[论文解读] Evolution of accreting white dwarfs; some of them continue to grow

Grant Newsham, S. Starrfield+1 more|arXiv (Cornell University)|Mar 15, 2013

Astrophysical Phenomena and Observations被引用 7

一句话总结

本研究利用MESA恒星演化模拟，对太阳成分物质以不同吸积率（1.6×10⁻¹⁰至1.6×10⁻⁶ M☉ yr⁻¹）持续吸积至碳氧白矮星（0.70–1.35 M☉）的过程进行建模。研究发现，在多种情形下——尤其是反复发生氢闪和伴有氦闪的稳定燃烧——白矮星质量持续增长，最终在3×10⁶至4×10⁸年的 timescale 内达到钱德拉塞卡极限，支持了Ia型超新星的单简并星通道理论。

ABSTRACT

Novae are cataclysmic variable binary systems in which a white dwarf primary is accreting material from a low mass companion. The importance of this accretion takes on added significance if the WD can increase its mass to reach the Chandrasekhar limit thus exploding as a Type Ia supernova. In this study we accrete material of Solar composition onto carbon-oxygen white dwarfs of 0.70, 1.00 and 1.35 Msun with accretion rates from 1.6e-10 to 1.6e-6 Msun per yr. We have utilized the MESA stellar evolution code for our modeling and evolve them for many nova cycles or, in some cases, evolution to a red giant stage. Differing behaviors occur as a function of both the WD mass and the accretion rate. For the lower WD masses, the models undergo recurrent hydrogen flashes at low accretion rates; for higher accretion rates, steady-burning of hydrogen occurs and eventually gives way to recurrent hydrogen flashes. At the highest accretion rates, these models go through a steady-burning phase but eventually transition into red giants. For the highest white dwarf mass recurrent hydrogen flashes occur at lower accretion rates but for higher rates the models exhibit steady-burning interspersed with helium flashes. We find that for all our models that undergo recurrent hydrogen flashes, as well as the steady-burning models that exhibit helium flashes, the mass of the WD continues to grow toward the Chandrasekhar limit. These results suggest that the accretion of Solar abundance material onto carbon-oxygen white dwarfs in cataclysmic variable systems, the single degenerate scenario, is a viable channel for progenitors of Type Ia supernova explosions.

研究动机与目标

• 研究激变变星系统中的白矮星是否可通过持续吸积太阳成分物质增长至钱德拉塞卡极限。
• 确定在何种条件下质量吸积会导致持续增长，而非物质喷射或结构转变（如形成红巨星）。
• 通过采用真实质量损失方案建模长期演化，评估单简并星场景在Ia型超新星中的可行性。
• 比较不同初始白矮星质量和吸积率下的结果，尤其关注闪变动力学和质量保留效率。

提出的方法

• 使用MESA恒星演化代码（版本4798）进行模拟，初始条件为0.70、1.00和1.35 M☉的裸碳氧核心。
• 吸积率范围为1.6×10⁻¹⁰至1.6×10⁻⁶ M☉ yr⁻¹，持续吸积太阳成分物质（Lodders 2003）。
• 当光度超过爱丁顿极限时，采用超爱丁顿风方案模拟质量损失，依据Shaviv（2002）和Denissenkov等（2013）的研究。
• 演化过程持续追踪多个新星周期，或直至出现明确的长期行为，包括向红巨星阶段的转变。
• 模型演化至质量增长行为趋于稳定，或发生结构变化（如氦闪、半径膨胀）为止。
• 通过比较净质量增加与总吸积质量来量化质量增长效率，同时在闪变期间计算喷射事件。

实验结果

研究问题

• RQ1 激变变星中的白矮星是否可通过持续吸积太阳成分物质增长至钱德拉塞卡极限？
• RQ2 吸积率和初始白矮星质量如何影响反复氢闪、稳定燃烧与红巨星演化之间的转变？
• RQ3 大质量白矮星中的氦闪在多大程度上导致质量喷射，从而阻止进一步增长？
• RQ4 质量损失方案的选择（超爱丁顿风 vs. 光深风）是否显著改变预测的质量增长效率？
• RQ5 在不同吸积和质量条件下，吸积白矮星达到钱德拉塞卡极限的估计 timescale 是多少？

主要发现

• 所有经历反复氢闪或受氦闪中断的稳定燃烧的模型中，白矮星质量均持续增长，最终趋近钱德拉塞卡极限。
• 在吸积率为1.6×10⁻⁷ M☉ yr⁻¹时，1.35 M☉的白矮星以2.96×10⁻⁸ M☉ yr⁻¹的速率增长，对应每周期约20%的质量增长效率。
• 0.70 M☉的白矮星达到钱德拉塞卡极限所需时间为8×10⁶至4×10⁸年，具体取决于吸积率，吸积率越高，时间越短。
• 1.35 M☉的白矮星在3×10⁶至1×10⁸年内达到钱德拉塞卡极限，表明初始质量越大，增长越快。
• 尽管氦闪可喷射高达一半的吸积质量，但其不足以阻止质量增长，原因在于包层膨胀有限且喷射速度较低（峰值10 km s⁻¹，仅为逃逸速度的1/30）。
• 吸积率低于10⁻⁸ M☉ yr⁻¹的模型因强烈的氢闪导致质量喷射而无法实现增长，而较高吸积率则可实现持续增长。