[論文レビュー] Evolution of accreting white dwarfs; some of them continue to grow

Grant Newsham, S. Starrfield+1 more|arXiv (Cornell University)|Mar 15, 2013

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 7

ひとこと要約

本研究では、太陽組成の物質をさまざまな降着レート（1.6×10⁻¹⁰～1.6×10⁻⁶ M☉ yr⁻¹）で炭素酸化物白色矮星（0.70～1.35 M☉）に降着させるMESA星進化シミュレーションを用いて、その結果、多くの場合——特に反復的水素フレッシュやヘリウムフレッシュを伴う定常燃焼——白色矮星は質量を増加し、3×10⁶～4×10⁸年という時間スケールでチャンドラセカール限界に達することが判明した。これは、Ia超新星の単一退化モデルが成立することを支持する。

ABSTRACT

Novae are cataclysmic variable binary systems in which a white dwarf primary is accreting material from a low mass companion. The importance of this accretion takes on added significance if the WD can increase its mass to reach the Chandrasekhar limit thus exploding as a Type Ia supernova. In this study we accrete material of Solar composition onto carbon-oxygen white dwarfs of 0.70, 1.00 and 1.35 Msun with accretion rates from 1.6e-10 to 1.6e-6 Msun per yr. We have utilized the MESA stellar evolution code for our modeling and evolve them for many nova cycles or, in some cases, evolution to a red giant stage. Differing behaviors occur as a function of both the WD mass and the accretion rate. For the lower WD masses, the models undergo recurrent hydrogen flashes at low accretion rates; for higher accretion rates, steady-burning of hydrogen occurs and eventually gives way to recurrent hydrogen flashes. At the highest accretion rates, these models go through a steady-burning phase but eventually transition into red giants. For the highest white dwarf mass recurrent hydrogen flashes occur at lower accretion rates but for higher rates the models exhibit steady-burning interspersed with helium flashes. We find that for all our models that undergo recurrent hydrogen flashes, as well as the steady-burning models that exhibit helium flashes, the mass of the WD continues to grow toward the Chandrasekhar limit. These results suggest that the accretion of Solar abundance material onto carbon-oxygen white dwarfs in cataclysmic variable systems, the single degenerate scenario, is a viable channel for progenitors of Type Ia supernova explosions.

研究の動機と目的

• 分類的変動星系における白色矮星が、太陽組成の物質を継続的に降着することでチャンドラセカール限界に達するかどうかを調査すること。
• 降着が質量増加を引き起こす条件と、質量の噴出または構造的変化（例：赤超巨星の形成）に至る条件を特定すること。
• 現実的な質量損失の規定を用いた長期的進化のモデル化を通じて、単一退化モデルがIa超新星に適しているかどうかを評価すること。
• 特にフレッシュダイナミクスと質量保持効率に注目し、初期白色矮星質量と降着レートの違いに起因する結果の比較を行うこと。

提案手法

• シミュレーションはMESA星進化コード（バージョン4798）を用い、0.70、1.00、1.35 M☉の純粋なCOコアで初期化された。
• 降着レートは1.6×10⁻¹⁰～1.6×10⁻⁶ M☉ yr⁻¹の範囲で変動させ、太陽組成の物質（Lodders 2003）を一定に降着させた。
• 光度がエディントン限界を超えた場合、Shaviv（2002）およびDenissenkovら（2013）に基づき、超エディントン風の規定を用いて質量損失をモデル化した。
• 多数の新星サイクルを経るか、明確な長期的挙動（例：赤超巨星段階への移行）が現れるまで進化を追跡した。
• 質量増加の挙動が安定化するか、構造的変化（例：ヘリウムフレッシュ、半径の拡大）が生じるまでモデルを進化させた。
• 質量増加効率は、純粋な質量増加量と総降着質量との比較により定量化し、フレッシュ中に発生する噴出量も計算した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 分類的変動星系における白色矮星は、太陽組成の物質を継続的に降着することで、チャンドラセカール限界に達することができるか？
• RQ2 降着レートと初期白色矮星質量が、反復的水素フレッシュ、定常燃焼、赤超巨星進化への移行にどのように影響するか？
• RQ3 質量の大きな白色矮星におけるヘリウムフレッシュは、質量の噴出を引き起こすが、それがさらなる質量増加を阻止する程度にまで及ぶか？
• RQ4 質量損失規定の選択（超エディントン風対光学的厚い風）が、予測される質量増加効率に顕著な影響を与えるか？
• RQ5 異なる降着条件および質量条件下で、白色矮星がチャンドラセカール限界に達するまでの推定時間スケールはどの程度か？

主な発見

• 反復的水素フレッシュまたはヘリウムフレッシュを伴う定常燃焼を示すすべてのモデルにおいて、白色矮星の質量はチャンドラセカール限界へと継続的に増加した。
• 降着レート1.6×10⁻⁷ M☉ yr⁻¹の条件下では、1.35 M☉の白色矮星は2.96×10⁻⁸ M☉ yr⁻¹の速度で質量増加を示し、サイクルごとに約20％の質量増加効率を示した。
• 0.70 M☉の白色矮星は、降着レートに応じて8×10⁶～4×10⁸年でチャンドラセカール限界に達したが、レートが高いほど短い時間で到達した。
• 1.35 M☉の白色矮星は3×10⁶～1×10⁸年でチャンドラセカール限界に達し、初期質量が高いほど質量増加が速いことが示された。
• ヘリウムフレッシュは最大で降着質量の半分を噴出させたが、包層の拡大が限定的で、噴出速度も低く（ピーク10 km s⁻¹、脱出速度の約1/30）、質量増加を阻止するには十分でなかった。
• 降着レートが10⁻⁸ M☉ yr⁻¹未満のモデルでは、強力な水素フレッシュにより質量が噴出され、質量増加が不可能となったが、より高いレートでは持続的な質量増加が可能となった。