[論文レビュー] Population synthesis for double white dwarfs I.Close detached systems

G. Nelemans, L. R. Yungelson+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 23, 2000

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 56被引用数 205

ひとこと要約

本稿では、角運動量保存型共通エンvelope進化と更新された白色矮星冷却モデルを組み込むことで、銀河内の近接した分離型二重白色矮星の洗練された集団合成モデルを提示する。主な結果として、チャンドラセカール質量を超える二重CO白色矮星の予測銀河内合体率は0.003 yr⁻¹であり、観測されたSNe Iaの発生率と整合的であり、局所的サンプルとして855個の白色矮星、うち220個の近接二重系（そのうち10個が二重CO系）を含み、そのうち1つはハッブル時間以内に合体する。

ABSTRACT

We model the population of double white dwarfs in the Galaxy and find a better agreement with observations compared to earlier studies, due to two modifications. The first is the treatment of the first phase of unstable mass transfer and the second the modelling of the cooling of the white dwarfs. A satisfactory agreement with observations of the local sample of white dwarfs is achieved if we assume that the initial binary fraction is ~ 50% and that the lowest mass white dwarfs (M < 0.3 Msun) cool faster than the most recently published cooling models predict. With this model we find a Galactic birth rate of close double white dwarfs of 0.05 yr^{-1}, a birth rate of AM CVn systems of 0.005 yr^{-1}, a merger rate of pairs with a combined mass exceeding the Chandrasekhar limit (which may be progenitors of SNe Ia) of 0.003 yr^{-1} and a formation rate of planetary nebulae of 1 yr^{-1}. We estimate the total number of double white dwarfs in the Galaxy as 2.5 10^8. In an observable sample with a limiting magnitude V_lim = 15 we predict the presence of ~855 white dwarfs of which ~220 are close pairs. Of these 10 are double CO white dwarfs of which one has a combined mass exceeding the Chandrasekhar limit and will merge within a Hubble time.

研究の動機と目的

• 二重星進化および冷却物理学の精緻化により、理論的モデルと観測された近接二重白色矮星の性質との一致を高めること。
• 観測調査において不足しているとされる低質量白色矮星（M < 0.3 M☉）の不足を解消すること。
• 二重白色矮星の観測された軌道周期および質量比分布とモデルの整合性を検証すること。
• 局所的白色矮星の密度および惑星状星雲、SNe Iaの前身星、AM CVn系の形成率を推定すること。
• 観測的制約を用いて、初期二重星の割合および低質量白色矮星の冷却速度を制約すること。

提案手法

• 共通エンvelopeにおける不安定な質量移動の第一段階を、エネルギー収支ではなく角運動量保存に基づいてモデル化し、角運動量損失を表すパラメータγを用いる。
• 特に低質量白色矮星（M < 0.3 M☉）の詳細な冷却モデルを組み込み、DSBH98よりも冷却が速いことを反映する。
• Portegies Zwart & Verbunt (1996)およびPortegies Zwart & Yungelson (1998)に基づく集団合成コードを用い、コア質量の追跡および二重星進化の処理を更新する。
• 現在の二重白色矮星集団を計算するにあたり、ミルキーウェイのディスクおよびハロー成分に一致する星形成歴史を適用する。
• 観測的選択効果を補正するため、Moranら（2000）の手法を用いて観測された質量比分布と比較する。
• V < 15の限 magnitude サンプルにおける白色矮星の数や、質量の大きな二重白色矮星系の予想合体率といった観測可能な量を計算する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ低質量白色矮星（M < 0.3 M☉）が観測サンプルで不足しているのか、また、既存のモデルが予測するよりも冷却が速いことでその理由が説明できるか？
• RQ2 共通エンvelope進化の取り扱い方、特にエネルギー収支ではなく角運動量保存を採用することで、二重白色矮星の予想される軌道周期および質量比分布にどのような影響を与えるか？
• RQ3 太陽系近傍のすべての白色矮星の中で観測された近接二重白色矮星系の割合を再現するには、初期二重星の割合がどの程度必要か？
• RQ4 合計質量がチャンドラセカール限界を超える二重CO白色矮星の予想合体率は何か？また、観測されたSNe Ia発生率とどのように比較されるか？
• RQ5 V < 15の限 magnitude サンプルにおけるモデル予測の白色矮星数が、観測された約855個の白色矮星とどの程度一致するか？

主な発見

• 低質量白色矮星（M < 0.3 M☉）がDriebeら（1998）の予測よりも冷却が速いと仮定することで、観測された不足の不整合が解消され、モデルと観測が良好に一致する。
• 選択効果補正後の二重白色矮星の質量比分布はq ≈ 1にピークを示し、観測と整合的である。これに対して、従来のモデルはq ≈ 0.7またはq > 1.5にピークを示していた。
• 近接二重白色矮星の銀河内発生率は0.05 yr⁻¹、AM CVn系の形成率は0.005 yr⁻¹、質量の大きな二重CO白色矮星の合体率は0.003 yr⁻¹と推定される。
• V < 15の限 magnitude サンプルでは、モデルで855個の白色矮星（うち220個が近接二重系、そのうち10個が二重CO系）を予測し、そのうち1つはハッブル時間以内に合体する。
• 銀河内における二重白色矮星の総数は2.5 × 10⁸と推定され、惑星状星雲の形成率は1 yr⁻¹と予測され、観測と整合的である。
• 観測されたSNe Ia発生率とモデルの整合性は、合体する質量の大きな二重CO白色矮星がSNe Iaの妥当な前身星であるという仮説を支持する。