[论文解读] Accretion and diffusion in white dwarfs. New diffusion timescales and applications to GD362 and G29-38

D. Koester|arXiv (Cornell University)|Mar 9, 2009

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 46被引用 128

一句话总结

本文計算了白矮星大氣層中多種元素的新擴散 timescales，顯示在穩態吸積-擴散平衡達到時，觀測到的大氣豐度與吸積豐度之間的差異僅為2–4倍。該研究將這些模型應用於GD 362和G 29-38，表明必須知道吸積歷史與 timescales，才能可靠推斷原始吸積物質（如解體的小行星）的組成。

ABSTRACT

A number of cool white dwarfs with metal traces, of spectral types DAZ, DBZ, and DZ have been found to exhibit infrared excess radiation due to circumstellar dust. The origin of this dust is possibly a tidally disrupted asteroid that formed a debris disk now supplying the matter accreting onto the white dwarf. To reach any clear conclusions from the observed composition of the white dwarf atmosphere to that of the circumstellar matter, we need a detailed understanding of the accretion and diffusion process, in particular the diffusion timescales. We aim to provide data for a wide range of white dwarf parameters and all possible observed chemical elements. Starting from atmosphere models, we calculate the structure of the outer envelopes, obtaining the depth of the convection zone and the physical parameters at the lower boundary. These parameters are used to calculate the diffusion velocities using calculations of diffusion coefficients available in the literature. With a simple example, we demonstrate that the observed element abundances are not identical to the accreted abundances. Reliable conclusions are possible only if we know or can assume that the star has reached a steady state between accretion and diffusion. In this case, most element abundances differ only by factors in the range 2-4 between atmospheric values and the circumstellar matter. Knowing the diffusion timescales, we can also accurately relate the accreted abundances to the observed ones. If accretion has stopped, or if the rates vary by large amounts, we cannot determine the composition of the accreted matter with any certainty.

研究动机与目标

• 計算白矮星大氣層中廣泛化學元素的精確擴散 timescales，超越現有文獻範圍。
• 解決觀測大氣豐度與實際吸積物質組成（如來自解體小行星或星際介質）之間的差異。
• 提供一個框架，用於解釋具有紅外過量（顯示環繞塵埃盤）的冷白矮星中的金屬豐度。
• 評估變化的吸積速率（特別是呈指數下降的）對大氣豐度演化的影響。
• 透過使用計算出的 timescales 修正擴散效應，使對吸積物質組成的推斷更加可靠。

提出的方法

• 建立詳細的白矮星大氣模型，以確定對流層深度及包層底部的物理條件。
• 使用已發表的擴散係數計算，根據推導出的物理參數計算各元素的特異擴散速度。
• 應用具有時間依賴吸積速率的擴散方程，包括指數下降吸積（例如，τ_acc = 1.5×10⁵ yrs）的解析解。
• 透過數值與解析建模，模擬豐度隨時間的演化，比較穩態解與吸積停止或變化的暫態情況。
• 將GD 362和G 29-38的觀測豐度與模型預測進行比較，以推斷吸積組成，並使用 timescale 修正。
• 整合高解析度、高信噪比光譜的限制，以提高豐度確定與修正的準確性。

实验结果

研究问题

• RQ1 在重力沉降與擴散作用下，GD 362和G 29-38等白矮星的觀測大氣豐度在多大程度上反映了實際吸積物質的組成？
• RQ2 不同元素的擴散 timescales 如何影響穩態吸積-擴散平衡下吸積豐度與觀測豐度之間的關係？
• RQ3 若吸積速率非恆定，特別是隨時間指數下降時，對吸積物質來源有何影響？
• RQ4 若吸積非穩態，GD 362的觀測豐度比是否仍可與太陽類似組成相容？
• RQ5 如何利用吸積與擴散的 timescales 來區分吸積來源是星際介質還是解體的小行星？

主要发现

• 白矮星的觀測大氣豐度與吸積豐度並不相同；在穩態吸積-擴散平衡下，差異通常僅為2–4倍。
• 對於GD 362，若採用指數下降吸積模型，要匹配觀測結果，矽的初始吸積速率必須是恆定速率情況下的兩倍。
• 在指數下降吸積（τ_acc = 1.5×10⁵ yrs）的情況下，元素豐度會先上升至峰值後下降，峰值出現時間取決於各元素的擴散 timescales。
• 當吸積 timescales 長於擴散 timescales 時，最終豐度比取決於擴散 timescales 與吸積 timescale 的比值，而不僅僅取決於擴散本身。
• 若吸積停止或發生顯著變化，豐度可能與原始吸積組成產生大幅偏離，因此在不了解吸積歷史的情況下，無法可靠推斷來源組成。
• 模型顯示，GD 362中的氫很可能未以與矽成太陽比例的方式吸積，暗示可能為極早期吸積階段，或來源為氫貧化物質（如富含水的小行星）。