Kredit:Pixabay/CC0 Public Domain
Vita dvärgstjärnor (WDs) är de mest talrika medlemmarna av stjärnkyrkogården. Det är allmänt accepterat att mer än 97 % av stjärnorna i universum kommer att utvecklas till WD. Dessa många objekt anses vara ett kraftfullt verktyg för att förstå bildningen och utvecklingen av stjärnor, historien om vår galax och stjärnpopulationer.
I en studie publicerad i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , en forskargrupp ledd av assisterande professor Wu Chengyuan från Yunnan Observatories vid den kinesiska vetenskapsakademin undersökte bildandet av ultramassiva kol-syre-vita dvärgar (UMCOWDs).
Enligt stjärnutvecklingsmodeller är WDs med massor lägre än cirka 0,45 M⊙ helium (He) WDs, och de med massor mellan 0,45 och 1,05 M⊙ är kol-syre (CO) WDs. WDs med massor större än 1,05 M⊙ kan hysa syre-neon (ONe) kärnor och kallas vanligtvis ultramassiva WDs (UMWDs).
"UMWD:arna spelar en nyckelroll i vår förståelse av supernovaexplosioner av typ Ia, förekomsten av fysiska processer i den asymptotiska jättegrenfasen, förekomsten av magnetiska WD:ar med högt fält och förekomsten av dubbla WD-sammanslagningar," sa Wu.
Nyligen har Gaia-data avslöjat en förbättring av UMWDs på Hertzsprung-Russell-diagrammet, vilket indikerar att en extra kylningsfördröjningsmekanism som kristallisation och elementär sedimentering kan finnas i UMWDs. Ytterligare studier har föreslagit att vissa UMWDs borde ha upplevt ganska långa kylningsfördröjningar, vilket antyder att de är CO WDs. Bildningsmekanismen för dessa UMCOWDs är dock fortfarande oklar.
I den här studien undersökte forskarna om sammanslagningarna av massiva CO WDs med He WDs kan utvecklas till UMCOWDs. Resultaten av dynamiska 3D-simuleringar på de dubbla WD-sammanslagningarna visar att den dubbla WD-sammanslagningen är en mycket snabb process som kan bilda en het korona på den primära WD-enheten. "För att konstruera de initiala strukturerna för fusionsresterna, använde vi en snabb ackretionsmetod för att simulera fusionsprocessen i 1D-modeller, och erhöll reststrukturer som liknar dem i 3D-modeller", sa Wu.
Efter att ha konstruerat strukturerna för fusionsresterna fann forskarna att utvecklingen efter fusionen av resterna liknar R Coronae Borealis (R CrB) stjärnor. Heliumförbränningen av He-skalet leder till masstillväxt av CO-kärnan. Den slutliga CO WD-massan påverkas av vindmassans förlusthastighet under utvecklingen efter sammanslagningen och kan inte överstiga cirka 1,2 M⊙. Rester med kärnmassa som är större än 1,2 M⊙ kommer att uppleva kolantändning på ytan, vilket till slut kan avsluta deras liv som ONe WDs.
De nuvarande resultaten antyder att åtminstone vissa UMWDs som upplever extra långa kylningsfördröjningar kan härröra från sammanslagning av CO WDs och He WDs. + Utforska vidare
