DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202347854
تاريخ النشر: 2024-03-08
المؤلف: F. R. N. Schneider وآخرون
الموضوع الرئيسي: انفجارات أشعة غاما والسوبرنوفا
نظرة عامة
تبحث هذه الدراسة في تأثير تراكم الكتلة واندماج النجوم على الهياكل السابقة للسوبرنوفا (pre-SN) والنتائج النهائية للنجوم الضخمة، التي غالبًا ما تشارك في عمليات تبادل الكتلة. باستخدام كود تطور النجوم ميسا، يقوم المؤلفون بنمذجة النجوم ذات الكتل الأولية التي تتراوح من 11 إلى 70 كتلة شمسية ($M_\odot$) وكتل متراكمة متغيرة (10-200% من الكتلة الأولية). تجد الدراسة أن تراكم الكتلة، وخاصة على النجوم بعد تسلسلها الرئيسي (post-MS)، يمكن أن يؤدي إلى مرحلة عملاق أزرق مطولة (BSG)، حيث تحرق هذه النجوم الهيليوم في نواها. تختلف الهياكل الناتجة في النواة بشكل كبير عن تلك الخاصة بالنجوم الفردية، مما يؤثر على مصائرها النهائية، بما في ذلك تشكيل الثقوب السوداء (BH) وكتل طرد السوبرنوفا (SN).
تشير النتائج الرئيسية إلى أن المتراكبين بعد تسلسلهم الرئيسي يمكن أن يتطوروا من خلال مرحلة BSG، متجاوزين مرحلة العملاق البارد (CSG)، وأن عتبات تراكم الكتلة تعتمد على توقيت اكتساب الكتلة والكتلة الأولية للنجوم. تكشف الدراسة أيضًا عن وجود علاقة بين كتل النجوم النيوترونية (NS) والانتروبيا المركزية في نماذج ما قبل السوبرنوفا، مما يشير إلى علاقة عالمية مستقلة عن التاريخ التطوري. علاوة على ذلك، تتنبأ النماذج بأن BSGs قد تنهار إلى BHs تصل إلى 50 $M_\odot$ أو تنفجر في SNe، مطلقة كتلًا تتجاوز تلك الناتجة عن النجوم الفردية. قد يؤدي السماح باندماجات متعددة إلى رفع كتل BH وSN إلى حوالي 80 $M_\odot$، مما قد يفسر الاندماجات الثنائية الملاحظة. يؤكد المؤلفون على الحاجة إلى مزيد من المحاكاة التفصيلية لفهم تعقيدات اندماجات النجوم وعمليات نقل الكتلة بشكل كامل.
مقدمة
تسلط المقدمة الضوء على انتشار النجوم الضخمة في أنظمة النجوم الثنائية والمتعددة، مشيرة إلى أن جميع النجوم من النوع O تقريبًا توجد في مثل هذه التكوينات، حيث أن أكثر من 50% منها جزء من أنظمة ثلاثية أو أنظمة أعلى. يؤثر هذا التعدد بشكل كبير على مساراتها التطورية، حيث تخضع معظم النجوم الضخمة لتبادل الكتلة مع رفقائها، مما يؤدي إلى نتائج متنوعة مثل السوبرنوفا (SNe). يحدث حوالي 40-50% من تبادل الكتلة من خلال تدفق روشي المستقر (RLOF)، بينما ينتج 20-30% عن اندماجات النجوم، و10-20% يؤدي إلى مراحل الغلاف المشترك. تغير هذه التفاعلات الهياكل الأساسية السابقة للسوبرنوفا للنجوم المزالة، مما يؤدي إلى أنواع انفجارات مختلفة (مثل SN Ib/c) ويؤثر على تشكيل النجوم النيوترونية وطاقة الانفجار.
