¿Por qué la distribución de masa de la enana blanca tiene un pico alto?

Están sucediendo varias cosas y usted parece tener una buena comprensión de los factores involucrados.

Las enanas blancas se producen a partir de progenitores con masas de secuencia principal entre alrededor de 8 masas solares (más masivas y conduce a una supernova y una estrella de neutrones) en el extremo superior y alrededor de 0,9 masas solares en el extremo inferior. Este límite inferior no es nada fundamental, es solo que las estrellas menos masivas no han tenido tiempo suficiente para convertirse en enanas blancas, dada la larga vida de sus progenitores y la edad de la Galaxia.

Factor 1: hay muchas más estrellas progenitoras de alrededor de 1 masa solar que de alrededor de 8 masas solares. La "función de masa inicial" es más o menos como$N(M) \propto M^{-2.3}$. Esto significa que la mayoría de las enanas blancas tenían progenitores en el extremo inferior del rango, pero no por debajo de aproximadamente 0,9 masas solares debido al argumento de la vida útil. Para una relación monotónica entre la masa progenitora inicial y la masa final de la enana blanca (la relación de masa final inicial, IFMR), esto produce una distribución de masa final en pico: progenitores con 1 masa solar o menos, y muchos con masas justo por encima de esto siguen siendo secuencia principal las estrellas y los progenitores con una masa de más de 2-3 masas solares son raros. Por lo tanto, la creciente rareza de los progenitores de gran masa conduciría a una cola decreciente de enanas blancas de gran masa,$0.9 M_\odot$, que producen enanas blancas de$<0.5 M_\odot$- véase el factor 2 a continuación).

Factor 2: El IFMR puede ser monótono pero es bastante no lineal. Un progenitor de 8 masas solares parece producir una enana blanca de 1,2 masas solares; un progenitor de 4 masas solares producirá un$\sim 0.7$enana blanca de masa solar, mientras que el Sol debería terminar como una enana blanca de 0,5 masa solar (ver la relación determinada empíricamente de Kalirai 2013 a continuación). Las razones (y la IFMR exacta) aún no se han determinado, pero se centran en cuánta masa se pierde en la fase de rama gigante asintótica térmicamente pulsante. La planitud de la IFMR donde se encuentran la mayoría de las masas progenitoras conduce a una distribución de masas de enanas blancas en pico.

Factor 3: Efectos de la selección observacional. Las enanas blancas de baja masa son más grandes (como consecuencia de la presión de degeneración de los electrones) y las enanas blancas de alta masa se enfrían hasta volverse invisibles más rápido que las enanas blancas de menor masa (como consecuencia de sus densidades más altas, lo que hace que tengan capacidades caloríficas más bajas debido a la cuantificación de las vibraciones de la red cristalina). ; también conocido como refrigeración Debye). Por lo tanto, vemos muchas menos enanas blancas de muy alta masa en las encuestas.

Las enanas blancas de menos de 0,5 masas solares no deberían estar presentes debido a la larga vida de sus progenitores. Su gráfico muestra que hay algunos, formando un pequeño bulto separado. Estos bichos raros se han formado a través de interacciones binarias que pueden acelerar la desaparición de una estrella. Las enanas blancas de menor masa están hechas de helio, en lugar de la mezcla de carbono/oxígeno típica de la mayoría de las enanas blancas. Se forman a partir del núcleo de helio degenerado despojado de una estrella de secuencia principal evolucionada. Creo que sus números posiblemente estén un poco sobrerrepresentados en la gráfica de observación.