[논문 리뷰] Evolution of accreting white dwarfs; some of them continue to grow

Grant Newsham, S. Starrfield외 1명|arXiv (Cornell University)|2013. 03. 15.

Astrophysical Phenomena and Observations인용 수 7

한 줄 요약

이 연구는 MESA 별진화 시뮬레이션을 사용하여 태양 조성 물질을 탄소/산소 백색왜성(0.70–1.35 M☉)에 다양한 적축률로 가속할 때의 상황을 모델링한다(1.6×10⁻¹⁰에서 1.6×10⁻⁶ M☉ yr⁻¹). 연구 결과, 다수의 경우—특히 반복적인 수소 폭발과 헬륨 폭발이 수반되는 안정적 연소—백색왜성은 질량이 계속 증가하며, 3×10⁶에서 4×10⁸년의 시간 스케일 동안 찬드라세카르 한계에 도달함을 확인하였다. 이는 제1형 초신성의 단일 기초 시나리오를 지지한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 재해상계수 시스템에 있는 백색왜성이 태양 조성 물질의 지속적 적축을 통해 찬드라세카르 한계에 도달할 수 있는지 조사하기 위해.
• 적축이 질량 증가로 이어지는지, 혹은 물질 분출 또는 구조적 변화(예: 적색거대성 형성)로 이어지는지의 조건을 규명하기 위해.
• 실제 질량 손실 규정을 적용하여 장기적 진화를 모델링함으로써 단일 기초 시나리오의 타당성을 평가하기 위해.
• 특히 폭발 역학과 질량 보존 효율성에 중점을 두고, 다양한 초기 백색왜성 질량과 적축률 간의 결과를 비교하기 위해.

제안 방법

• 시뮬레이션은 MESA 별진화 코드(버전 4798)를 사용하여 수행되었으며, 초기 조건으로 0.70, 1.00, 1.35 M☉의 순수 CO 핵을 사용하였다.
• 적축률은 1.6×10⁻¹⁰에서 1.6×10⁻⁶ M☉ yr⁻¹의 범위로 설정되었으며, 태양 조성 물질(Lodders 2003)이 일정하게 적축되었다.
• 빛의 강도가 에딩턴 한계를 초과할 경우 슈퍼 에딩턴 풍속 규정을 적용하여 질량 손실를 모델링하였으며, 이는 Shaviv(2002)와 Denissenkov 등(2013)의 연구에 기반하였다.
• 다수의 노바 주기나 장기적 행동이 명확해질 때까지 진화를 추적하였으며, 적색거대성 단계로의 전이 포함됨.
• 질량 증가 행동이 안정화되거나, 헬륨 폭발, 반지름 팽창 등의 구조적 변화가 발생할 때까지 모델을 진화시켰다.
• 질량 증가 효율은 총 적축 질량 대비 순수 질량 증가량을 비교하여 정량화하였으며, 폭발 기간 동안의 분출량도 계산하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 재해상계수 시스템에 있는 백색왜성이 태양 조성 물질의 지속적 적축을 통해 찬드라세카르 한계에 도달할 수 있는가?
• RQ2 적축률과 초기 백색왜성 질량이 반복적인 수소 폭발, 안정적 연소, 적색거대성 진화로의 전이에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ3 질량이 큰 백색왜성에서 발생하는 헬륨 폭발이 질량 분출을 유도하여 추가적인 질량 증가를 방지하는 정도는 어느 정도인가?
• RQ4 질량 손실 규정의 선택(슈퍼 에딩턴 풍속 대 광학 두꺼운 풍속)이 예측된 질량 증가 효율에 상당한 영향을 미치는가?
• RQ5 다양한 적축 조건과 질량 조건 하에서 적축 백색왜성이 찬드라세카르 한계에 도달하는 데 예상되는 시간 스케일은 얼마인가?

주요 결과

• 반복적인 수소 폭발 또는 헬륨 폭발이 간헐적으로 발생하는 모든 모델에서 백색왜성 질량은 찬드라세카르 한계 쪽으로 계속 증가하였다.
• 적축률 1.6×10⁻⁷ M☉ yr⁻¹일 경우, 1.35 M☉ 백색왜성의 질량 증가율은 2.96×10⁻⁸ M☉ yr⁻¹였으며, 이는 주기당 약 20%의 질량 증가 효율에 해당하였다.
• 0.70 M☉ 백색왜성은 적축률에 따라 8×10⁶에서 4×10⁸년이 소요되어 찬드라세카르 한계에 도달하였으며, 높은 적축률일수록 시간이 짧았다.
• 1.35 M☉ 백색왜성은 3×10⁶에서 1×10⁸년 내에 찬드라세카르 한계에 도달하였으며, 초기 질량이 클수록 더 빠른 증가를 보였다.
• 헬륨 폭발은 최대로 적축 질량의 절반까지 분출시켰지만, 대기층 팽창이 제한적이고 분출 속도가 낮아(최대 10 km s⁻¹, 탈출 속도의 약 1/30) 질량 증가를 막을 정도로 강력하지 않았다.
• 적축률이 10⁻⁸ M☉ yr⁻¹ 이하인 모델은 강한 수소 폭발로 인해 질량 분출이 발생하여 질량 증가가 불가능했고, 높은 적축률에서는 지속적인 질량 증가가 가능했다.