Белые карлики (БД) — самые многочисленные члены звездного кладбища. Общепризнано, что более 97% звезд во Вселенной эволюционируют в БД. Эти многочисленные объекты считаются мощным инструментом для понимания образования и эволюции звезд, истории нашей галактики и звездного населения.
В исследовании, опубликованном в Ежемесячных уведомлениях Королевского астрономического общества , исследовательская группа под руководством доцента Ву Чэнъюаня из Юньнаньской обсерватории Китайской академии наук исследовала образование сверхмассивных углеродно-кислородных белых карликов (UMCOWD).
Согласно моделям звездной эволюции, КД с массами менее примерно 0,45 M⊙ являются гелиевыми (He) КД, а с массами от 0,45 до 1,05 M⊙ — углеродно-кислородными (CO) КД. БД с массой более 1,05 M⊙ могут содержать кислородно-неоновые (ONE) ядра и обычно называются сверхмассивными БД (UMWD).
«UMWDs играют ключевую роль в нашем понимании взрывов сверхновых типа Ia, возникновения физических процессов в асимптотической фазе гигантской ветви, существования сильнопольных магнитных WD и возникновения двойных слияний WD», — сказал Ву.
Недавно данные Gaia выявили усиление UMWD на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, что указывает на то, что в UMWD может существовать дополнительный механизм задержки охлаждения, такой как кристаллизация и осаждение элементов. Дальнейшие исследования показали, что некоторые UMWD должны были испытывать довольно длительные задержки охлаждения, что подразумевает, что они являются CO WD. Однако механизм образования этих UMCOWD до сих пор не ясен.
В этом исследовании исследователи исследовали, могут ли слияния массивных WD CO с WD He превратиться в UMCOWD. Результаты трехмерного динамического моделирования слияния двойных ВД показывают, что слияние двойных ВД представляет собой очень быстрый процесс, который может образовать горячую корону на первичном ВД. «Чтобы построить первоначальные структуры остатков слияния, мы использовали метод быстрой аккреции для моделирования процесса слияния в 1D-моделях и получили остаточные структуры, аналогичные структурам в 3D-моделях», — сказал Ву.
После построения структур остатков слияния исследователи обнаружили, что эволюция остатков после слияния аналогична звездам R Coronae Borealis (R CrB). Сжигание гелием оболочки He приводит к массовому росту ядра CO. На конечную массу CO WD влияет скорость потери массы ветром во время эволюции после слияния, и она не может превышать примерно 1,2 M⊙. Остатки с массой ядра более 1,2 M ⊙ испытают воспламенение углерода на поверхности, что может в конечном итоге закончить их жизнь как ONE WD.
Текущие результаты подразумевают, что, по крайней мере, некоторые UMWD, которые испытывают сверхдлительные задержки охлаждения, могут быть вызваны слиянием WD CO и WD He.
