Beyaz Cüce Gezegenin Yıkımından Gelen X-ışını Sinyalleri

David Trevascus, Melbourne’deki Monash Üniversitesi’nden (doktora pozisyonlarına başvuran) astrofizik bölümünden mezun olmuş bir onur öğrencisidir. Onur yıllarında, eksantrik gaz disklerinin hidrodinamik simülasyonlarını gerçekleştirerek beyaz cücelerin etrafındaki gezegen sistemlerini araştırdılar. Şu anda x-ray görüntü verilerini işleyen bir araştırma görevlisi olarak çalışıyorlar ve boş zamanlarında yeni masa oyunları oynamaktan ve bir homebrew Dungeons and Dragons kampanyası yürütmekten keyif alıyorlar.

Başlık: X-ışını gözlemlerinden belirlenen bir beyaz cüce yığışan gezegenimsi malzeme

Yazarlar: Tim Cunningham, Peter J. Wheatley, Pier-Emmanuel Tremblay, Boris T. Gänsicke, George W. King, Odette Toloza ve Dimitri Veas

İlk Yazarın Kurumu: Fizik Bölümü, Warwick Üniversitesi, Coventry, CV4 7AL, Birleşik Krallık

Durum: Nature’da yayınlandı (kapalı erişim); üzerinde mevcut Arxiv

A Beyaz cüce Güneşimiz gibi düşük kütleli bir yıldız için yaşamın son aşamasıdır. Güneşimiz, çekirdeğindeki tüm hidrojeni ve helyumu yaktıktan sonra, geride atıl bir karbon ve oksijen topu bırakır. gözlemledik binlerce beyaz cüce ancak bu ölü yıldızların etrafındaki gezegenlere ne olduğu hakkında çok daha az şey biliyoruz. Bir gün beyaz bir cücenin yörüngesinde dönen Dünya benzeri bir gezegenin kalıntılarını görme şansımız var mı?

“Metal kirliliği” olarak bilinen bir fenomen, beyaz cüce yıldızların etrafında gezegenlerin varlığına işaret ediyor. Beyaz cüceler, artık hidrojen ve helyumdan oluşan ince bir dış katmanla kaplıdır. fotosfer. Herhangi bir ağır element (metaller) fotosferde mevcut bu katmandan nispeten hızlı bir şekilde batacak beyaz cücenin güçlü yerçekimi kuvvetleri nedeniyle. Bu nedenle, beyaz cücelerin kimyasal spektrumlarını gözlemlediğimizde şunu bulmamız şaşırtıcıdır. %25-50’si dış katmanlarını kirleten metallere sahiptir.. Bu kirlilik için genel olarak kabul edilen açıklama, gezegenlerin (ve diğer daha küçük cisimlerin) bu beyaz cücelerin yüzeylerine birikmesidir. Bugünün makalesi, bilinen ilk tespitini anlatmaktadır. Röntgen beyaz cüceden bu tür bir yığılmanın neden olduğu emisyonlar G29-38.

Toplanan malzeme neden x-ışınları yayar? Her şey yörüngedeki malzeme beyaz cüceye çarptığında ne olduğuyla ilgili. Sürecinde yığılma beyaz cücenin üzerine, yörüngedeki malzeme çok hızlı bir şekilde çok fazla kinetik enerji kaybeder. Bunu, yüksek sıcaklıklara kadar ısıtarak ve enerjiyi uzaklaştıran yüksek enerjili radyasyon (yani x-ışınları) üreterek yapar.

Daha önce beyaz cücelerin birikmesinden kaynaklanan x-ışını emisyonları tespit etmiştik., ancak önceki tespitlerin tümü, biriken materyalin diğer yıldıza ait olduğu ikili yıldız sistemlerinden yapıldı. Bu algılama için temel farklar, fotonların daha düşük enerjilerde konsantre olması ve olayın genel x-ışını parlaklığının daha düşük olmasıydı. Bu, yıldız malzemesinin aksine gezegen malzemesinin daha düşük kütlesinden ve dolayısıyla daha düşük yığılma oranlarından kaynaklanmaktadır.

Beyaz cüce üzerine malzemenin yığılma oranını belirlemek için, önce yığılma olayının x-ışını parlaklığını bilmemiz gerekir. Bu, farklı foton enerjileri üzerinden x-ışını akışının toplamını (yani integralini) almamızı gerektirir.

Bu olaydan kaynaklanan x-ışını akısı, ACIS-S dedektörü ile ölçülmüştür. Chandra Röntgen Gözlemevi. Bu dedektör en hassas foton enerjileri 1.0 – 6.5 keV aralığında. Tespit edilen elektronların önemli bir kısmı, dedektörün daha az duyarlı olduğu daha düşük enerjilerde (0,5 keV’den az) idi.

