The deaths of massive stars in binary systems

Abstract

Stars that accumulate ∼ 8 M☉ or more mass during their formation follow a different evolutionary path than solar-mass stars, eventually ending their lives as core-collapse supernovae (SNe). Many of the chemical elements in the periodic table are produced during these explosions of massive stars, including those essential to life. Indeed, we are made of stardust. Recent observational surveys have established that most massive stars are in binary systems, having a companion star in orbit around them. In most cases, the orbital separation of the two components is so small that they will interact, exchanging mass and angular momentum, before exploding. Binary interaction often has such severe consequences that it fundamentally alters the further evolution of both members. In this thesis, we present a comprehensive study of the impact of binary evolution on the properties of core-collapse SNe and their progenitors. The evolution of stars in binary systems depends sensitively on the initial characteristics of the stars, notably their masses, and their initial orbital properties. The large number of possible binary configurations is at the basis of the rich diversity in evolutionary paths that the two stars can follow until giving rise to one or more core-collapse SNe. We investigate the effect of binary evolution on stellar SN progenitors, from the start of their corehydrogen burning until their possible core-collapses. A theoretical approach is taken, focusing on the characteristics of the entire population of SN progenitors. The main tool we use is the population synthesis code binary_c (Izzard et al. 2004b, 2006, 2009). With this code we can simulate the evolution of vast numbers (i.e., millions) of systems, covering the full parameter space of single and binary stars expected to produce at least one core-collapse SN. In chapter 2 we focus on the delay-time distribution of SNe, i.e. the elapsed time between star-formation and explosion. We find a significant contribution of “late” core-collapse SNe with delay times ≈> 50 Myrs, which is the maximum delay time for single star progenitors. These late events typically originate from binary systems that are composed initially of intermediate-mass stars. These stars gain material through mass transfer or merging, building up a sufficiently large core mass to end in a core-collapse event. In many cases, a companion star is still in orbit around the SN progenitor at the moment of explosion. We make theoretical predictions for the expected fraction and the properties of these SN companions, focusing on stripped-envelope events where the progenitors have lost their hydrogen-rich envelope prior to explosion (chapter 3). We find that an unevolved stellar companion is expected to be present in the majority of stripped-envelope SNe. This is the case especially for low metallicity environments where the companion was usually responsible for stripping the dying star from its outer layers, as mass loss through stellar winds is less efficient. We apply our results to post-explosion images of nearby events obtained with Hubble Space Telescope, in search for “surviving” companions of SN 2002ap (chapter 3) and of SN 1994I (chapter 4). The lack of detections means most likely that there is either no companion or that the companion is not massive enough to be detected. Most main-sequence stars that were orbiting around a SN progenitor are expected to be ejected from the binary system. This is mainly a result of the natal “kick” bestowed on the compact remnant at the time of explosion, due to asymmetries in the explosion mechanism. The rate of disrupted binary systems and the kinematic properties of ejected SN companions are studied in chapter 5. The majority of ejected stars will have a low velocity (of a few km/s). Only a small fraction is expected to attain a speed ≈> 30 km/s and possibly be observationally identified as “runaway” stars. Interestingly, although our theoretical predictions seem robust and consistent with other studies, observational data imply that many more ejected stars should be runaways. In the final part of the thesis we direct our attention to hydrogen-rich, type II SNe. These are usually assumed to be a natural outcome of single-star evolution. However, taking into account the high occurrence of binarity of their progenitors, we show that interacting binaries may be responsible for up to nearly half of this SN group (chapter 6). This would imply that binary evolution may play an important role in explaining the diversity among type II core-collapse SNe. We further study the core mass distribution of these progenitors, placing our findings in the context of the observationally inferred properties of detected red supergiant progenitors of type II SNe in chapter 7. We discuss our results from the perspective of the “red supergiant problem” of the apparent lack of high mass progenitors of type II SNe (Smartt et al. 2009).Our results may be used as a theoretical framework to help interpret the wealth of observational data provided by current and upcoming surveys that study these explosive transient events as well as their progenitors, their potential companions at explosion and their ambient environments. These new data are also key toward gaining a deeper understanding of the physical assumptions in evolutionary models that govern stellar structure and evolution, and binary interaction processes. An improved knowledge of binary evolution may also be obtained from using population synthesis models to study the global characteristics of phases of stellar evolution before a SN – such as massive binaries and (over)contact systems – or after it – such as ejected companions due to progenitor explosions, X-ray binaries or gravitational wave sources. Observational data about these systems can serve as independent constraints on the evolution of core-collapse SN progenitors. Our work and similar studies motivate us to investigate more closely specific evolutionary scenarios for binary SN progenitors. The use of detailed stellar models, guided from the results of population synthesis tools, can be proven crucial toward this direction. Moreover, it would be interesting to implement binary progenitor systems – mass losers, mass gainers and mergers – as input to simulations of the photometric and spectral evolution of a SN and associated nucleosynthesis, as well as in self-consistent models of the explosion mechanism. It is obvious that many new and exciting paths open in front of us toward a deeper understanding of the magnificent astrophysical explosions that play a crucial role in our cosmic origin!

