital eu. No entanto, o produto do semieixo maior e o seno da inclinação (ou seja, uma pecado eu) pode ser determinado diretamente em unidades lineares (por exemplo, quilômetros). Se algum uma ou eu pode ser determinada por outros meios, como no caso de binários eclipsados, uma solução completa para a órbita pode ser encontrada. & # 9112 & # 93

Binários eclipsados

Um binário eclipsante, com uma indicação da variação de intensidade. & # 9113 & # 93 & # 9114 & # 93

A eclipsando estrela binária é uma estrela binária em que o plano orbital das duas estrelas fica tão próximo da linha de visão do observador que os componentes sofrem eclipses mútuos. No caso em que o binário também é um binário espectroscópico e a paralaxe do sistema é conhecida, o binário é bastante valioso para a análise estelar. & # 9115 & # 93

Na última década, a medição dos parâmetros fundamentais dos binários eclipsados ​​tornou-se possível com telescópios de classe de 8 metros. Isso torna viável usá-los como velas padrão. Recentemente, eles têm sido usados ​​para fornecer estimativas de distâncias diretas para o LMC, SMC, Galáxia de Andrômeda e Galáxia do Triângulo. Os binários eclipsantes oferecem um método direto para medir a distância até as galáxias com um novo nível aprimorado de 5% de precisão. & # 9116 & # 93

Binários em eclipse são estrelas variáveis, não porque a luz dos componentes individuais varie, mas por causa dos eclipses. A curva de luz de um binário eclipsante é caracterizada por períodos de luz praticamente constante, com quedas periódicas de intensidade. Se uma das estrelas for maior do que a outra, uma será obscurecida por um eclipse total, enquanto a outra será obscurecida por um eclipse anular.

O período da órbita de um binário eclipsante pode ser determinado a partir de um estudo da curva de luz, e os tamanhos relativos das estrelas individuais podem ser determinados em termos do raio da órbita, observando a rapidez com que o brilho muda conforme o disco de a estrela próxima desliza sobre o disco da estrela distante. Se for também um binário espectroscópico, os elementos orbitais também podem ser determinados, e a massa das estrelas pode ser determinada com relativa facilidade, o que significa que as densidades relativas das estrelas podem ser determinadas neste caso. & # 9117 & # 93

Binários astrométricos

A binário astrométrico star é uma estrela binária para a qual apenas uma das estrelas componentes pode ser observada visualmente. A posição da estrela visível é medida cuidadosamente e detectada uma oscilação, devido à influência gravitacional de sua contraparte. A posição da estrela é medida repetidamente em relação a estrelas mais distantes e, em seguida, verificada por mudanças periódicas de posição. Normalmente, esse tipo de medição só pode ser realizado em estrelas próximas, como aquelas dentro de 10 parsecs. As estrelas próximas costumam ter um movimento próprio relativamente alto, então os binários astrométricos parecerão seguir um caminho sinusoidal pelo céu.

Se a companheira for suficientemente massiva para causar uma mudança observável na posição da estrela, então sua presença pode ser deduzida. A partir de medições astrométricas precisas do movimento da estrela visível durante um período de tempo suficientemente longo, podem ser determinadas informações sobre a massa da companheira e seu período orbital. & # 9118 & # 93 Mesmo que o companheiro não seja visível, as características do sistema podem ser determinadas a partir das observações usando as leis de Kepler. & # 9119 & # 93

Este método de detecção de binários também é usado para localizar planetas extrasolares orbitando uma estrela. No entanto, os requisitos para realizar esta medição são muito exigentes, devido à grande diferença na relação de massa e ao período tipicamente longo da órbita do planeta. A detecção de mudanças de posição de uma estrela é uma ciência muito exigente e é difícil obter a precisão necessária. Os telescópios espaciais podem evitar o efeito de desfoque da atmosfera da Terra, resultando em uma resolução mais precisa.

Por configuração do sistema

Outra classificação é baseada na distância das estrelas, em relação aos seus tamanhos: & # 9120 & # 93

Binários desanexados são um tipo de estrelas binárias onde cada componente está dentro de seu lóbulo Roche, ou seja, a área onde a atração gravitacional da própria estrela é maior do que a do outro componente. As estrelas não têm grande efeito umas sobre as outras e essencialmente evoluem separadamente. A maioria dos binários pertence a esta classe.

