[논문 리뷰] Population synthesis for double white dwarfs I.Close detached systems

G. Nelemans, L. R. Yungelson외 2명|arXiv (Cornell University)|2000. 10. 23.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 56인용 수 205

한 줄 요약

이 논문은 은하 내 밀도가 높은 이중 흰색 왜성의 정교화된 인구 합성 모델을 제시하며, 각운동량 보존 원리에 기반한 공통 대류층 진화와 업데이트된 흰색 왜성 냉각 모델을 통합함으로써 관측 결과와의 일치도를 향상시켰다. 주요 결과로는 캔드라세카르 질량을 초과하는 이중 CO 흰색 왜성의 은하수 병합률이 연간 0.003회로 예측되었으며, 이는 관측된 초신성 Ia의 비율과 일치한다. 또한 지역적 샘플로 855개의 흰색 왜성이 있으며, 그 중 220개가 가까운 쌍을 이루고 있으며, 그 중 10개는 이중 CO 시스템이며, 그 중 하나는 허블 시각 내에 병합될 것이다.

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.

연구 동기 및 목표

• 이중 흰색 왜성의 이론적 모델과 관측된 성질 간의 일치도를 향상시키기 위해 이중성 진화 및 냉각 물리학을 정교화하는 것.
• 관측된 낮은 질량의 흰색 왜성(M < 0.3 M☉)이 조사에서 부족하게 나타나는 현상(부족 현상)을 설명하기 위한 것.
• 이중 흰색 왜성의 궤도 주기 및 질량 비율 분포가 관측 결과와 일치하는지 테스트하는 것.
• 근접한 이중 흰색 왜성들의 국지적 밀도 및 행 星상개성, 초신성 Ia 원천, AM CVn 시스템의 형성률을 추정하는 것.
• 관측 제약 조건을 바탕으로 낮은 질량의 흰색 왜성의 초기 이중성 비율 및 냉각 속도를 제약 조건을 설정하는 것.

제안 방법

• 공통 대류층에서 에너지 균형이 아닌 각운동량 보존 원리를 적용하여 불안정 질량 이행의 첫 단계를 모델링하며, 각운동량 손실을 고려하기 위해 매개변수 γ를 사용한다.
• 특히 낮은 질량의 흰색 왜성(M < 0.3 M☉)에 대해 세밀한 냉각 모델을 통합하여, 이전 모델(DSBH98)보다 더 빠르게 냉각됨을 반영한다.
• Portegies Zwart & Verbunt (1996) 및 Portegies Zwart & Yungelson (1998)의 인구 합성 코드를 기반으로 하되, 코어 질량 추적 및 이중성 진화 규정을 업데이트한다.
• 은하수 디스크 및 할로 구성 요소에 맞는 항성 형성 역사 모델을 적용하여 현재의 이중 흰색 왜성 인구를 계산한다.
• Moran 등 (2000)의 방법을 사용하여 관측 선택 효과를 보정하여 관측된 질량 비율 분포와 비교한다.
• V < 15 등급 한계 샘플 내의 흰색 왜성 수 및 질량이 큰 이중 흰색 왜성 시스템의 예상 병합률과 같은 관측 가능한 양을 계산한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 왜 낮은 질량의 흰색 왜성(M < 0.3 M☉)이 관측 샘플에서 부족하게 나타나며, 기존 모델이 예측한 것보다 더 빠르게 냉각된다는 가정으로 이 현상을 설명할 수 있는가?
• RQ2 공통 대류층 진화의 처리 방식—특히 에너지 균형이 아닌 각운동량 보존 원리—는 이중 흰색 왜성의 예측된 궤도 주기 및 질량 비율 분포에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 태양계 근처의 모든 흰색 왜성 중에서 가까운 이중 흰색 왜성 시스템의 관측 비율을 재현하기 위해 필요한 초기 이중성 비율은 얼마인가?
• RQ4 총 질량이 캔드라세카르 한계를 초과하는 이중 CO 흰색 왜성의 병합률은 얼마이며, 관측된 초신성 Ia 비율과 어떻게 비교되는가?
• RQ5 V < 15 등급 한계 샘플 내에서 모델이 예측한 흰색 왜성 수가 관측된 약 855개의 흰색 왜성과 얼마나 잘 일치하는가?

주요 결과

• 낮은 질량의 흰색 왜성(M < 0.3 M☉)이 Driebe 등 (1998)의 예측보다 더 빠르게 냉각된다는 가정을 통해 모델이 관측 결과와 양호한 일치를 이룬다. 이는 관측된 부족 현상의 해소에 기여한다.
• 선택 효과를 보정한 후, 이중 흰색 왜성의 질량 비율 분포가 q ≈ 1에서 피크를 이룬다. 이는 관측 결과와 일치하며, 이전 모델이 q ≈ 0.7 또는 q > 1.5에서 피크를 이룬 것과 대조된다.
• 밀도가 높은 이중 흰색 왜성의 은하수 탄생률은 약 0.05 yr⁻¹로 추정되며, AM CVn 시스템의 형성률은 0.005 yr⁻¹, 질량이 큰 이중 CO 흰색 왜성의 병합률은 0.003 yr⁻¹이다.
• V < 15 등급 한계 샘플에서는 총 855개의 흰색 왜성이 예측되며, 그 중 220개는 가까운 쌍을 이루고 있으며, 그 중 10개는 이중 CO 흰색 왜성이다. 그 중 하나는 허블 시각 내에 병합될 것이다.
• 은하수 내 이중 흰색 왜성 총 수는 약 2.5 × 10⁸로 추정되며, 모델은 행성상개성 형성률이 연간 1회로 예측되어 관측 결과와 일치한다.
• 모델이 관측된 초신성 Ia 비율과 일치한다는 점은, 병합하는 질량이 큰 이중 CO 흰색 왜성이 초신성 Ia의 타당한 원천이 될 수 있음을 지지한다.