Wpływ ewolucji w układach podwójnych na własności gwiazd pulsujących na przykładzie cefeid oraz gwiazd typu RR Lutni

Niniejsza praca opisuje, jak własności gwiazd pulsujących typu RR Lutni oraz cefeid mogą zostać zmienione w wyniku obecności towarzysza w układzie podwójnym. Studium to jest wieloaspektowe i składa się z trzech projektów z możliwością ich rozwinięcia oraz włączenia kolejnych projektów w przyszłości. Pierwszy projekt ma na celu pokazanie, że gwiazdy pulsujące typu RR Lutni (RRL) są wiarygodnymi i precyzyjnymi świecami standardowymi, które spełniają zależność okresjasność-metaliczność w bliskiej podczerwieni. Ta zależność jest wykorzystana do wyznaczenia odległości do dwóch galaktyk Grupy Lokalnej: Carina i Fornax. Wyniki są zgodne z istniejącymi w literaturze wyznaczeniami odległości, ale charakteryzują się większą precyzją, na poziomie 5%. Za ten stan rzeczy odpowiada zredukowanie wpływu błędów systematycznych i statystycznych. Między innymi, obserwacje w bliskiej podczerwieni charakteryzują się mniejszą czułością na ekstynkcję międzygwiazdową niż obserwacje w zakresie widzialnym. Ponadto, wpływ metaliczności na jasność gwiazd RRL w bliskiej podczerwieni jest mniejszy niż w zakresie widzialnym. Te cechy czynią zależność okres-jasność-metaliczność w bliskiej podczerwieni dla gwiazd RRL cennym narzędziem do wyznaczania odległości, w szczególności do pobliskich galaktyk, których moduł odległości jest nie większy niż około 22 mag, a w których nie ma cefeid. Odległości wyznaczone do galaktyk Carina i Fornax zgadzają się z wyznaczeniami dokonanymi w ramach projektu Araucaria za pomocą innych świec standardowych, takich jak gwiazdy red clump lub gwiazdy na wierzchołku gałęzi czerwonych olbrzymów. Ewentualna znaczna rozbieżność osiągniętych wyników z innymi wyznaczeniami oznaczałaby, że dodatkowe i do tej pory nie uwzględnione efekty mogły zakłócić pomiar odległości. Jeden z tych efektów – obecność towarzysza w układzie podwójnym – został omówiony w dalszej części pracy. Kolejne dwa projekty mają charakter teoretyczny i wykorzystują kod do syntezy populacji układów podwójnych StarTrack, stworzony przez Belczynski et al. (2002, 2008) i nieustannie od tego czasu rozwijany. Praca z syntetyczną populacją umożliwia opisanie w sposób statystyczny właściwości układów podwójnych, prześledzenie etapów ich ewolucji oraz stopnia i charakteru interakcji między składnikami. Oba projekty badają układy podwójne z przynajmniej jednym składnikiem w pasie niestabilności, przy czym jeden projekt skupia się na układach, w których między składnikami nastąpiła interakcja w postaci transferu masy, podczas gdy drugi projekt bada własności gwiazd związanych jedynie grawitacyjnie, w których nie nastąpił transfer masy. Badania nad syntetyczną populacją, w której gwiazdy doświadczają transferu masy, prowadzą do potwierdzenia istnienia nowej klasy gwiazd pulsujących, tzw. BEP (ang. Binary Evolution Pulsator ). Pierwszą i do tej pory jedyną gwiazdą BEP jest OGLEBLG-RRLYR-02792, obiekt o którego odkryciu donosi publikacja Soszyński et al. (2010a) i który został opisany obszerniej przez autorów Pietrzyński et al. (2012) oraz Smolec et al. (2013). BEP wykazuje pulsacje podobne do gwiazd RRL, lecz różni się od nich masą i ścieżką ewolucji, właśnie dlatego, że znajduje się w układzie podwójnym, w którym interakcja między składnikami przebiegła pod postacią transferu masy. Projekt poświęcony BEP-om pokazuje, że gwiazdy te powinny istnieć wewnątrz pasa niestabilności, w obszarze małych jasności, charakterystycznych dla gwiazd RRL, ale także w wyższych partiach pasa niestabilności, w którym znajdują się cefeidy. Obiekty te mogą być błędnie klasyfikowane ze względu na kształt krzywych zmian blasku jako gwiazdy RRL lub cefeidy. Najskuteczniejszym sposobem ich detekcji jest zaobserwowanie