Estrelas binárias semi-destacadas são estrelas binárias em que um dos componentes preenche o lóbulo de Roche da estrela binária e o outro não. O gás da superfície do componente de enchimento do lóbulo Roche (doador) é transferido para a outra estrela (acumulador). A transferência de massa domina a evolução do sistema. Em muitos casos, o gás que entra forma um disco de acreção ao redor do acumulador. Exemplos deste tipo são binários de raios-X e estrelas variáveis ​​cataclísmicas.

UMA contato binário é um tipo de estrela binária em que ambos os componentes do binário preenchem seus lobos Roche. A parte superior das atmosferas estelares forma um envelope comum que envolve ambas as estrelas. Como o atrito do envelope freia o movimento orbital, as estrelas podem eventualmente se fundir. & # 9121 & # 93


Talk: sistema binário

Imagine que você acabou de topar com este artigo do lado de fora. Pode dar a impressão de um debate democrático, mas e as pessoas que procuram um fonte de informação? A Wikipedia é apenas mais uma sala de bate-papo? Por que não deixar essa discussão para a página de discussão e evitar essas tags patéticas?

Na verdade, eles não órbita uns aos outros, eles giram em torno de seu "centro de peso" comum & lt- como se diz isso em inglês?

Tudo corpos em órbita o fazem em torno de um centro de peso comum. Isso é uma órbita. Derek Balsam 15:15, 25 de agosto de 2006 (UTC)

Essa tabela de sistemas binários conhecidos parece indicar que os únicos sistemas conhecidos são os dois listados ali. Além disso, é muito curto para ter alguma utilidade. Existem muitos pontos interessantes que poderiam ser discutidos quando se trata de sistemas binários, como transferência de massa entre as estrelas e órbitas de envelope comuns. Já se passou muito tempo desde que li sobre isso para que eu pudesse escrever sobre isso, mas definitivamente deveria fazer parte do artigo. Amaurea 01:57, 13 de dezembro de 2005 (UTC)

O resultado da proposta foi sem fusão.

Eu proponho uma fusão do planeta Duplo. Planeta duplo é o termo informal. --Md84419 07:59, 25 de agosto de 2006 (UTC)

Edição de pesquisa

  • Opor planeta duplo é um artigo considerável, iria inundar isso completamente. 132.205.44.134 03:08, 4 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor - A fusão proposta combinaria vários tópicos de forma inadequada, e a maioria dos artigos em questão deveriam permanecer artigos separados. George J. Bendo 11:14, 6 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor - Concorde com o acima. - RJH (conversa) 17:47, 6 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor por todos os itens acima. Nick Mks 18:13, 8 de setembro de 2006 (UTC)

Edição de conclusão de consenso

As duas semanas se passaram, o consenso é opor. Nick Mks 09:33, 9 de setembro de 2006 (UTC)

A discussão acima é preservada como um arquivo da proposta. Por favor, não o modifique. Os comentários subsequentes devem ser feitos em uma nova seção nesta página de discussão. Nenhuma outra edição deve ser feita nesta seção.

O resultado da proposta foi sem fusão.

Eu proponho uma fusão do asteróide binário. Sistema binário é o termo mais genérico e a página do asteróide é um esboço. --Md84419 07:59, 25 de agosto de 2006 (UTC)

Edição de pesquisa

  • Opor - A fusão proposta combinaria vários tópicos de forma inadequada, e a maioria dos artigos em questão deveriam permanecer artigos separados. George J. Bendo 11:14, 6 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor - Concorde com o acima. - RJH (conversa) 17:47, 6 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor por todos os itens acima. Nick Mks 18:13, 8 de setembro de 2006 (UTC)

Edição de discussão

Que tal fundir a estrela binária também, ou pelo menos dar uma breve descrição disso em uma seção? Patrickov 02:21, 2 de setembro de 2006 (UTC)

  • Na verdade, não vejo muito sentido neste artigo (isto é, sistema binário (astronomia)), exceto como uma página de desambiguação. Em vez de tentar mesclar tudo em uma bagunça superdimensionada, deixe os tópicos separados separados e vincule-os a partir daqui. Síndrome do caos 19:53, 4 de setembro de 2006 (UTC)

Edição de conclusão de consenso

As duas semanas se passaram, o consenso é opor. Nick Mks 09:35, 9 de setembro de 2006 (UTC)

A discussão acima é preservada como um arquivo da proposta. Por favor, não o modifique. Os comentários subsequentes devem ser feitos em uma nova seção nesta página de discussão. Nenhuma outra edição deve ser feita nesta seção.

