[논문 리뷰] The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type~Ia supernovae

N. Langer, A. Deutschmann외 2명|arXiv (Cornell University)|2000. 08. 29.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 1인용 수 13

한 줄 요약

이 논문은 주계열 별 + 백색왜성 이중성의 자기일관된 이중성 진화 모델을 제시하며, 질량 전이가 약 10⁶년에 걸쳐 점진적으로 시작되고 지속적인 신성 폭발이 발생하며, 백색왜성이 질량 전이 감소 단계 동안 주로 찬드라세카르 질량에 도달함을 보여준다. 핵심적으로, 初기 백색왜성 질량이 0.7 M☉로 낮은 경우에도 타입 Ia 초신성으로 이어질 수 있으며, 이는 빠르게 회전하는 원천 별을 생성할 수 있음을 시사한다. 또한 금속성 농도가 기여자 질량 범위와 질량 전이율에 상당한 영향을 미친다.

ABSTRACT

Close binaries consisting of a main sequence star and a white dwarf are considered as candidates for Type~Ia supernova progenitors. We present selfconsistent calculations of the time dependence of the structure of the main sequence star, the mass transfer rate, and the orbit by means of a binary stellar evolution program. In contrast to results based on simple estimates of the mass transfer rate in systems of the considered type, our results allow for the possibility that even systems with rather small initial white dwarf masses (~ 0.7 M_sun) may produce Type Ia supernovae. We present results for two different metallicities, Z=0.02 and Z=0.001. We find that for systems with the lower metallicity, the mass transfer rates are on average five times larger than in comparable system at solar metallicity. This leads to a systematic shift of the supernova Ia progenitor population. Firstly, while for Z=0.02 donor star initial masses in supernova progenitor systems are restricted to the range 1.6...2.3 M_sun, they are in the interval 1.4...1.8 M_sun at low Z. Secondly, the initial white dwarf masses need, on average, to be larger by 0.2 M_sun at low Z in order to obtain a Chandrasekhar mass white dwarf. This metallicity dependences may be responsible for a drop of the Type Ia supernova rate for low metallicity, and may introduce a Z-dependence in the properties of supernovae. We also estimate the X-ray luminosities of the computed systems, and investigate their donor star and orbital properties.

연구 동기 및 목표

• 주계열 별 + 백색왜성 이중성 시스템에서 질량 전이, 궤도 매개변수, 백색왜성 질량 증가의 시간에 따른 전체 진화를 모델링하기.
• 특히 찬드라세카르 질량에 도달하는 시기와 조건을 중심으로 이러한 시스템이 타입 Ia 초신성의 원천으로 가능한지 조사하기.
• 금속성(Z = 0.02 및 Z = 0.001)이 질량 전이율, 기여자 별 질량 범위, 원천 시스템 특성에 미치는 영향을 검토하기.
• 관측된 초연성 X선 소스와 비교하기 위해 X선 복사수준과 기여자 별 특성을 예측하기.
• 초신성 폭발 이후의 별 잔여물의 화학적 및 운동학적 특성을 유도하여 역사적 초신성(예: SN 1006)과의 관측적 비교를 위한 기초를 마련하기.

제안 방법

• 주계열 별의 시간에 따른 구조, 질량 전이율, 궤도 진화를 계산하기 위해 이중성 별 진화 코드를 사용하였다.
• 백색왜성의 바람 질량 손실과 응축 효율성의 영향을 포함한 자기일관된 질량 전이 처리를 통합하였다.
• 금속성에 따른 영향을 평가하기 위해 두 가지 금속성(Z = 0.02 및 Z = 0.001)을 사용한 세부적인 별 진화 모델을 활용하였다.
• 질량 전이율과 기여자 별 특성에 기반해 X선 복사수준을 계산하고, 관측된 초연성 X선 소스와 비교하였다.
• 백색왜성의 온도, 질량, 회전의 진화를 추적하고, 정적 핵반응 연소를 위한 임계 질량 전이율을 평가하였다.
• SN 1006과 같은 역사적 초신성과의 비교를 위해 초신성 폭발 후의 화학적 및 운동학적 특성을 예측하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 주계열 별 + 백색왜성 이중성에서 질량 전이율의 시간적 변화는 어떻게 되며, 지속적인 신성 폭발을 동반한 점진적 시작을 지지하는가?
• RQ2 질량 전이 감소 단계 동안 백색왜성이 찬드라세카르 질량에 도달할 수 있으며, 이는 핵반응 연소의 안정성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 금속성이 타입 Ia 초신성으로 진화하는 시스템에서 기여자 별 질량 범위와 질량 전이율에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 이러한 시스템의 예측된 X선 특성이 관측된 초연성 X선 소스와 어느 정도 일치하는가?
• RQ5 타입 Ia 초신성 폭발 후의 별 잔여물의 화학적 및 운동학적 특징은 무엇이며, 이를 관측적으로 검증할 수 있는가?

주요 결과

• 이러한 시스템에서 질량 전이는 약 10⁶년에 걸쳐 긴 스위치온 단계를 가지며, 이 기간 동안 신성 폭발이 지속적으로 발생할 것으로 예상된다.
• 백색왜성은 주로 질량 전이 감소 단계(Ṁ_WD < 0) 동안 찬드라세카르 질량에 도달하며, 이는 정적 핵반응 연소를 위한 임계 질량 전이율에 영향을 줄 수 있다.
• 초기 백색왜성 질량이 0.7 M☉로 낮은 경우에도 타입 Ia 초신성으로 진화할 수 있으며, 이는 빠르게 회전하는 원천 별의 가능성을 시사한다.
• 저금속성(Z = 0.001)에서는 태양 금속성(Z = 0.02) 대비 평균 질량 전이율이 5배 높으며, 기여자 질량 범위는 태양 금속성 대비 1.4–1.8 M☉로 이동한다.
• 저금속성에서 찬드라세카르 질량에 도달하기 위해 초기 백색왜성 질량은 태양 금속성 대비 평균 0.2 M☉ 더 무겁어야 한다.
• 예측된 X선 복사수준과 기여자 별 특성(예: 저광도이자 더 조밀한)은 관측된 밀집 이중 초연성 X선 소스와 일치한다.