[논문 리뷰] The core-degenerate scenario for type Ia supernovae

Noam Soker|arXiv (Cornell University)|2011. 09. 21.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 4인용 수 9

한 줄 요약

이 논문은 핵-거대한성(AGB) 항성의 핵과 백색왜성의 병합을 통해 초과체르셰크르 질량을 가진 빠르게 회전하는 잔여물이 형성되고, 이는 자성-쌍극자 복사에 의한 회전 감속 이후에 폭발하는 핵-거대성(CD) 시나리오를 타입 Ia 초신성의 타당한 형성 경로로 제안한다. 주요 기여는 자기적 회전 감속 덕분에 1.4–1.48 M⊙의 좁은 질량 범위에서 관측된 타입 Ia 초신성의 빛의 세기와 은하의 별 형성 활동 간의 상관관계를 설명하는 데 있다.

ABSTRACT

In the core-degenerate (CD) scenario for the formation of Type Ia supernovae (SNe) the Chandrasekhar or super-Chandrasekhar mass white dwarf (WD) is formed at the termination of the common envelope phase or during the planetary nebula phase, from a merger of a WD companion with the hot core of a massive asymptotic giant branch (AGB) star. The WD is destructed and accreted onto the more massive core. In the CD scenario the rapidly rotating WD is formed shortly after the stellar formation episode, and the delay from stellar formation to explosion is basically determined by the spin-down time of the rapidly rotating merger remnant. The spin-down is due to the magneto-dipole radiation torque. Several properties of the CD scenario make it attractive compared with the double-degenerate (DD) scenario. (1) Off-center ignition of carbon during the merger process is not likely to occur. (2) No large envelope is formed. Hence avoiding too much mass loss that might bring the merger remnant below the critical mass. (3) This model explains the finding that more luminous SNe Ia occur preferentially in star forming galaxies.

연구 동기 및 목표

• 이중-거대성(DD) 및 단일-거대성(SD) 시나리오에서 발생하는 해결되지 않은 문제들, 예를 들어 중심에서 아닌 곳에서 탄소 ignitions와 과도한 질량 손실를 다루기 위해.
• 백색왜성이 절정기 거대성(AGB) 항성의 뜨거운 핵과 병합하는 핵-거대성(CD) 시나리오를 별개의 대안으로 제안하기 위해.
• 빠르게 회전하는 백색왜성 잔여물의 각운동량 손실에 의한 회전 감속 메커니즘을 통해 초과체르셰크르 질량 백색왜성의 안정화를 설명함으로써 관측된 타입 Ia 초신성의 빛의 세기와 별 형성 은하 간의 상관관계를 설명하기 위해.
• CD 시나리오가 큰 대기권을 형성하거나 상당한 질량 손실을 겪지 않아 폭발에 필요한 핵심 질량을 유지함을 보여주기 위해.

제안 방법

• 공동 대류 또는 행 星상운성운 단계 동안 거대한 AGB 항성의 뜨거운 핵과 백색왜성의 병합을 모델링하기 위해.
• 빠르게 회전하는 병합 잔여물의 회전 감속을 모델링하기 위해 자성-쌍극자 복사 토크를 적용하여, 각운동량 손실이 감소할 때까지 폭발을 연기함을 설명하기 위해.
• 병합 중 에너지 방출과 질량 손실를 평가하기 위해 핵과 백색왜성의 잠재 에너지 우물 깊이 비율을 사용하며, 핵의 더 큰 반지름이 중력 결속 에너지를 감소시킴을 고려하기 위해.
• 이중 병합 형성과 폭발 사이의 지연 시간이 DD 시나리오에서처럼 중력파에 의한 가까워짐이 아니라, 주로 회전 감속 시간 스케일에 의해 결정됨을 추정하기 위해.
• 중심에서 아닌 곳에서의 점화 또는 질량 손실이 폭발을 방해할 조건을 분석함으로써 CD 시나리오와 DD 시나리오를 비교하기 위해.
• 고정된 회전 백색왜성의 임계 질량(1.48 M⊙)을 사용하여 원천 별의 질량 범위를 제약하고 관측된 타입 Ia 초신성의 빛의 세기와 연결하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 핵-거대성 시나리오는 중력파에 의한 가까워짐에 의존하지 않고, 별 형성과 타입 Ia 초신성 폭발 사이의 관측된 지연을 설명할 수 있는가?
• RQ2 왜 더 밝은 타입 Ia 초신성은 주로 별 형성 은하에서 관측되며, 이는 원천 별의 질량과 회전 감속 역학으로 설명될 수 있는가?
• RQ3 CD 시나리오는 DD 시나리오에서 관측된 중심에서 아닌 곳에서의 탄소 점화와 과도한 질량 손실 문제를 피하는가?
• RQ4 자기적 회전 감속 메커니즘이 초과체르셰크르 질량 백색왜성의 즉각적 폭발을 방지하고 안정화시키는 데 어떤 역할을 하는가?
• RQ5 뜨거운 AGB 핵의 반지름과 잠재 에너지 깊이가 백색왜성과의 병합 시 에너지 방출과 질량 손실에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• CD 시나리오는 AGB 항성의 뜨겁고 덜 조밀한 핵이 더 浅은 잠재 에너지 우물을 만들어내어, 응축 중에 최고 온도가 감소하기 때문에 중심에서 아닌 곳에서의 탄소 점화를 피함을 보여줌.
• 병합 에너지 방출은 핵과 백색왜성의 잠재 에너지 깊이가 유사하기 때문에 거대한 기체와 유사한 구조를 형성할 수 없으며, 이는 질량 손실을 최소화하고 핵심 질량을 유지함.
• 병합 잔여물의 회전 감속 시간은 자성-쌍극자 복사 토크에 의해 결정되며, 폭발까지의 지연 시간은 일반적으로 10^10년에 이르는 타임스케일을 가짐.
• 고정된 회전 백색왜성의 임계 질량은 1.48 M⊙이며, 이는 원천 별의 질량 범위가 좁은 1.4–1.48 M⊙임을 설명하고 관측된 타입 Ia 초신성의 빛의 세기와 연관됨.
• CD 시나리오는 더 밝은 타입 Ia 초신성들이 별 형성 은하에서 발견되는 이유를 자연스럽게 설명함: 더 어린 인구는 더 무거우며, 더 빠르게 회전하는 백색왜성을 포함하며, 충분한 회전 감속 이후에 폭발함.
• 모델은 병합 잔여물이 행 星상운성운 내에서 거대한 중심 별처럼 진화하며, 큰 대기권을 형성하지 않아서 핵심 질량 이하의 질량 손실을 방지함을 예측함.