O resultado da proposta foi sem fusão.

Este é o único artigo que logicamente deve ser mesclado neste artigo. Mas deveria ser mesclado? 132.205.44.134 03:11, 4 de setembro de 2006 (UTC)

Edição de pesquisa

  • Opor - A fusão proposta combinaria vários tópicos de forma inadequada, e a maioria dos artigos em questão deveriam permanecer artigos separados. George J. Bendo 11:14, 6 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor - Concorde com o acima. - RJH (conversa) 17:47, 6 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor por todos os itens acima. Nick Mks 18:13, 8 de setembro de 2006 (UTC)

Edição de dissolução

  • Em vez de mesclar, sugiro transformar o binário de contato em uma página de desambiguação e criar o binário de contato (asteróide) para lidar com o tópico de asteróides binários de contato. O tópico merece um tratamento muito mais amplo do que é oferecido atualmente. Síndrome do caos 19:48, 4 de setembro de 2006 (UTC)

Edição de conclusão de consenso

As duas semanas se passaram, o consenso é opor. No entanto, incorporarei a sugestão na discussão. Nick Mks 19:55, 19 de setembro de 2006 (UTC)

A discussão acima é preservada como um arquivo da proposta. Por favor, não o modifique. Os comentários subsequentes devem ser feitos em uma nova seção nesta página de discussão. Nenhuma outra edição deve ser feita nesta seção.

O resultado da proposta foi sem fusão.

Edição de pesquisa

  • Opor A estrela binária é um artigo longo. Uma seção aqui deve conter informações de estrelas binárias. 132.205.44.134 03:07, 4 de setembro de 2006 (UTC)
  • Oponha-se fortemente. A estrela binária é um tópico importante que merece um tratamento completo. Síndrome do caos 19:40, 4 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor - A fusão proposta combinaria vários tópicos de forma inadequada, e a maioria dos artigos em questão deveriam permanecer artigos separados. George J. Bendo 11:14, 6 de setembro de 2006 (UTC)
  • Opor - A estrela binária é um tópico rico e interessante por si só. Não se beneficiaria de uma fusão com esta página. Minha preferência seria ter um breve parágrafo com um link do artigo principal para a página da estrela binária. - RJH (conversa) 14:19, 6 de setembro de 2006 (UTC)
  • Oponha-se fortemente por todos os itens acima. Por favor, oh, por favor, não deixe este artigo ser vítima do frenesi de Plutão também. Nick Mks 18:13, 8 de setembro de 2006 (UTC)

Edição de discussão

A estrela binária foi um artigo em destaque, o que significa que já está em um estado "satisfatório". A mesclagem proposta impactaria severa e negativamente o artigo, por isso não deve ser executada. George J. Bendo 11:19, 6 de setembro de 2006 (UTC)

Edição de conclusão de consenso

As duas semanas se passaram, o consenso é opor. Nick Mks 19:54, 19 de setembro de 2006 (UTC)

A discussão acima é preservada como um arquivo da proposta. Por favor, não o modifique. Os comentários subsequentes devem ser feitos em uma nova seção nesta página de discussão. Nenhuma outra edição deve ser feita nesta seção.

Alguém pode fornecer uma justificativa para explicar por que podemos usar esta imagem no artigo. Não vejo como seu uso atual se encaixa nos termos da caixa de uso justo na imagem. Síndrome do caos 19:45, 4 de setembro de 2006 (UTC)

Talvez simplesmente use a imagem do artista de alguma página da NASA? - 83.144.95.66 13:44, 17 de junho de 2007 (UTC)

Este artigo é sobre binário astronômico sistemas em geral, há um artigo sobre binário estrelas em particular, com muitos detalhes sobre binários próximos. Talvez a seção sobre [estrelas] binárias próximas deva ser omitida deste artigo, pois ela se duplica ou se sobrepõe à estrela binária. Este artigo pode ser restrito à dinâmica dos sistemas binários gerais, talvez com uma menção ao problema dos n-corpos (links de "sistema múltiplo" aqui). Pol098 () 16:47, 19 de fevereiro de 2015 (UTC)

Eu concordo com seu raciocínio. Este artigo deve ser sobre a dinâmica em geral, mas atualmente não diz basicamente nada sobre isso (na verdade, não diz muito mais do que o que está na seção de estrelas binárias próximas. Além disso, não há nenhuma seção sobre estrelas binárias próximas nesse artigo. --JorisvS () 17:27, 19 de fevereiro de 2015 (UTC)

Acabei de modificar um link externo no sistema binário. Por favor, reserve um momento para revisar minha edição. Se você tiver alguma dúvida ou precisar que o bot ignore os links ou a página, visite este FaQ simples para obter informações adicionais. Fiz as seguintes alterações:

Quando terminar de revisar minhas alterações, defina o verificado parâmetro abaixo para verdadeiro ou fracassado para que outros saibam (documentação em <> ).

