Warum hat die Massenverteilung der Weißen Zwerge eine hohe Spitze?

Es passieren mehrere Dinge, und Sie scheinen die beteiligten Faktoren gut zu verstehen.

Weiße Zwerge werden aus Vorläufern mit Hauptreihenmassen zwischen etwa 8 Sonnenmassen (jeder massivere und es führt zu einer Supernova und einem Neutronenstern) am oberen Ende und etwa 0,9 Sonnenmassen am unteren Ende produziert. Diese untere Grenze ist nichts Grundlegendes, es ist nur so, dass Sterne mit geringerer Masse angesichts der langen Lebensdauer ihrer Vorläufer und des Alters der Galaxie nicht genügend Zeit hatten, um zu Weißen Zwergen zu werden.

Faktor 1: Es gibt weit mehr Vorläufersterne um 1 Sonnenmasse als um 8 Sonnenmassen. Die "Anfangsmassenfunktion" geht ungefähr so$N(M) \propto M^{-2.3}$. Das bedeutet, dass die meisten Weißen Zwerge Vorfahren am unteren Ende des Spektrums hatten, aber aufgrund des Lebensdauerarguments nicht weniger als etwa 0,9 Sonnenmassen. Für eine monotone Beziehung zwischen der anfänglichen Vorläufermasse und der endgültigen Masse des Weißen Zwergs (die anfängliche endgültige Massenbeziehung, IFMR) erzeugt dies eine Endmassenverteilung mit Spitzen – Vorläufer mit 1 Sonnenmasse und darunter und viele mit Massen knapp darüber sind immer noch Hauptreihen Sterne und Vorläufer mit einer Masse von mehr als 2-3 Sonnenmassen sind selten. So würde die zunehmende Seltenheit massereicher Vorläufer zu einem abnehmenden Schweif massereicher Weißer Zwerge führen,$0.9 M_\odot$, die weiße Zwerge von produzieren$<0.5 M_\odot$- siehe Faktor 2 unten).

Faktor 2: Die IFMR kann monoton sein, ist aber ziemlich nicht linear. Ein Vorläufer mit 8 Sonnenmassen scheint einen Weißen Zwerg mit 1,2 Sonnenmassen hervorzubringen; ein Vorläufer mit 4 Sonnenmassen produziert a$\sim 0.7$Sonnenmasse Weißer Zwerg, während die Sonne als Weißer Zwerg mit 0,5 Sonnenmassen enden sollte (siehe die empirisch ermittelte Beziehung von Kalirai 2013 unten). Die Gründe (und die genaue IFMR) müssen noch bestimmt werden, konzentrieren sich jedoch darauf, wie viel Masse in der thermisch pulsierenden asymptotischen Riesenzweigphase verloren geht. Die Flachheit des IFMR, wo sich die meisten Vorläufermassen befinden, führt zu einer spitzen Massenverteilung der Weißen Zwerge.

Faktor 3: Beobachtungsselektionseffekte. Weiße Zwerge mit geringer Masse sind größer (eine Folge des Elektronenentartungsdrucks) und weiße Zwerge mit hoher Masse kühlen schneller bis zur Unsichtbarkeit ab als weiße Zwerge mit geringerer Masse (eine Folge ihrer höheren Dichte, die dazu führt, dass sie aufgrund der Quantisierung von Kristallgitterschwingungen geringere Wärmekapazitäten haben ; auch bekannt als Debye-Kühlung). Daher sehen wir in Umfragen viel weniger sehr massereiche Weiße Zwerge.

Weiße Zwerge mit weniger als 0,5 Sonnenmassen sollten wegen ihrer langen Vorläuferlebensdauer nicht vorhanden sein. Ihr Diagramm zeigt, dass es einige gibt, die eine separate kleine Beule bilden. Diese Verrückten haben sich durch binäre Wechselwirkungen gebildet, die den Untergang eines Sterns beschleunigen können. Weiße Zwerge mit geringerer Masse bestehen eher aus Helium als aus dem für die meisten Weißen Zwerge typischen Kohlenstoff-Sauerstoff-Gemisch. Sie werden aus dem abgestreiften entarteten Heliumkern eines entwickelten Hauptreihensterns gebildet. Ich denke, dass ihre Anzahl in der Beobachtungsdarstellung möglicherweise etwas überrepräsentiert ist.