Τα άστρα με μάζα πάνω από ∼ 8 M☉ (ηλιακές μάζες) ακολουθούν μία διαφορετική εξέλιξη από τα αστέρια όπως ο ΄Ηλιος. Τελικά ο πυρήνας τους καταρρέει βαρυτικά και καταλήγουν να ‘πεθαίνουν’ σε μία έκρηξη υπερκαινοφανούς (supernova στα λατινικά ή αλλιώς SN). Το αποτέλεσμα αυτών των εκρήξεων είναι ο σχηματισμός ενός αστέρα νετρονίων ή μίας μαύρης τρύπας. Πολλά από τα χημικά στοιχεία του περιοδικού πίνακα, συμπεριλαμβανομένων εκείνων που είναι απαραίτητα για τη ζωή, παράγονται κατά τη διάρκεια αυτών των εκρήξεων στο τέλος της ζωής αστέρων μεγάλης μάζας. Είμαστε πράγματι φτιαγμένοι από αστερόσκονη. Πρόσφατες παρατηρήσεις έχουν καταδείξει ότι τα περισσότερα άστρα μεγάλης μάζας βρίσκονται σε διπλά συστήματα, όπου δύο αστέρια περιφέρονται σε τροχιά το ένα γύρω από το άλλο. Στις περισσότερες περιπτώσεις, η απόσταση μεταξύ των δύο άστρων είναι αρκετά μικρή ώστε να αλληλεπιδράσουν, ανταλλάσσοντας μάζα. Μάλιστα μπορεί να καταλήξουν να συγχωνευτούν σε ένα άστρο. Η αλληλεπίδραση αυτή έχει συχνά σοβαρές συνέπειες στην περαιτέρω εξέλιξη και των δύο αστέρων, ο οποίοι είναι οι προγεννήτορες των εκρήξεων υπερκαινοφανών. Σε αυτή τη διατριβή παρουσιάζουμε μια μελέτη των επιπτώσεων της αλληλεπίδρασης διπλών αστέρων στις ιδιότητες των τελικών SNe. Η εξέλιξη των αστέρων σε διπλά συστήματα εξαρτάται συνήθως ευαίσθητα από τα αρχικά χαρακτηριστικά τους, κυρίως από τις μάζες των δύο αστεριών και την απόσταση μεταξύ τους. Στο κεφάλαιο 2 επικεντρωνόμαστε στο χρόνο που θα περάσει ανάμεσα στο σχηματισμό ενός άστρου και στην έκρηξη SN από το ίδιο στο τέλος της ζωής του. Βρίσκουμε ότι η εξέλιξη αστέρων σε διπλά συστήματα μπορεί να παρατείνει το χρόνο ζωής ενός προγεννήτορα σε πάνω από περίπου 50 εκ. χρόνια, το οποίο είναι ο μέγιστος χρόνος ζωής που ένα μεμονωμένο άστρο μπορεί να έχει πριν την έκρηξη. Αυτό συμβαίνει κυρίως γιατί αυτές οι ‘αργοπορημένες’ εκρήξεις προέρχονται από διπλά συστήματα άστρων που έχουν μάζα μικρότερης των 8 M☉, τα οποία εξελίσσονται πιο αργά από ότι οι μεμονωμένοι προγεννήτορες. Αυτά τα άστρα καταφέρνουν να καταλήξουν σε SN λόγω προσαύξησης μάζας από το έτερο άστρο στο διπλό σύστημα ή λόγω συγχώνευσής τους σε ένα μεγαλύτερης μάζας. Σε πολλές περιπτώσεις, το έτερο άστρο βρίσκεται ακόμη σε τροχιά γύρω από τον προγεννήτορα κατά τη στιγμή της έκρηξης. Στο κεφάλαιο 3 εξετάζουμε από θεωρητική σκοπιά τις ιδιότητες των άστρων-συνοδών που βρίσκονται δίπλα σε SNe. Εστιάζουμε σε εκρήξεις που δεν παρουσιάζουν φασματικές γραμμές υδρογόνου, καθώς σε αυτές είναι πιθανώς ο έτερος αστέρας να είναι η αιτία που ο προγεννήτορας έχασε το πλούσιο σε υδρογόνο περίβλημα του λόγω μεταφοράς μάζας. Βρίσκουμε ότι ένας αστέρας, συνήθως σε αρχικό ακόμα εξελικτικό στάδιο, αναμένεται να είναι παρών δίπλα στην πλειοψηφία αυτών των εκρήξεων (χωρίς να υπάρχει όμως πιθανότητα να καταστραφεί!). Χρησιμοποιούμε τα αποτελέσματα αυτά για να ερμηνεύσουμε παρατηρησιακές εικόνες που ελήφθησαν με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble δεκαετίες μετά τις εκρήξεις των SN 2002ap (κεφάλαιο 3) και SN 1994I (κεφάλαιο 4), στην προσπάθεια να εντοπιστούν τέτοιοι αστέρες-συνοδοί. Το αποτέλεσμα της μη