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O próximo alvo da New Horizons é uma relíquia binária do antigo sistema solar?

Em 14 de julho de 2015, a espaçonave New Horizons passou por Plutão a uma velocidade relativa de quase 14 quilômetros por segundo, dando à humanidade seu primeiro close-up do mundo distante e gelado.

Nessa velocidade, não havia esperança de desacelerar a New Horizons, pois teria que transportar uma quantidade imensa de combustível para fazer isso, e não temos a capacidade técnica para lançar tanta massa para Plutão. Além disso, levaria muito mais tempo para chegar a Plutão e demorou quase uma década!

Mais Bad Astronomy

Mas isso também significa que a espaçonave ainda está se afastando da Terra, rumando para o espaço interestelar. Não está lá, mas atualmente está passando pelo Cinturão de Kuiper, uma região em forma de rosca distante do Sol e dominada por corpos gelados muito parecidos com o próprio Plutão. A maioria é pequena, mas alguns têm centenas de quilômetros de diâmetro.

Essa era uma oportunidade boa demais para ser deixada de lado. Os astrônomos procuraram por qualquer objeto do cinturão de Kuiper próximo à trajetória da espaçonave e, depois de usar o Hubble, encontraram um: chamado 2014 MU69, era um alvo perfeito. Provavelmente um pedaço antigo do sistema solar remanescente de sua formação, era acessível usando um pouco do que restou do combustível da espaçonave. A correção de curso foi feita e a New Horizons ultrapassará MU69 em 1º de janeiro de 2019, passando a apenas 10.000 km dele.

Mas um encontro tão próximo significa que mais informações devem ser conhecidas. Quão grande é isso? Existem anéis ou luas ao seu redor que possam ser um perigo durante o sobrevôo?

Animação da estrela piscando quando MU69 passou na frente dela. Estes são os dados reais do evento, o tempo entre os quadros é de 0,2 segundos. Crédito: NASA / JHUAPL / SwRI / Emily Lakdawalla

Para descobrir isso, a equipe da New Horizons enviou duas dúzias de telescópios para a América do Sul para observar uma ocultação prevista de uma estrela por MU69. Em 17 de julho de 2017, cinco dos telescópios viram a estrela desaparecer por uma fração de segundo.

Como sabemos a velocidade com que o MU69 está se movendo em relação às estrelas de fundo, por quanto tempo a estrela piscou nos diz quão largo é o MU69 conforme visto por aquele telescópio. Mas há mais: como escrevi em um post anterior, organizar os telescópios a muitos quilômetros de distância em uma linha norte-sul permitiu uma estimativa da forma do objeto a ser obtida também.

That wasn’t released at the time, but now New Horizons Principal Investigator Alan Stern has revealed it on his blog. and. apparently, MU69 may be a binary object!

As MU69 passed in front of a star, it blocked the light, casting a shadow on Earth billions of kilometers away. Each telescope saw the star passing behind a different part of the object, allowing astronomers to roughly trace its shape. Credit: NASA/JHUAPL/SwRI/Alex Parker

The way the star blinked out from different locations makes sense if MU69 is not a single round object, but instead two roughly round objects, either orbiting one another as a close binary system or touching each other in what’s called a contact binary. We’ve seen both of these types of objects before and, in fact, it’s common to see this in asteroids and comets (67P/Chuyurmov-Gerasimenko, the comet visited by the Rosetta spacecraft, is a contact binary).

If this is the case, the two objects making up MU69 are about 20 and 18 km across. That’s a little bit like Pluto and its large moon, Charon, in fact the moon is about half the size of Pluto. We think Charon formed after a massive impact blew debris from Pluto into space, and it coalesced into the moon. Perhaps something similar happened with MU69. Another, perhaps more likely, scenario is a slow speed collision between two objects caused them to stick, or at least lose enough energy to become bound gravitationally to form a binary.