تهدف الورقة إلى نمذجة استجابة النجوم لتراكم الكتلة السريع خلال هذه التفاعلات بشكل منهجي، مع التركيز على كيفية تعديل هذه العمليات للهياكل الأساسية وتأثيرها على المصائر النهائية وانفجارات السوبرنوفا. يعترف المؤلفون بالتبسيطات في نماذجهم، التي لا تأخذ في الاعتبار عوامل مثل الدوران والخلط في اندماجات النجوم، ومع ذلك فإنها توفر إطارًا محكمًا لدراسة المتراكبين. ستستخدم النتائج لاستكشاف الآثار المترتبة على انهيار النواة وخصائص السوبرنوفا، مع تحليل تفصيلي لتطور ما قبل السوبرنوفا، والهياكل الأساسية، والنتائج النهائية للمتراكبين المخطط لها في الأقسام اللاحقة. يناقش المؤلفون أيضًا قيود نماذجهم وإمكانية تعميم نتائجهم عبر مختلف المعدنيات.
طرق
في هذا القسم، يوضح المؤلفون الطرق الحسابية المستخدمة في دراستهم لنماذج النجوم، باستخدام الإصدار 10398 من حزمة البرمجيات Modules-for-Experiments-in-Stellar-Astrophysics (Mesa)، كما تم الإشارة إليه في عدة أعمال من قبل باكستون وآخرين (2011، 2013، 2015، 2018، 2019). يعتمد المؤلفون إعدادًا أساسيًا مشابهًا لذلك المستخدم في شنايدر وآخرين (2021)، مع منهجيات محددة موضحة في الأقسام الفرعية التالية.
في القسم 2.2، يصف المؤلفون نهجهم في نمذجة تراكم النجوم الثنائية، مميزين هذه النماذج عن تكوينات النجوم الفردية المستمدة من شنايدر وآخرين (2021). بالإضافة إلى ذلك، يناقش القسم 2.3 دمج نماذجهم مع كود السوبرنوفا (SN) للتحقيق في النتائج التطورية النهائية والأحداث المحتملة للسوبرنوفا. يتم تقديم نظرة شاملة على النماذج وخصائصها الرئيسية في الجدول A.1، ويتم توفير قوائم ميسا الضرورية وإعدادات إعادة إنتاج النموذج عبر الإنترنت على الرابط المحدد في زينودو.
نقاش
في هذا القسم، يناقش المؤلفون نمذجة تطور النجوم، مع التركيز بشكل خاص على النجوم غير الدوارة ذات التركيب الكيميائي الأولي المحدد وتأثيرات تراكم الكتلة في الأنظمة الثنائية. تستخدم النماذج نظرية طول الخلط للتوصيل، مع تعيين المعلمات وفقًا لمعايير محددة، وتدمج وصفات مختلفة لرياح النجوم وفقدان الكتلة. يبرز المؤلفون بشكل خاص أهمية تراكم الكتلة خلال التفاعلات الثنائية، والتي يمكن أن تؤدي إلى تغييرات سريعة في الهيكل النجمي والتطور، مما يؤثر بشكل خاص على الانتقال من العمالقة الزرقاء (BSGs) إلى العمالقة الأبرد (CSGs) بناءً على كمية الكتلة المتراكمة.
تشير النتائج إلى أن النتائج التطورية للنجوم التي تخضع لتراكم الكتلة تعتمد بشكل كبير على توقيت وكمية الكتلة المتراكمة. على سبيل المثال، يمكن أن تتطور النجوم التي تتراكم كمية كافية من الكتلة إلى BSGs طويلة العمر، بينما قد تبقى تلك التي لا تفعل ذلك كـ CSGs. يؤكد المؤلفون أيضًا أن كتل النوى للنجوم في نهاية احتراق الهيليوم في النواة حاسمة لتحديد مصائرها النهائية، حيث تتبع المتراكبات المتجددة عمومًا اتجاهات مشابهة للنجوم الفردية. ومع ذلك، تميل المتراكبات غير المتجددة إلى الاحتفاظ بمزيد من الكتلة، مما يؤدي إلى كتل نجمية نهائية أعلى. تقترح الدراسة أن تطور المتراكبين معقد ويتأثر بعوامل مثل كفاءة شبه التوصيل والمرحلة التطورية المحددة التي يتم فيها اكتساب الكتلة، مما يؤثر في النهاية على خصائص انفجارات السوبرنوفا وطبيعة بقايا النجوم.