ανίχνευσης τέτοιων άστρων σημαίνει ότι είτε δεν υπάρχει κάποιο άστρο στη γειτονιά αυτών των εκρήξεων είτε ότι δεν είναι αρκετά λαμπρό για να ανιχνευθεί. ΄Αρα μας βοηθάει να αποκλείσουμε τα πιθανά εξελικτικά σενάρια των προγεννήτορων αυτών των SNe που θα καταλήγαν με αστέρια-συνοδούς πολύ μεγάλης μάζας. Τα περισσότερα αστέρια που περιστρέφονταν γύρω από ένα προγγενήτορα αναμένεται να εκτοπισθούν από το διπλό σύστημα λόγω της έκρηξης. Αυτό οφείλεται κυρίως στην ορμή που προσλαμβάνει ο σχηματιζόμενος αστέρας νετρονίων ή η μαύρη τρύπα, λόγω ασυμμετριών στην έκρηξη, διασπώντας τελικά το διπλό σύστημα. Ο προβλεπόμενος αριθμός των διπλών συστημάτων που διασπώνται λόγω SN και οι κινηματικές ιδιότητες των διαφυγόντων αστέρων μελετώνται στο κεφάλαιο 5. Η πλειοψηφία αυτών των άστρων θα έχει χαμηλή ταχύτητα (μερικά km/s). Μόνο ένα μικρό ποσοστό αναμένεται να πλησιάσουν σε ταχύτητες ≈> 30 km/s και άρα ενδεχομένως να προσδιοριστούν παρατηρησιακά ως άστρα-‘φυγάδες’ (“runaway”). Είναι ενδιαφέρον ότι παρόλο που τα αποτελέσματά μας φαίνονται σχετικά ασφαλή και συνεπή με άλλες θεωρητικές μελέτες, τα παρατηρησιακά δεδομένα υποδηλώνουν ότι πολλά περισσότερα άστρα ανιχνεύονται ως runaway σε σχέση με τις προβλέψεις. Στο τελευταίο μέρος της διατριβής δίνουμε έμφαση στις εκρήξεις SNe που είναι πλούσιες σε υδρογόνο, που κατηγοριοποιούνται ως τύπου ΙΙ. Αυτές είναι και οι πιο συνηθισμένες και συνήθως θεωρούνται φυσικό αποτέλεσμα της εξέλιξης ενός μονού αστεριού μεγάλης μάζας στο τέλος του σταδίου του ως ερυθρού υπεργίγαντα. Ωστόσο, λαμβάνοντας υπόψη το γεγονός ότι πολλά τέτοια άστρα είναι σε διπλά συστήματα, υπολογίζουμε ότι σχεδόν το ήμισυ αυτής της ομάδας εκρήξεων μπορεί να έχει προγεννήτορες που αντάλλαξαν μάζα με κάποιο διπλανό άστρο σε κάποια φάση της ζωής τους (κεφάλαιο 6). Αυτό θα σήμαινε ότι η εξέλιξη σε διπλά συστήματα μπορεί να διαδραματίσει σημαντικό ρόλο στην ερμηνεία της ποικιλομορφίας μεταξύ των SNe τύπου ΙΙ. Περαιτέρω μελετάμε την κατανομή μάζας αυτών των προγεννήτορων στο κεφάλαιο 7, τοποθετώντας τα ευρήματά μας στο πλαίσιο των ιδιοτήτων των περίπου 30 παρατηρησιακά ανιχνευμένων ερυθρών υπεργιγάντων που τελειώσαν τη ζωή τους σε SN τύπου ΙΙ. Συζητάμε τα αποτελέσματά μας υπό το πρίσμα της φαινόμενης έλλειψης προγεννήτορων πολύ υψηλών μαζών (Smartt et al. 2009). Τα αποτελέσματά μας μπορούν να χρησιμοποιηθούν ως θεωρητικό υπόβαθρο για να συμβάλλουν στην ερμηνεία των πολλαπλών δεδομένων που προέρχονται από τις παρατηρησιακές έρευνες που μελετούν συστηματικά αυτά τα εκρηκτικά φαινόμενα καθώς και τους προγεννήτορές τους, τους δυνητικούς αστρικούς συνοδούς τους και το αστρικό και γαλαξιακό περιβάλλον τους. Αυτά τα νέα στοιχεία μπορούν να συμβάλλουν με τη σειρά τους σε μια ακριβέστερη μοντελοποίηση των φυσικών φαινομένων που καθορίζουν την αστρική δομή και εξέλιξη αλλά και τις διεργασίες αλληλεπίδρασης σε συστήματα διπλών αστέρων στις υπολογιστικές προσομοιώσεις που χρησιμοποιούμε. Πολλά νέα και συναρπαστικά μονοπάτια ανοίγονται μπροστά μας προς μια βαθύτερη κατανόηση των φαντασμαγορικών αστροφυσικών εκρήξεων που διαδραματίζουν καθοριστικό ρόλο στην κοσμική μας προέλευση!