オーバーコンタクトバイナリスターシステムはどのくらい持続しますか？

私は最近、両方の星の質量がほぼ等しいオーバーコンタクト連星系VFTS 352について読みました。私が（マスメディアタイプの出版物で）読んだすべてのレポートは、システムには2つの運命の1つがあると述べています。2つの星が合体するか、超新星になるでしょう。しかし、これはいつ起こるのでしょうか？

コンタクトバイナリのウィキペディアページには、数百万から数十億年の寿命があると書かれていますが、オーバーコンタクトバイナリの場合は違いません。また、彼らはしばしば数ヶ月から数年の寿命を持つ一般的なエンベロープと混同されており、そのスペクトルのどこに過剰接触があるのか​​（または実際にはその区別が何であるのか、接触バイナリのページに記載されているため、それらはエンベロープを共有します。これは一般的なエンベロープの定義に聞こえます）。また、両方の星の質量がほぼ等しいことが寿命に影響を与えるかどうかもわかりません。

私が読んだマスメディアの記事は、合併や超新星がすぐに起こっていることを暗示していましたが、これが人間のスケール（月）か銀河のスケール（何百万年）のスケールであるのかわかりません。

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

「オーバーコンタクトバイナリ」は、「一般的なエンベロープバイナリ」の別の言い方です。2つのフレーズはまったく同じであり、VFTS 352論文の著者が独自の規則を作成することに決めたのはイライラします。まるで、天体物理学の分類が十分に混乱していないかのようです。

コンタクトバイナリは主に恒星の進化に依存するタイムスケールで存在するため、コンタクトバイナリが存在する期間の把握は、とりわけ主星の質量、金属性、回転に大きく依存します。

タイムスケールの導出：

VFTS 352のようなシステムにスコープを維持しましょう。プライマリは大規模で、バイナリの軌道周期は4年未満（2.5 AU分離）です。一般的な封筒イベントを行うには、星がロシュローブをオーバーフローしている必要があります。2点質量のロシュ葉の半径は、 ここでは分離です。近いバイナリの場合、一般的な観測傾向は高い質量比です。したがって、とすると、ます。したがって、 AUバイナリの場合、

$$\begin{equation*} r_L = \frac{0.49 q^{\frac{2}{3}}}{0.6q^{\frac{2}{3}}+\mathrm{ln}(1+q^{\frac{1}{3}})}a \end{equation*}$$ $a$$q=M_2/M_1$$q=1$$r_L = 0.38a$$a<2.5$ $$\begin{align*} r_L &\lesssim 1\ \mathrm{AU}\\ r_L &\lesssim 215\ R_{\odot} \end{align*}$$ は半径の上限な ので ここで、黒体光度方程式いくつかの自明な再配置を実行すると、 通常、大規模な星の明るさはほぼ一定なので、を選択します。したがって、 $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*}$$

質量が大きい星は、その半径が半径と等しくなるまで進化する必要があるため、星がの共通のエンベロープフェーズに到達することがわかります。 HRダイアグラムをのぞいてみると、この星はZAMSからメインシーケンスの終わりまで、約からまで変化します。したがって、プライマリーは、その時間の約3/4を共通のエンベロープフェーズではなく、メインシーケンスに費やします。したがって、このバイナリの一般的なエンベロープフェーズは、プライマリの全寿命の最大で1/4であり、これは年程度です。したがって、回転が無視できる大規模な星を持つ一般的なエンベロープイベントのタイムスケールの上限は、

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

この導出では、分離が減少するときに発生するバルジ効果が考慮されないことに注意してください。これは確かにこの上限を下げますが、どれだけのことかはわかりません。1年、または低下する可能性があります。$10^5\ \mathrm{years}$

このタイムスケールの下限は完全にあいまいであり、物理的な状況では特に役立ちません。星は本当に高速で回転しているか、金属性が高いか低いか、バイナリは異なる質量比を持っている可能性があります。近くに別のバイナリがある可能性があり、磁気相互作用（？）がある可能性があります。リストは続く！忘れてしまったことがあるはずです。

記事は、2つの可能な結果の1つを示しています：合併、続いて最終的にガンマ線バースト、または永久的な分離、バイナリブラックホールにつながる個別の超新星。

2番目のケースでは、超新星は数百万年で、巨大な星の典型的な寿命です。

最初のケースでは、合併はより早く、おそらく数十万年も発生する可能性があるため、天文学的には「すぐに」、人間の生活と比較すると長くなる可能性があります。