[論文レビュー] The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type~Ia supernovae

N. Langer, A. Deutschmann+2 more|arXiv (Cornell University)|Aug 29, 2000

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 13

ひとこと要約

本稿では、主系列星＋白色矮星連星系の自己無撞着な二重星進化モデルを提示しており、質量移動が約10⁶年間にわたり徐々に開始され、持続的な新星噴出を伴うことが示され、白色矮星が質量移動の低下期に主にチャンドラセカール質量に達することが分かった。特に、初期白色矮星質量が0.7 M☉と低い場合でも、Type Ia超新星を引き起こす可能性があり、急速に回転する前身星を生成する可能性がある。金属量が質量移動率や供給星質量範囲に顕著な影響を与えることが示された。

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.

研究の動機と目的

• 主系列星＋白色矮星連星系における質量移動、軌道パラメータ、白色矮星質量増加の時間に依存する完全な進化をモデル化すること。
• 特に、チャンドラセカール質量に達するタイミングと条件に注目し、このような系がType Ia超新星の前身星として成立するかを検討すること。
• 金属量（Z = 0.02およびZ = 0.001）が質量移動率、供給星質量範囲、および前身星系の性質に与える影響を検討すること。
• 観測されたスーパーソフトX線源と比較可能な、X線輝度および供給星の特徴を予測すること。
• 爆発後の星の残骸の化学的および運動的特徴を導出し、歴史的超新星（例：SN 1006）との観測的検証を可能にするものとする。

提案手法

• 質量移動率、軌道進化、主系列星の時間に依存する構造を計算するため、二重星進化コードを用いた。
• 白色矮星の風による質量損失と降着効率の影響を含む、自己無撞着な質量移動の取り扱いを実施した。
• 金属量依存性を評価するため、2つの金属量（Z = 0.02およびZ = 0.001）を用いた詳細な星進化モデルを用いた。
• 質量移動率と供給星の性質に基づきX線輝度を計算し、観測されたスーパーソフトX線源と比較した。
• 白色矮星の温度、質量、回転の進化を追跡し、定常核燃焼の臨界降着率を評価した。
• 爆発後の星の残骸の化学的および運動的性質を予測し、SN 1006のような歴史的超新星との観測的検証を可能にするものとした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 主系列星＋白色矮星連星系における質量移動率の時間的変化は何か？ また、持続的な新星噴出を伴う徐々な開始を支持するか？
• RQ2 質量移動の低下期に白色矮星がチャンドラセカール質量に達するか？ その場合、核燃焼の安定性にどのような影響を与えるか？
• RQ3 金属量が、Type Ia超新星に至る系における供給星質量範囲および質量移動率に与える影響は何か？
• RQ4 これらの系の予測されるX線特性が、観測されたスーパーソフトX線源とどの程度一致するか？
• RQ5 Type Ia爆発後の星の残骸の化学的および運動的特徴は何か？ それらは観測的に検証可能か？

主な発見

• 質量移動は約10⁶年間の長いスイッチオン期間を経て開始され、その間は新星噴出が持続すると予想される。
• 白色矮星は質量移動の低下期（Ṁ_WD < 0）に主にチャンドラセカール質量に達する。これは、定常核燃焼の臨界降着率に影響を与える可能性がある。
• 初期白色矮星質量が0.7 M☉と低い系でも、依然としてType Ia超新星に至る可能性があり、急速に回転する前身星の生成が示唆される。
• 低金属量（Z = 0.001）では、太陽金属量（Z = 0.02）と比較して平均で5倍高い質量移動率を示し、供給星質量範囲は太陽金属量時（1.6–2.3 M☉）と比較して1.4–1.8 M☉にシフトする。
• 低金属量でチャンドラセカール質量に達させるためには、太陽金属量と比較して初期白色矮星質量を平均で0.2 M☉大きくする必要がある。
• 予測されるX線輝度および供給星の特徴（例：低輝度でよりコンactな形状）は、観測された密な連星スーパーソフトX線源と整合的である。