The icy object 2014 MU69 may be a binary, or even a contact binary, a double-lobed worldlet. Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute/Alex Parker

To be honest, we don’t know that much about objects this far away they’re small and incredibly distant. MU69 is currently well over six bilhão km away from Earth, and the faintest star you can see with your naked eye is 15 million times brighter! It’s hard to learn a lot about such an object unless you go there.

So, that’s what we’re doing. Right now, the New Horizons spacecraft is in hibernation to conserve energy, but engineers will wake it up this fall to tweak its path, then put it back to sleep until summer 2018. After that, it’ll wake up and start prepping for the encounter with MU69. And then, on New Year’s Day 2019, humanity will get its first close up look at primordial object from the earliest days of the our solar system.

Or, as seems likely now, dois primordial objects! What will we see?


Binary star

I will just skim the foam off this one---nice question.

Indeed close binary pairs do compromise each other's integrity.
Why shouldnt they.

Between the earth and moon there is a zero-gravity point
and likewise between two stars.
And one star can expand in a red giant stage to where its outer envelope of ionized gas touches this zero gravity point

and the expanded star can begin to flow material over to the more compact star.

Its great! Type Ia supernovas theoretically can occur this way---at the small compact partner which is receiving matter from its giant partner.

And ordinary novas too----Labguy has discussed this at least once so let him confirm or correct.

Stars even merge! A certain kind of merger is believed responsible for at least some of the observed gamma bursts.

When a red giant is feeding matter to a white dwarf partner the giant is distorted by the common gravitational field. It is no longer spherical.

At some point it may be better not to think of a binary system as two separate stars but as a collective distribution of mass that has two maxima. The center of mass is between the two and is found the same way with any other distribution of mass----roughly speaking a kind of average.

Maybe others will add detail. Always nice questions, wolram---combination of simple and evocative---always seem to lead somewhere. Good at it.

Marcus covered most of the bases, but on some sites, and books, you will get more detail about when binary stars can and can't exchange material. As with a Type Ia supernova, Marcus explained that material is "transferred" from a (usually) red giant to a white dwarf. When that dwarf passes its Chandrasekhar massa (we don't use the word "limit" much anymore.. ), it posso become a Type Ia or Type Ib supernova, depending on chemical composition. Most white dwarfs would ignite the outer layers by fusion and become a "regular" nova, not a supernova.

BUT, that is not what you asked. You asked about contact binary stars, which takes in a few more factors. For any mass transfer, one or both stars in a binary system must expand its outer layers (atmosphere) beyond its Roche Lobe limit. There are millions of binary stars that cannot do this due to orbital distance and mass. The Roche Lobe of a star is dependant on the mass and orbital distance of both stars. It is the limit (distance) from either star, where the star's atmosphere has extended/swolen to where the gravitational pull of the companion has as much effect on the gasses as does the expanding star. Basically, it is just the place where the "gravity-point" effecting the gasses (either star) is equal. I am sure that you have seen some of the "artist's conceptions" showing a large, egg shaped star spilling matter in a stream to the companion. This will happen in close binary systems. Also, if the orbit of either star is too elliptical (eccentric), this transfer effect will not happen at all, or only happen sporadically when the stars are at the closest point in orbit. This last description is what sometimes happens in a nova that repeats in regular intervals. Quite a few stars are known to go nova at repeated and equal time intervals.

A mass transfer as Marcus described for a Type Ia (or b) supernova only involves mass transfer in one direction from the giant to the white dwarf. The red giant's mass/size has reached the point where the gravity of the dwarf pulls matter through the Roche Lobe point onto the dwarf. All stars have a "Roche Limit", but transfer of matter through the Roche Lobe will only happen in binary star systems. Also, this "point of transfer" can only happen at the large star's L1, or inner Lagrangian point. This method of mass transfer occurs in many binary systems, but in common-usage terms, this still does not fit the description of contact binaries. In "contact binaries", both stars must have "atmospheres", which rules out any type of stellar remnant, or core, such as a white dwarf. Contact binaries are usually described as a situation where (a) the orbits are very close, therefore short period orbits and (b) where both stars have extended atmospheres beyond their Roche Lobes (limits), and material from both stars is intermixed. The center of gravity of such a system would be a common center of mass and would be no different than one calculated for any two orbiting bodies, This process will continue and increase until the stars eventually merge into one, larger star, very mixed up and unstable if the combined mass is high. In this case, sometimes the new, larger star will complete the evolution as a single star and may have enough mass to become a Type II supernova, not Type I.