zaćmień w krzywej zmian blasku lub zmian związanych z ruchem orbitalnym w krzywej prędkości radialnych. Nierozpoznanych BEP-ów powinno być na tyle mało, by ich obecność nie zaburzała pomiarów odległości opartych na zależnościach okres-jasność dla cefeid i gwiazd RRL. Niemniej, interesujące właściwości oraz ścieżki ewolucji tych obiektów zachęcają do poszukiwania kolejnych gwiazd należących do tej nowej klasy oraz do dalszego studiowania znanych już kandydatek. Projekt potwierdza, że interakcje w układach podwójnych są kluczowe dla wytłumaczenia zaobserwowanych własności niektórych gwiazd pulsujących w układach podwójnych. Kolejny projekt poświęcony jest układom podwójnym, w których nie doszło do transferu masy i ma na celu sprawdzić, czy gwiazdy w pasie niestabilności – konkretnie cefeidy klasyczne – realizują zależność okres-jasność w sposób niezaburzony obecnością towarzysza, czy raczej dodatkowe światło od towarzysza powoduje systematyczne zawyżenie zależności okres-jasność. Temat ten był wielokrotnie poruszany w literaturze i dyskutowany w sposób jakościowy. Odosobnione przypadki cefeid w układach podwójnych, które znajdują się znacząco ponad zależnością okres-jasność zostały opisane w publikacjach autor- stwa Pietrzyński et al. (2010) oraz Pilecki et al. (2018). Natomiast przedstawiony w niniejszej pracy projekt po raz pierwszy realizuje temat w ujęciu nie tylko jakościowym, ale i ilościowym. Dla trzech syntetycznych populacji gwiazd podwójnych o metalicznościach Drogi Mlecznej, Małego i Wielkiego Obłoku Magellana oszacowano, jak poważne jest zagrożenie zawyżenia pomiarów odległości za pomocą zależności okres-jasność dla cefeid dla różnych długości fali i różnego odsetka układów podwójnych. Wnioski płynące z pracy uspokajają, że wyznaczenia odległości z zależności okres-jasność dla mieszanej próbki cefeid (pojedynczych i podwójnych) obarczone są tylko nieznacznym błędem systematycznym wynikającym z obecności towarzysza i mogą być dodatkowo minimalizowane, jeśli obserwacje prowadzone są na większych długościach fali. Niniejsza praca składa się z trzech głównych rozdziałów, prezentujących opisane powyżej projekty, poprzedzającego je wstępu oraz następującego po nich podsumowania. W dwóch dodatkach kończących pracę znajdują się zestawienie dostępnych w literaturze zależności okres-jasność-metaliczność dla gwiazd RRL w bliskiej podczerwieni oraz szczegółowy opis działania programu do syntezy populacji StarTrack. Wstęp poprzedza spis wykorzystywanych w pracy jednostek fizycznych wraz z ich wartościami wyrażonymi w układzie jednostek miar SI lub cgs oraz spis wykorzystywanych w pracy skrótowców wraz z ich rozwinięciem i polskim tłumaczeniem. W całej pracy liczby niecałkowite zapisane w systemie dziesiętnym posiadają jako separator dziesiętny kropkę, a nie – zgodny z polskim zwyczajem typograficznym – przecinek. Konwencja oddzielenia części całkowitej od dziesiętnej kropką jest powszechnie stosowana w fachowej literaturze anglojęzycznej na całym świecie, a także we wszystkich cytowanych pracach. Aby zachować konsekwencję zapisu cytowanych publikacji, w niniejszej pracy także stosowana jest kropka. W pracy stosowane są przedrostki do jednostki czasu, na przykład 5 Gyr czyli 5 mld lat lub 28 kyr czyli 28 tys. lat. Obie formy stosowane są wymiennie, chociaż na rysunkach pojawiają się tylko formy Gyr, kyr, natomiast w tekście dołożono starań, by dominowała forma polska. Słowo „ jasność” jest najczęściej używane jako synonim dzielności promieniowania gwiazdy, L. Gdy opisywana jest jasność gwiazdy w konkretnych filtrach, podana jest nazwa filtra i jednostka magnitudo. W pojedynczych przypadkach, gdy jasności w formie jasności w filtrze i dzielności promieniowania są opisywane razem, występuje rozdzielenie terminów „ jasność” i „dzielność promieniowania”.