قيود
تحدد الورقة البحثية عدة قيود للنماذج البسيطة لتراكم الكتلة المستخدمة لدراسة نقل الكتلة الثنائية واندماجات النجوم. توفر هذه النماذج تقريبًا من الدرجة صفر للعمليات الفيزيائية المعقدة لكنها تفشل في التقاط النطاق الكامل لحلقات تراكم الكتلة وفقدان الكتلة التي يمكن أن تحدث. من الجدير بالذكر أن النماذج غير دوارة، مما يتجاهل التأثيرات الكبيرة للدوران السريع في المتراكبين التي يمكن أن تؤدي إلى خلط الزخم الزاوي وتغييرات في هيكل النواة في مرحلة ما قبل السوبرنوفا (pre-SN). قد يؤثر هذا الإغفال على تاريخ فقدان الكتلة وأحجام النوى الفعالة خلال اندماجات النجوم، حيث يمكن أن يعزز الخلط أو يقلل من أحجام النوى اعتمادًا على أنواع النجوم المعنية.
بالإضافة إلى ذلك، لا تأخذ النماذج في الاعتبار تأثير المجالات المغناطيسية القوية الناتجة خلال عملية الاندماج، والتي يمكن أن تؤثر على تطور النجوم من خلال آليات مثل نقل الزخم الزاوي الداخلي والفرملة المغناطيسية. وبالتالي، فإن النماذج غير قادرة على تكرار الوفرة الكيميائية السطحية الملاحظة، بما في ذلك غنى النيتروجين والهيليوم من المواد المعالجة نوويًا التي تتراكم خلال نقل الكتلة الثنائية المستقرة. بشكل عام، بينما تسهل النماذج فهمًا محكمًا للهياكل النجمية، فإن قيودها تبرز الحاجة إلى نهج أكثر شمولاً يتضمن الدوران، والمجالات المغناطيسية، وتأثيرات متعددة الأبعاد لتعكس بدقة تعقيدات التفاعلات الثنائية واندماجات النجوم.
DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202347854
Publication Date: 2024-03-08
Author(s): F. R. N. Schneider et al.
Primary Topic: Gamma-ray bursts and supernovae
Overview
This research investigates the impact of mass accretion and stellar mergers on the pre-supernova (pre-SN) structures and final outcomes of massive stars, which are often involved in mass exchange processes. Utilizing the stellar evolution code Mesa, the authors model stars with initial masses ranging from 11 to 70 solar masses ($M_\odot$) and varying accreted masses (10-200% of the initial mass). The study finds that mass accretion, particularly onto post-main-sequence (post-MS) stars, can lead to a prolonged blue supergiant (BSG) phase, during which these stars burn helium in their cores. The resulting core structures differ significantly from those of single stars, affecting their final fates, including black hole (BH) formation and supernova (SN) ejecta masses.
Key findings indicate that post-MS accretors can evolve through a BSG phase, potentially bypassing the cool supergiant (CSG) phase, and that the mass accretion thresholds depend on the timing of mass gain and the initial mass of the stars. The study also reveals a correlation between neutron star (NS) masses and central entropy in pre-SN models, suggesting a universal relationship independent of evolutionary history. Furthermore, the models predict that BSGs may collapse into BHs of up to 50 $M_\odot$ or explode in SNe, ejecting masses exceeding those from single stars. Allowing for multiple mergers could raise BH and SN ejecta masses to approximately 80 $M_\odot$, potentially explaining observed binary BH mergers. The authors emphasize the need for further detailed simulations to fully understand the complexities of stellar mergers and mass transfer processes.
Introduction
The introduction highlights the prevalence of massive stars in binary and multiple star systems, noting that nearly all O-type stars exist in such configurations, with over 50% of them being part of triples or higher-order systems. This multiplicity significantly influences their evolutionary paths, as most massive stars undergo mass exchange with companions, leading to diverse outcomes such as supernovae (SNe). Approximately 40-50% of mass exchange occurs through stable Roche-lobe overflow (RLOF), while 20-30% results in stellar mergers, and 10-20% leads to common-envelope phases. These interactions alter the pre-supernova core structures of binary-stripped stars, resulting in different explosion types (e.g., SN Ib/c) and affecting neutron star formation and explosion energies.