Of course, now that I have typed this all out, you will find out several other (special) cases where stellar remnants, like neutron stars, can also qualify as contact binaries. It is the "merger" (collision?) of neutron stars, and maybe occassional black holes, that are thought to be the source of the huge energy release of gamma ray bursts. Hope some of this helped, but there are always exceptions to the rules or generalizations, especially if I type them.

This site has a good summary of binary types and a cool computer simulation you can run, near the bottom of the page:


História

The observations of binary stars began with the invention of the telescope, with the first known recordings in the 17th century. Giovanni Battista Riccioli discovered in 1650 that Mizar was actually a binary. Christiaan Huygens found that that Theta Orionis was actually three stars in 1656, Robert Hooke made the same observation about Gamma Arietis in 1664, while in 1685 Father Fontenay observed that the star Acrux was really a binary pair. [9]

William Herschel was the first person to coin the term binary star. He defined the term in 1802 as:

The union of two stars, that are formed together in one system, by the laws of attraction. [10]

Herschel began his observation of binaries in 1779. The result was a cataloging of over 700 double stars systems as recorded in his book Catalogue of 500 new Nebulae . and Clusters of Stars with Remarks on the Construction of the Heavens in 1802. By the next year, he concluded that these double stars must be binary systems. [11] It was not until 1827 though that an actual orbit of a binary star system was calculated. This was completed by Félix Savary of the star Xi Ursae Majoris. Today over 100,000 binary star systems have been cataloged, although the actual orbits of only a few thousand of these are known, with some cataloged stars possibly being only optical binaries. [12]


Do Stars Within A Galaxy Touch One Another?

Many body problems with contact forces, like grains of sand on a beach, are quite hard to solve satisfactorily with a computer. Is there a similar problem with galaxies where the stars are in gravitational contact, and could that be a factor in the problem with the galactic rotation curves not turning out as expected?

The largest NASA Hubble Space Telescope image ever assembled, this sweeping bird's-eye view of a . [+] portion of the Andromeda galaxy (M31) is the sharpest large composite image ever taken of our galactic next-door neighbor. Though the galaxy is over 2 million light-years away, the Hubble telescope is powerful enough to resolve individual stars in a 61,000-light-year-long stretch of the galaxy's pancake-shaped disk. It's like photographing a beach and resolving individual grains of sand. Image credit: NASA, ESA, J. Dalcanton, B.F. Williams, and L.C. Johnson (University of Washington), the PHAT team, and R. Gendler

Grains of sand are still pretty tricky to model as convincing-looking sand. And as much as we use grains of sand as a metaphor for the number of stars in a galaxy, stars and sand can be a pretty poor comparison if you take the metaphor too far. Galaxies may appear to be solid objects in our skies, with tightly packed clusters of stars, but in fact, galaxies contain huge amounts of empty space. The problem is that for most galaxies, we don’t have the observing power required to distinguish the individual stars, and so the stellar multitudes blur their light together.

If we start to look around within our own galaxy - for instance around our own solar system - we can get a handle on just how much empty space we’re dealing with. Our Sun lives about two thirds of the way out from the center of our galaxy, so while we’re certainly not in the densest part of a galaxy, we’re by no means in a particularly vacant neighborhood either. The nearest stars to us, Alpha Centauri and Proxima Centauri, are 4 light years away. And looking at the diagram, you can see that that 4 light year distance is about as closely packed as the stars get in our neck of the galactic woods.

A diagram of Earth’s location in the Universe, in the Solar Interstellar Neighborhood. Image credit: . [+] Andrew Z. Colvin, CC A-SA 3.0

Now, Alpha Centauri raises an interesting point - Alpha Centauri is actually two stars. This is not uncommon in a galaxy. The two stars orbit each other as a binary system, and those two stars together travel around the galaxy’s core. However, the two stars are really not very close to each other at all. The two stars in Alpha Centauri are typically somewhere between 1 billion miles and three billion miles apart. That’s enough space to fit at least half our solar system between the two stars. At their narrowest, the two stars are separated by the distance between the Sun and Saturn.