This doctoral dissertation describes how the properties of pulsating stars, exemplified by RR Lyrae stars and classical Cepheids, can be changed as a result of the presence of a companion in a binary system. The study consists of three diverse projects which can be further developed and extended in the future. The first project aims to show that RR Lyrae (RRL) pulsating stars are reliable and precise standard candles that follow the period-brightness-metallicity relation in the nearinfrared. This relation is then used to determine the distance to two galaxies in the Local Group: Carina and Fornax. The results are consistent with the distances existing in the literature, but are of greater precision, at a level of 5%. The reason behind such precision is smaller contribution of systematic and statistical errors. For example, near-infrared observations are less affected by the interstellar extinction than observations in the visible domain. Also, the effect of metallicity on the brightness of RRL stars in the near-infrared is smaller than in the visible regime. These assets make the near-infrared period-brightnessmetallicity relation for RRL stars a valuable tool for determining distances, in particular to nearby galaxies (distance module not larger than about 22 mag) which do not host classical Cepheid. The results agree with the distances determined using other standard candles, such as red clump stars or stars on the tip of the red giant branch, in the course of the Araucaria Project. A significant discrepancy between obtained results and other distance determinations would mean that additional and not yet addressed effects could alter the distance measurements. One of these effects – the presence of a companion in a binary system – will have been discussed in the next chapters of this doctoral dissertation. The next two projects are of theoretical nature and use a binary population synthesis code StarTrack, created by Belczynski et al. (2002, 2008) and constantly developed since. The population synthesis method allows for statistical description of properties of binary systems as well as for the analysis of the interaction between the components on different evolutionary stages. Both projects examine binary systems with at least one star inside the instability strip, but one project focuses on systems that undergo the mass transfer, whereas the other project investigates the systems that are only gravitationally bound, without mass transfer episodes. A study of a synthetic population of binary stars which experience mass transfer episodes leads to the confirmation of the existence of a new class of pulsating stars, so-called BEP (Binary Evolution Pulsator ). The first and so far the only BEP star is OGLE-BLGRRLYR-02792, the object discovered by Soszyński et al. (2010a) and further studied by Pietrzyński et al. (2012) and Smolec et al. (2013). BEP mimics the pulsational pattern of RRL stars but – due to the mass transfer episode that it has experienced – its mass and evolutionary path are utterly different from RRL’s. This project shows that BEPs are expected to populate the instability strip, in the areas of both RRL stars and Cepheids. Moreover, BEPs can be misclassified as RRLs or Cepheids due to the shape of their light curves. The most effective way to detect BEPs is to observe eclipses in their light curves or fluctuations in their radial velocity curves associated with the orbital motion. Unrecognized BEPs should not be abundant and therefore their presence should not alter the distance measurements based on the period-brightness relation for Cepheids and RRL stars. Nevertheless, the interesting properties and evolutionary paths of BEPs encourage to search for more stars belonging to this new class and to continue to study already known candidates. The project reaffirms that the interactions in binary systems are crucial for explaining the observed properties of some binary pulsating stars. A study of binary stars with no mass transfer episodes was performed in order to check whether the components residing in the instability strip – particularly Cepheids – follow the period-luminosity relation undisturbed by the presence of companions, or rather an additional light from the companions systematically shifts the period-luminosity relation. This issue has appeared frequently in the literature and discussed in a qualitative way. Isolated cases of Cepheid in binary systems that lay significantly above the periodluminosity relation are described by Pietrzyński et al. (2010) and Pilecki et al. (2018). The project, which is presented in this doctoral dissertation, for the first time addresses the issue of the excess light of Cepheids’ companions in both qualitative and quantitative way. Three synthetic populations of binary stars with metallicities of Milky Way, Small and Large Magellanic Clouds were used to determine the change in the accuracy of distance determinations calculated from period-luminosity relations for a mixed sample of Cepheids (single and binary stars) at different wavelengths and for different percentage of binary systems in the sample. The results reassure that distance determinations from the periodluminosity relation for a mixed sample are only slightly shifted due to the excess light from the companion, which can be further minimised if the observations are carried out at larger wavelengths. This dissertation consists of three main chapters, presenting the projects described above, the introduction which precedes them and the summary that follows them. The two appendices include: a collection of near-infrared period-luminosity-metallicity relations for RRL stars that are available in the literature and a detailed description of the StarTrackpopulation synthesis code. The introduction is preceded by a list of physical units used in this thesis together with their values expressed in the SI or cgs systems, and by a list of abbreviations used in this thesis together with their long form and the Polish translation. Every non-integer number written in the decimal system has a decimal separator which is a period, and not a comma, as would Polish typographic practise recommend. This convention is widely used in the literature around the world, as well as in all publications cited here. In order to preserve the consistency with the cited publications, a period symbol is used as a decimal separator also in this dissertation. The thesis uses prefixes to a unit of time, for example 5 Gyr or 5 billion years, 28 kyr or 28 thousand years. Both forms are used interchangeably, although only Gyr, kyr forms appear in the figures, whereas the long form dominates in the text. The word ’brightness’ is most often used as a synonym for the ’luminosity’, L. Whenever star’s brightness is expressed a in specific passband, the filter name and the magnitude unit are given. In individual cases, when the brightness and luminosity appear together in the text, there is a clear distinction between the brightness and the luminosity.