[논문 리뷰] Mass-radius relations for white dwarf stars of different internal compositions

J. A. Panei, L. G. Althaus외 1명|arXiv (Cornell University)|1999. 09. 29.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 2인용 수 28

한 줄 요약

이 논문은 헬륨, 탄소, 산소,珪, 철 핵을 가진 백색왜성의 정밀한 유한온도 질량-반지름 관계를 제시한다. 완전히 업데이트된 별진화 코드를 사용한 결과, 프로시온 B와 EG 50와 같은 관측된 백색왜성은 비제로 온도와 확산 효과를 포함하지 않으면 철핵 모델과 일치하지 않으며, 이는 표준 진화이론에 도전하고 기존 경로를 초월한 초고밀도 철이 풍부한 백색왜성의 형성 메커니즘을 시사한다.

ABSTRACT

The purpose of this work is to present accurate and detailed mass-radius relations for white dwarf (WD) models with helium, carbon, oxygen, silicon and iron cores, by using a fully updated stellar evolutionary code. We considered masses from 0.15 to 0.5 Mo for the case of helium core, from 0.45 to 1.2 Mo for carbon, oxygen and silicon cores and from 0.45 to 1.0 Mo for the case of an iron core. In view of recent measurements made by Hipparcos that strongly suggest the existence of WDs with an iron-dominated core, we focus our attention mainly on the finite-temperature, mass-radius relations for WD models with iron interiors. Furthermore, we explore the effects of gravitational, chemical and thermal diffusion on low-mass helium WD models with hydrogen and helium envelopes.

연구 동기 및 목표

• 다양한 내부 조성, 특히 철이 풍부한 핵을 가진 백색왜성의 정확한 질량-반지름 관계를 계산하여 관측 주장의 타당성을 검증한다.
• 프로시온 B와 EG 50처럼 비정상적으로 작은 반지름을 보이는 관측된 백색왜성들이 표준 탄소-산소 조성 대신 철핵 내부를 가진 것으로 설명될 수 있는지 조사한다.
• 중력적 침강, 화학적 및 열확산이 수소/헬륨 대류층을 가진 저질량 헬륨 백색왜성의 질량-반지름 관계에 미치는 영향을 분석한다.
• 향후 고정밀 관측 데이터와의 비교를 위해 포괄적이고 물리적으로 일관된 모델 세트를 제공한다.

제안 방법

• 유한온도 효과, 전자 비압축성, 비이상 상태방정식(쿠론 및 토머스-페르미 보정 포함)을 포함한 완전한 별진화 코드를 사용하였다.
• 중력적 침강과 조성의 층상 구조를 모의하기 위해 수소, 헬륨 및 중원소의 다성분 확산 방정식을 포함하였다.
• 핵 질량은 0.15 M☉에서 1.2 M☉까지 다양하게 설정하였으며, 수소 및 헬륨 대류층 질량(MH/M* = 0 및 10⁻⁵에서 3×10⁻⁴까지)을 변화시켜 계산하였다.
• 예비백색왜성 단계에서 시작하여 백색왜성 냉각 단계까지 진화를 추적하며 열적 및 조성적 구조를 기록하였다.
• 철, 탄소, 산소,珪, 헬륨 핵을 가진 모델의 질량-반지름 관계를 수소 대류층이 있는지 여부에 따라 생성하였다.
• 관측된 백색왜성과의 일치성을 평가하기 위해 프로벤살 등(1998)의 히파르코스 파라레크스 및 유효온도 데이터와 결과를 비교하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 프로시온 B와 EG 50의 관측된 질량과 반지름은 표준 탄소-산소 백색왜성 모델로 설명될 수 있는가, 아니면 철핵 조성으로서 설명되어야 하는가?
• RQ2 유한온도 효과와 전자 비압축성이 철핵 백색왜성의 질량-반지름 관계에 영향을 미치는 정도는 영온도 근사와 비교해 어떻게 다른가?
• RQ3 중력적 침강 및 화학/열확산은 수소 풍부한 대류층을 가진 저질량 헬륨 백색왜성의 예측된 질량-반지름 관계에 어느 정도 영향을 미치는가?
• RQ4 일부 백색왜성의 관측된 반지름이 표준 핵 조성으로는 설명되지 않아 초고밀도 내부(예: 철 또는 이상한 쿼크 물질)의 존재를 시사하는가?
• RQ5 초신성 또는 중성자별 형성 없이 철핵 백색왜성을 생성할 수 있는 물리적 메커니즘은 무엇인가?

주요 결과

• 프로시온 B와 EG 50는 표준 탄소-산소 백색왜성 모델이 예측하는 것보다 반지름이 현저히 작으며, 이는 더 조밀한 핵 조성의 가능성을 시사한다.
• 유한온도 효과를 포함하면 프로시온 B와 GD 140의 관측된 매개변수는 관측된 유효온도에서 철핵 모델과 일치한다.
• EG 50의 관측된 반지름은 철핵 모델의 예측값보다도 작으며, 이는 이 별이 알려진 모든 백색왜성 조성보다 더 조밀할 수 있음을 시사한다.
• 확산 과정은 특히 수소 대류층이 있는 저질량 헬륨 백색왜성의 질량-반지름 관계에 크게 영향을 미치며, 확산을 고려하지 않은 모델은 관측과 비교할 때 정확하지 않다.
• 40 Eri B의 관측된 매개변수는 탄소-산소 또는珪 핵과 얇은 수소 대류층과 일치하지만, 관측된 온도에서 철핵 모델과는 일치하지 않는다.
• 결과적으로 관측이 옳다면, 저질량 항성에서 철핵 백색왜성의 형성은 표준 별진화 이론을 초월한 물리적 메커니즘이 필요하며, 예를 들어 ONeMg 핵의 폭발적 Ignition이 그 원인이 될 수 있다.