The two bright stars are (left) Alpha Centauri and (right) Beta Centauri. The faint red star in the . [+] center of the red circle is Proxima Centauri. Image credit: Wikimedia user Skatebiker, CC A-SA 3.0

Contact binaries between stars - where the surfaces of the two stars are actually touching - do exist. Stars are not solid objects, like grains of sand, so instead of wobbling unstably against each other’s surfaces, their atmospheres are pulled together into an irregular, double-lobed star blob. Contact binary stars are relatively rare. Not because it’s so hard to have two stars so close together, but because this is a very unstable arrangement, and is likely to rapidly morph into a single star, or to violently detonate itself in some kind of supernova.

This artist’s impression shows VFTS 352 — the hottest and most massive double star system to date . [+] where the two components are in contact and sharing material. The two stars in this extreme system lie about 160 000 light-years from Earth in the Large Magellanic Cloud. This intriguing system could be heading for a dramatic end, either with the formation of a single giant star or as a future binary black hole. Image credit: ESO/L. Calçada

The main force governing the behavior and orbits of stars around the galaxy’s core is plain old gravity. Your typical wide binary stars do not dominate the population of stars in the galaxy, and contact binaries, as the most extreme type of binary, are even less common, and not expected to stick around long enough to really change the galaxy as a whole. If the orbits of stars around the center of the galaxy look weird, and we can rule out other stars causing perturbations to their behaviors, the rotation curves of galaxies must look odd for another reason. Dark matter surrounding the galaxies, adding additional mass to the galaxy, and changing the shape of the gravitational distortion that each galaxy sits within, fits our requirements the best.


3 Discussions and conclusions

The orbital periods of 7 AF-type short-period NCBs are studied based on the analysis of their O–C observations. The secular period decreases of all systems are discovered and the decrease rate of each system is determined. This kind of change in the period is very typical for some NCBs, other example such as CN And ( Samec et al. 1998a), FT Lup ( Lipari & Sisteró 1986), RT Scl ( Duerbeek & Karimie 1979), AK CMi ( Samec, McDermith & Carrigan 1995), V1010 Oph ( Lipari & Sisteró 1987), AG Phe ( Cerruti 1994), and others also show such kind of period variation. The period of XZ CMi shows some complex variations, a possible periodic change is found to superpose on the long-time decrease. The periodic variation can be explained either by the light-time effect via the presence of an assumed third body or by the variation of the gravitational quadruple momentum via magnetic activity cycles of the cool components.

By the analysis of the photoelectric data with Russell model, a large amount of third light in XZ CMi was proposed by Wilson (1966) and was later confirmed by Rafert (1990) with the Wilson–Devinney method. Those results suggest that XZ CMi may be a truly triple system, which is in agreement with the period change of the system. In Section 2.3, orbital parameters of the third body are determined and are shown in Table 3. Rafter's photometric solution showed that the amount of third light is eu3= 0.17 ± 0.03 for the V light curve and eu3= 0.11 ± 0.04 for the B light curve in units of total flux of the system. If the third body is a main-sequence star, the parameters listed in Table 3 indicate that the orbital inclination of the third body should be very small (eu′ < 15°), which is much smaller than that of the eclipsing pair . If this is in the case, we can conclude that the third body is captured by the eclipsing binary star. The triple system is not like planetary systems (and galaxies) as formed by contracting spinning gaseous clouds. The situation of XZ CMi is the same as that of the Algol-type eclipsing binary system S Equ ( Qian & Zhu 2002a). However, as that discussed by Qian & Zhu (2002a), third light may be the result of a numerical artefact in the solution of W-D code, since it is usually strongly correlated with many parameters. To check the presence of the third body, new photometric and spectroscopic observations and a careful analysis of those data are required.

The rates of the period decrease (dP/dt) of the present studied systems are listed in the fourth column of Table 5. Also shown in the same column are the period decrease rates for other NCBs collected from literatures, which are listed in the order of orbital period increasing. Of the 21 sample stars, the range of orbital period is from para with a mean value at . Those listed in the second column of this table are the mass ratio of the sample stars. No photometric and spectroscopic studies of V473 Cas were published. The mass ratio of VW Boo was given by Rainger, Bell & Hilditch (1990), and those of BE Cep, GR Tau, CN And, UU Lyn, FT Lup, BV Eri, RT Scl, AK CMi, XZ CMi, BO Peg, RS Ind, RU Eri, BF Vir, V1010 OPh, AV Hya, BL And, AG Phe, V388 Cyg and TT Her were from Samec et al. (1999), Lázaro et al. (1995), Van Hamme et al. (2001), Yamasaki et al. (1983), Lipari & Sisteró (1986), Gu (1999), Hilditch & King (1986), Samec et al. (1998b), Terrell et al. (1994), Yamasaki & Okazaki (1986), Marton et al. (1990), Nakamura et al. (1984), Russo & Sollazzo (1981), Leung & Wilson (1977), Qian et al. (2000), Kaluzny (1985), Cerruti (1996), Young et al. (2001) and Milano et al. (1989), respectively.