The paper aims to systematically model the response of stars to rapid mass accretion during these interactions, focusing on how such processes modify core structures and influence final fates and supernova explosions. The authors acknowledge the simplifications in their models, which do not account for factors like rotation and mixing in stellar mergers, yet they provide a controlled framework for studying mass accretors. The results will be used to explore the implications for core collapse and the characteristics of supernovae, with a detailed analysis of pre-SN evolution, core structures, and the final outcomes of accretors planned for subsequent sections. The authors also discuss the limitations of their models and the potential generalization of their findings across different metallicities.
Methods
In this section, the authors detail the computational methods employed in their study of stellar models, utilizing revision 10398 of the Modules-for-Experiments-in-Stellar-Astrophysics (Mesa) software package, as referenced in multiple works by Paxton et al. (2011, 2013, 2015, 2018, 2019). The authors adopt a foundational setup similar to that used in Schneider et al. (2021), with specific methodologies outlined in subsequent subsections.
In Section 2.2, the authors describe their approach to modeling binary-star accretion, contrasting these models with single-star configurations derived from Schneider et al. (2021). Additionally, Section 2.3 discusses the integration of their models with a supernova (SN) code to investigate the final evolutionary outcomes and potential SN events. A comprehensive overview of the models and their key properties is provided in Table A.1, and the necessary Mesa inlists and settings for model reproduction are made accessible online at the specified Zenodo link.
Discussion
In this section, the authors discuss the modeling of stellar evolution, particularly focusing on non-rotating stars with specific initial chemical compositions and the effects of mass accretion in binary systems. The models utilize mixing-length theory for convection, with parameters set according to established criteria, and incorporate various prescriptions for stellar winds and mass loss. Notably, the authors highlight the significance of mass accretion during binary interactions, which can lead to rapid changes in stellar structure and evolution, particularly influencing the transition from blue supergiants (BSGs) to cooler supergiants (CSGs) based on the amount of mass accreted.
The findings indicate that the evolutionary outcomes of stars undergoing mass accretion are highly dependent on the timing and amount of accreted mass. For instance, stars that accrete sufficient mass can evolve into long-lived BSGs, while those that do not may remain as CSGs. The authors also emphasize that the core masses of stars at the end of core helium burning are crucial for determining their final fates, with rejuvenated accretors generally following trends similar to single stars. However, non-rejuvenating accretors tend to retain more mass, leading to higher final stellar masses. The study suggests that the evolution of accretors is complex and influenced by factors such as the efficiency of semi-convection and the specific evolutionary stage at which mass is gained, ultimately impacting the characteristics of supernova explosions and the nature of stellar remnants.
Limitations
The research paper outlines several limitations of the simple accretion models used to study binary mass transfer and stellar mergers. These models provide a zeroth-order approximation of complex physical processes but fail to capture the full range of mass-accretion and mass-loss episodes that can occur. Notably, the models are non-rotating, which neglects the significant effects of rapid rotation in accretors that can lead to angular momentum mixing and alterations in core structure at the pre-supernova (pre-SN) stage. This oversight may impact the mass-loss history and effective core sizes during stellar mergers, where mixing can either enhance or reduce core sizes depending on the stellar types involved.
Additionally, the models do not account for the influence of strong magnetic fields generated during the merging process, which can affect stellar evolution through mechanisms such as internal angular-momentum transport and magnetic braking. Consequently, the models are unable to replicate the observed surface chemical abundances, including nitrogen and helium enrichment from accreting nuclear-processed material during stable binary mass transfer. Overall, while the models facilitate a controlled understanding of stellar structures, their limitations highlight the need for more comprehensive approaches that incorporate rotation, magnetic fields, and multi-dimensional effects to accurately reflect the complexities of binary interactions and stellar mergers.