Ultra kütleli karbon-oksijen beyaz cücelerin oluşumunu keşfetmek

Beyaz cüce yıldızlar (WD’ler), yıldız mezarlığının en çok sayıda üyesidir. Evrendeki yıldızların %97’sinden fazlasının WD’lere dönüşeceği yaygın olarak kabul edilmektedir. Bu sayısız nesne, yıldızların oluşumunu ve evrimini, galaksimizin tarihini ve yıldız popülasyonlarını anlamak için güçlü bir araç olarak kabul edilir.

yayınlanan bir çalışmada Kraliyet Astronomi Derneği’nin Aylık BildirimleriÇin Bilimler Akademisi Yunnan Gözlemevlerinden Yardımcı Doçent Wu Chengyuan liderliğindeki bir araştırma grubu, ultra kütleli karbon-oksijen beyaz cücelerin (UMCOWD’ler) oluşumunu araştırdı.

Yıldız evrim modellerine göre, yaklaşık 0,45 M⊙’den daha düşük kütleli WD’ler helyum (He) WD’lerdir ve kütleleri 0,45 ile 1,05 M⊙ arasında olanlar karbon-oksijen (CO) WD’lerdir. 1,05 M⊙’den daha büyük kütleli WD’ler oksijen-neon (ONE) çekirdeklerini barındırabilir ve genellikle ultra kütleli WD’ler (UMWD’ler) olarak adlandırılır.

Wu, “UMWD’ler, tip Ia süpernova patlamaları, asimptotik dev dal fazında fiziksel süreçlerin ortaya çıkması, yüksek alanlı manyetik WD’lerin varlığı ve çift WD birleşmelerinin oluşumu konusundaki anlayışımızda kilit bir rol oynuyor” dedi.

Son zamanlarda, Gaia verileri, Hertzsprung-Russell diyagramında UMWD’lerde bir geliştirme olduğunu ortaya çıkardı; bu, UMWD’lerde kristalleşme ve elementel sedimantasyon gibi ekstra bir soğutma gecikme mekanizmasının var olabileceğini gösterir. Daha ileri çalışmalar, bazı UMWD’lerin, CO WD’leri olduklarını ima ederek, oldukça uzun soğutma gecikmeleri yaşaması gerektiğini öne sürdü. Bununla birlikte, bu UMCOWD’lerin oluşum mekanizması hala belirsizdir.

Bu çalışmada, araştırmacılar, büyük CO WD’lerinin He WD’lerle birleşmesinin UMCOWD’lere evrilip gelişemeyeceğini araştırdı. Çift WD birleşmesi üzerindeki 3B dinamik simülasyonların sonuçları, çift WD birleşmesinin çok hızlı bir süreç olduğunu ve birincil WD üzerinde sıcak bir korona oluşturabileceğini göstermektedir. Wu, “Birleşme kalıntılarının ilk yapılarını oluşturmak için, 1B modellerde birleşme sürecini simüle etmek için hızlı toplama yöntemini benimsedik ve kalan yapıları 3B modellere benzer şekilde elde ettik” dedi.

Araştırmacılar, birleşme kalıntılarının yapılarını oluşturduktan sonra, kalıntıların birleşme sonrası evriminin R Coronae Borealis (R CrB) yıldızlarına benzer olduğunu buldular. He kabuğunun helyum yanması, CO çekirdeğinin kütle büyümesine yol açar. Nihai CO WD kütlesi, birleşme sonrası evrim sırasında rüzgar kütlesi kayıp oranından etkilenir ve yaklaşık 1,2 M⊙’yi aşamaz. 1.2 M⊙’den daha büyük çekirdek kütlelerine sahip kalıntılar, yüzeysel karbon tutuşmasına maruz kalacak ve bu da sonunda One WD’ler olarak yaşamlarına son verebilecektir.

Mevcut sonuçlar, ekstra uzun soğutma gecikmeleri yaşayan en azından bazı UMWD’lerin CO WD’leri ve He WD’lerin birleşmesinden kaynaklanabileceğini ima etmektedir.