Белые карликовые звезды (БК) - самые многочисленные представители «звездного кладбища». Широко распространено мнение, что более 97% звезд во Вселенной эволюционируют в БК. Эти многочисленные объекты считаются мощным инструментом для понимания формирования и эволюции звезд, истории нашей галактики и звездных популяций.
В исследовании, опубликованном в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, исследовательская группа под руководством доцента Ву Ченгюаня из Юньнаньских обсерваторий Китайской академии наук изучила формирование сверхмассивных углеродно-кислородных белых карликов (СМУКБК).
Согласно моделям звездной эволюции, БК с массой менее 0,45 M⊙ (масс Солнца) являются гелиевыми (He) БК, а с массой от 0,45 до 1,05 M⊙ - углеродно-кислородными (CO) БК. БК с массой более 1,05 М⊙ могут иметь кислородно-неоновые (ONe) ядра и обычно называются сверхмассивными БК (СМБК).
"СМБК играют ключевую роль в нашем понимании взрывов сверхновых типа Ia, возникновения физических процессов в асимптотической фазе гигантского разветвления, существования высокопольных магнитных БК и возникновения двойных слияний БК", - сказал Ву.
Недавно данные от Gaia показали увеличение СМБК на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, что указывает на возможность существования в СМБК дополнительного механизма задержки охлаждения, такого как кристаллизация и осаждение элементов. Дальнейшие исследования показали, что некоторые СМБК должны были испытать довольно длительные задержки охлаждения, что позволяет предположить, что они являются углеродно-кислородными БК. Однако механизм образования этих СМУКБК все еще остается неясным.
В данной работе исследователи изучили, могут ли слияния массивных углеродно-кислородных БК с гелиевыми БК эволюционировать в СМУКБК. Результаты трехмерного динамического моделирования слияний двойных БК показывают, что это очень быстрый процесс, который может сформировать горячую корону на первичном БК. "Чтобы построить начальные структуры остатков слияния, мы применили метод быстрой аккреции для моделирования процесса слияния в одномерных моделях и получили структуры остатков, похожие на структуры в трехмерных моделях", - сказал Ву.
После построения структур остатков слияния исследователи обнаружили, что их эволюция похожа на эволюцию звезд типа R Coronae Borealis (R CrB). Сжигание гелия в оболочке приводит к росту массы ядра. Конечная масса БК зависит от скорости потери массы ветром во время эволюции после слияния и не может превышать примерно 1,2 M⊙. Остатки с массой ядра более 1,2 M⊙ будут испытывать поверхностное воспламенение углерода, что может окончательно завершить их жизнь в качестве кислородно-неонового БК.
Полученные результаты указывают на то, что по крайней мере некоторые СМБК, которые испытывают сверхдлинные задержки охлаждения, могут возникнуть в результате слияния гелиевого и углеродно-кислородного БК.