Orbital period decrease ratesdP/dtfor some NCBs.

Orbital period decrease ratesdP/dtfor some NCBs.

The sample stars can be divided into four groups: (1) semidetached systems (e.g. RT Scl, V388 Cyg, and TT Her) that have their primary components filling the critical Roche lobe (2) semidetached ones with lobe-filling secondary components (e.g. CN And, RS Ind, BF Vir and AV Hya) (3) systems with both components nearly close to the critical Roche lobe (e.g. RU Eri and UU Lun) and (4) the remaining group with both components in marginal contact (e.g. VW Boo, FT Lup and BL And). However, it should be noted here that for some NCBs their configurations are difficult to determined exactly. A given system can be divided into several groups and different investigators usually obtain different configurations even by using the same data. This may be caused by the photometric disturbances and asymmetries on the light curve via mass and energy transfer between the components.

The dP/dt of the NCBs are displayed graphically against P in Fig. 11 where diamonds refer to systems [usually members of groups (1) and (4)] that displayed evidence for primary to secondary mass transfer (PSMT), which is indicated by a primary-filling configuration or by a hotspot on the secondary, and solid dots refer to other systems. For systems belonging to groups (2) and (3), the period decrease may not be reasonably explained by mass transfer between the components. The primary components of the NCBs are usually A- and F-type, while the secondary ones are G- or K-type cool stars. The period decreasing may result from angular momentum loss (AML) via magnetic braking. It is shown from Fig. 11 that the dP/dt of NCBs with PSMT are usually larger than those of the other systems. This indicates that apart from AML, PSMT in these systems also contributes to the period decrease. For overcontact binary systems, the studies of Qian (2001a, b) have shown that mass ratio is a key variable for orbital period change. The parameters listed in Table 5 indicate that there is no significant correlation between the mass ratio and the period change for NCBs.

A possible correlation between dP/dteP for NCBs with decreasing period. Diamonds refer to systems with PSMT and solid dots to the others. See text for detail.

A possible correlation between dP/dteP for NCBs with decreasing period. Diamonds refer to systems with PSMT and solid dots to the others. See text for detail.

Two evolutionary paths to overcontact binaries were discussed by Hilditch et al. (1988). One was from detached system directly evolving into initially shallow overcontact and the other was via a case A mass transfer to semidetached, then to overcontact systems. The components of the NCBs listed in Table 5 are main-sequence stars. They may be the results of a Case A evolution in which a magnetic stellar wind has resulted in drastic AML. The secular period decreases of the NCBs indicates that the AML is continuous, and a overcontact configuration would seem inevitable. Thus the present sample stars may evolve into overcontact binaries via the second path of Hilditch (1988). As the orbital period is decreasing, the shrinking of the critical Roche lobe can cause the formation of a common convective envelope (CCE). Once the CCE is formed, these NCBs become to overcontact binary stars where both components share the CCE with its nearly uniform surface brightness resulting from energy transfer between the two stars and thus the systems display EW-type light curve. Therefore, these NCBs are at the beginning of the overcontact phase. They are very important source for understanding the formation of CCE and for studying the dynamical evolution of close binary star.

To explain the period variations of W UMa-type overcontact binary systems, an evolutionary scheme was proposed by Qian (2001a). The scheme assumed that the change of the depth of overcontact can cause the variation of magnetic activity that changes the AML rate (see also Vilhu 1981 and Smith 1984). This model predicted that cooler overcontact binaries (M1 < 1.35 M) will oscillate around a critical mass ratio because a period increase can cause a decrease of depth of overcontact and result in a rather higher AML rate, and finally the period will decrease again. For the hotter overcontact binary systems (M1 > 1.35 M), since the AML rate is lower, a period-increasing system is expected. Once overcontact is broken, an NCB will be formed and the system will oscillate around a marginal-contact state as predicted by TRO ( Lucy 1976 Flannery 1976 Robertson & Eggleton 1977).


Assista o vídeo: SISTEMAS BINÁRIOS SÃO PROPÍCIOS PARA A VIDA. SPACE TODAY TV (Novembro 2022).