Kann das wiederkehrende Novae RS Oph zu Supernovae vom Typ Ia werden?

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Das klassische Szenario für die Erzeugung von Supernovae vom Typ Ia ist ein weißer Zwergstern, der Masse von einem nahe gelegenen Stern anreichert, der in die Phase des roten Riesen eintritt. Dies setzt jedoch voraus, dass sich der Weiße Zwerg bereits direkt am Wendepunkt befindet. In vielen Fällen liegt der Weiße Zwerg weit unter der Chandrasekhar-Grenze und Materie sammelt sich an der Oberfläche. Es entzündet sich dann als kleinere Nova, die den größten Teil (wenn nicht den gesamten) des Materials abbläst, für dessen Sammlung es so hart gearbeitet hat.

Ein neues Papier einer Gruppe europäischer Astronomen untersucht, wie sich dieser Zyklus auf die Gesamtansammlung von Masse auf den weißen Zwergen auswirkt, die wiederkehrenden Novae ausgesetzt sind. In einer früheren, einfacheren 1D-Studie (Yaron et al. 2005) haben Simulationen gezeigt, dass ein Nettomassengewinn möglich ist, wenn der Weiße Zwerg durchschnittlich 10 akkumuliert-8 mal die Masse der Sonne jedes Jahr. Bei dieser Rate schlug die Studie jedoch vor, dass die meisten der Masse würde in den resultierenden Novae wieder verloren gehen, und selbst ein winziger Gewinn von 0,05 Sonnenmassen würde in der Größenordnung von Millionen von Jahren liegen. Wenn dies der Fall wäre, wäre der Aufbau der erforderlichen Masse, um als Supernova vom Typ Ia zu explodieren, für viele weiße Zwerge unerreichbar, da die rote Riesenphase des Gefährten enden würde und der Zwerg ausfallen würde, wenn es zu lange dauern würde von Material zu verschlingen.

Für ihre neue Studie simulierte das europäische Team den Fall von RS Ophiuchi (RS Oph) in einer 3D-Situation. Die Simulation berücksichtigte nicht nur den Massenverlust des Riesen auf den Zwerg, sondern umfasste auch die Entwicklung der Umlaufbahnen (die auch die Akkretionsraten beeinflussen würden) und unterschiedliche Raten für die Geschwindigkeit der vom Riesen verlorenen Materie. Es war nicht überraschend, dass das Team bei langsameren Massenverlustraten des Riesen mehr akkumulieren konnte. „Die Akkretionsraten ändern sich von
ungefähr 10% [der Masse des roten Riesen] im langsamen Fall bis ungefähr 2% im schnellen Fall. “

Was nicht sofort offensichtlich war, ist, dass der Verlust des Drehimpulses, als der Riese seine Schichten ablegte, zu einer Verringerung der Trennung der Sterne führte. Dies bedeutete wiederum, dass der Riese und der Zwerg enger zusammenwuchsen und die Akkretionsrate weiter anstieg. Insgesamt stellten sie fest, dass die aktuelle Akkretionsrate für RS Oph bereits höher als die 10 war-8 Sonnenmassen pro Jahr, die für einen Nettogewinn notwendig sind und sich aufgrund der abnehmenden Umlaufbahn nur verbessern würden. Da die Masse von RS Oph steil nahe an der Chandrasekhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen liegt, schlagen sie vor: "RS Oph ist ein guter Kandidat für einen Vorfahren eines SN Ia."

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