시리우스 B가 A로부터 시작하여 초신성 유형 Ia가됩니까?

시리우스 B는 2 태양 질량 시리우스 A에서 약 25 AU 거리에서 공전하는 1 태양 질량의 거대한 백색 왜성입니다. ? 태양이 일어날 때 태양이 안전한 거리에 있거나 시리우스가 우리의 운명일까요?

시리우스 B가 계산을 시작합니까? 예, 지금하고 있습니다. 시리우스 A는 바람을 가지고 그 바람의 일부는 백색 왜성에 의해 포획 될 것입니다.

바람 포집의 효과는 상대 풍속의 강력한 기능입니다. Bondi-Hoyle accretion 이라고 알려진 accretion rate에 대한 분석 근사치 는 상대 속도의 역 큐브입니다. 현재의 진화 상태에서, 시리우스 A로부터의 질량 손실은 태양과 같이 비교적 약하고 태양과 같이 비교적 빠를 것이다. 이것은 백색 왜성에 의한 모든 중요한 악취를 싫어합니다.

그러나 인생의 후반에 시리우스 A는 팽창하여 거대한 점성 별이 될 것입니다. 그러한 별의 봉투는 먼지가 많은 바람에 의해 점차적으로 (수백만 년 동안) 천천히 날아갑니다. 시리우스 A가 현재 약 2 태양 질량 인 경우,이 단계에서 단지 10-20 km / s의 속도로 약 1.4 태양 질량을 잃게됩니다.

만 일부 별 사이의 거리가 여전히 25 AU에서 크기 때문에이 질량은 백색 왜성으로 두꺼운 대기 할 수있다 (대량가 시스템에서 손실로 큰이 될 것이다) 아마 (시리우스 (A)의 가능성 터미널 크기 비교 순서 2 au). 아마도 로슈 로브 크기 를 살펴보면 로슈 로브 오버플로는 A가 분리의 약 40 %에 도달해야하는데 이는 일어나지 않을 것입니다. 정확히 어떤 부분 것이 있다 (대부분의 가능성이 우주로 사라집니다 효율성이 떨어지는 바람 증대 프로세스에 의해 포착 하고 궤도를 확대) 예측하기 어렵다 바람 속도에 크게 의존한다.

시리우스 B가 0.35-0.4 태양 질량을 계산할 수 있다고해도 (물론 유체 역학적 시뮬레이션을 수행 할 수있는 방법이 부족한 것 같지만) 불안정해야하는데, 그 질량이 "고착"할 것인지는 확실하지 않습니다. 수소가 풍부한 물질이 쌓이면 백색 왜성 표면의 노바 (초신성이 아님)에서 발화 및 폭발하여 질량 손실이 발생할 수 있습니다!

마지막으로 언제 이런 일이 발생합니까? 글쎄, 시리우스는 아마도 약 3 억년이되었을 것이고 내가 묘사 한 방식으로 진화하기 시작하기 전에 5 억년이 더있을 것입니다. 그때는 태양 근처 어디에도 없습니다.

시리우스 A와 B 사이의 거리는 8 ~ 31.5 AU이며 시리우스 A가 붉은 거인이 되더라도 여전히 6 AU 이상입니다. 이러한 거리가 너무 커서 시리우스 B가 상당한 질량을 얻을 수 없습니다. 시리우스 A에 의해 손실 된 거의 모든 질량은 적색 거인으로, 나중에 AGB는 우주로 탈출합니다. 시리우스 B는 약간의 가속으로 인해 반복적 인 노바가 될 수 있지만 초신성으로 폭발하기에 충분한 질량을 얻지 못하고 0.05-0.1 태양 질량조차 거의 얻지 못합니다.

시리우스 b는 1.02 태양 덩어리이며 탄소 산소 백색 왜성입니다. 임계 질량은 성분에 따라 다르며, 철 성분의 백색 왜성은 1.0667 태양 질량의 낮은 임계 질량을 가질 수 있습니다 . 이 논문 에서 표 3의 마지막 열의 7 열을보십시오 . 그것들은 중성화 (neutronization)라고도 불리는 역 베타 붕괴 (양성자와 전자 결합을 통해 중성자를 만들기)를 고려함으로써 일반적인 값보다 낮아집니다. 어려운 계산입니다.

스택 교환 의견도 참조하십시오.

• 왜 전자가 초 상대성이되기 전에 백색 왜성에서 전자와 양성자가 결합하지 않는가?

어쨌든 표 3을 사용하여 그 논문의 제안 된 수정으로 산소는 1.3846, 카본 화이트 드워프는 1.3916입니다. 시리우스 b는 여전히 임계 질량보다 훨씬 낮습니다. 그렇게 않는 경우, 시리우스 B가 너무 멀리 떨어져 축적 충분한 가스, 기회가 시리우스는 이런 일이 전에 우리의 광대 한 거리가 있음을하다이 초신성 갈 어쨌든 모든 별이 은하 주위에 이동에서 아마 참조 롭 제프리 ' 대답

또 다른 가능성이 있습니다. 이것은 밝은 백색 왜성이 Chandrasekhar 한계에 도달하지 않고 초신성을 낼 수있어 에너지가 적은 초신성을 만들 수 있다는 최근의 아이디어입니다. 이 논문 에 따르면 , 1.1 태양 질량의 백색 왜성이 적을 것으로 예상되는 출생 질량 범위에서 예상했던 것보다 더 높을 수 있다는 통계적 증거가 있습니다. 시리우스 b에는 적용되지 않을 것입니다.

"가장 오른쪽에있는 마젠타 다이아몬드 인 Sirius b는 임계 밀도가 그림 3에서 취한 값보다 현저히 낮지 않으면 초신성을 생성 할 것 같지 않습니다. 측정 된 연령까지 살아남 으려면 상당한 증가가 필요합니다. " 초신성 Ia의 원천으로 퇴보 붕괴

확실히 가능합니다. 그림을 참조하십시오.