Bu makalenin yazarları, bu yığılma olayının yarattığı x-ışını akışını simüle ederek bu problemin üstesinden geldiler. Modelleri, beyaz cücenin fotosferinin etkin sıcaklığını ve ayrıca yığılan malzemenin bileşimini ve sıcaklık dağılımını hesaba katar. Yazarlar, bu modelleri gözlemlenen foton enerji dağılımına uydurarak toplam x-ışını akısını ve dolayısıyla emisyon olayının parlaklığını belirleyebildiler.

Bu makalenin yazarları, x-ışını parlaklığından, beyaz cüce üzerine gezegensel malzemenin yığılma oranını belirleyebildiler (çünkü ikisi doğru orantılıdır). Saniyede 1,63109 gramlık bir yığılma oranı ölçtüler. Bu, x-ışını gözlemlerinden bir beyaz cüce üzerine gezegensel malzemenin yığılma hızının ilk doğrudan ölçümüdür.

Gezegensel malzemenin beyaz cüce üzerindeki yığılma oranlarının önceki ölçümleri, bir beyaz cüce olarak bilinen şeye bağlıydı. “kararlı hal” modeli. Bu model, fotosferdeki metal bolluğunun, beyaz cüce üzerinde birikerek ve daha sonra çekirdeğine yayıldığından, zamanla kabaca sabit kaldığını varsayar.

Bu makalenin yazarları, bu fırsatı, yığılma hızının yeni bağımsız ölçümlerini kararlı durum ölçümleriyle karşılaştırmak için kullandılar. Ölçülen kararlı durum yığılma oranlarının, gözlemlerinden yaklaşık olarak bir büyüklük sırası daha düşük olduğunu bulmuşlardır. Bununla birlikte, kararlı durumdaki yığılma oranlarının, 3B konveksiyon modellerinde (1B modellerin aksine) bulunan beyaz cücenin katmanları arasında yıldız malzemesinin ilave karışımını hesaba katmadığını belirtiyorlar. konvektif aşma. Konvektif aşma hesabı, iki yığılma oranı ölçümü arasında kaba bir eşleşme ile sonuçlanır.

Şekil 1: Beyaz cüce fotosfer sıcaklığına göre ölçülen yığılma oranlarının (belirsizlikler dahil) karşılaştırması. Açık elmas ve dairesel veri noktaları, x-ışını akı modellemesinde yığılan malzemenin farklı bileşimleri (toprak Dünyaya karşı fotosferik) ve farklı sıcaklık dağılımları (izotermal vs soğutma akışı) kullanılarak x-ışını emisyonundan ölçüldüğü gibi yığılma oranlarını gösterir. . Mavi bant, x-ışını yığılma oranındaki %68 güven aralığını gösterir. Düz çizgiler, konvektif aşma (yeşil) ve (kırmızı) olmadan kararlı durum yığılma oranlarını gösterir. Düz mavi ve turuncu daireler, G29-38 için önceden ölçülen birikim oranlarını gösterir. Kağıttan Şekil 3.

Gezegensel malzemenin kirlenmiş beyaz cüceler üzerindeki anlık birikim hızını ölçmeye yönelik bu yöntem, beyaz cüce metal kirliliğinin nasıl oluştuğuna dair bir dizi açık soruyu yanıtlamamıza yardımcı olacaktır. Kızılötesi gözlemlerden biliyoruz ki, birçok kirli beyaz cüce, gezegensel malzemeden oluşan tozlu bir enkaz diskine de ev sahipliği yapıyor (kendi güneş sistemimizdeki asteroit veya Kuiper kuşaklarına benzer). Bu malzemenin beyaz cücenin yüzeyine bırakıldığı mekanizmayı henüz tam olarak anlayamıyoruz. Zaman içinde bu disklerden yayılan kızılötesi radyasyonda gördüğümüz değişkenliği de anlamıyoruz.

Daha düşük dalga boylarında x-ışını akışını tahmin etmedeki belirsizlikler nedeniyle, bu makalenin yazarları, yığılma hızı ölçümlerinin, gezegensel malzemenin gerçek yığılma hızı için bir alt sınır olduğunu kabul etmektedirler. Ancak yazarlar, gelecekteki x-ışını teleskoplarının, örneğin Yüksek Enerjili Astrofizik için Gelişmiş Teleskop (ATHENA) beyaz cüce gezegen sistemlerinden gelen x-ışını emisyonlarını daha iyi inceleyebilecektir.

Sümeet Kulkarni tarafından düzenlenen Astrobite

Öne çıkan resim kredisi: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva

Leave a Reply

Your email address will not be published.