On the interaction of accreting white dwarfs with their ambient medium

Abstract

In this dissertation, we consider mass-accreting white dwarfs (WDs) in binary systems, the interaction of their ionizing emission with their ambient medium, as well as the correlation of these systems with type Ia supernovae (SNe Ia) and Planetary Nebulae (PNe). PNe and in particular the Planetary Nebula Luminosity Function (PNLF) have been the subject of intensive study for decades, particularly in light of their role as important extragalactic distance estimators. It has been shown that PNe can beused as rulers to measure the distances to the galaxies up to 20 Mpc, because in all types of galaxies all the brightest PNe have the same intrinsic brightness in their [O III]5007A emission line. Nevertheless, despite decades of research, the reason for this is far from being understood and the single stellar evolution models seem incapable of explaining this peculiar phenomenon. Given the high binary fraction of PNe central stars and a number of strong indications that mass transfer processes take place in binary central stars, accreting WDs may offer a clearer route towards explaining this uniformity as they posses completely different properties and evolution than the single ones being overall hotter and more luminous sources, but due to the lack of any detailed modeling it is still unclear whether and to which extent this scenario is capable to resolve this issue. Mass accreting WDs have also been proposed as one of the dominant progenitor channels of SNe Ia. It has been shown that if the accretion rate is within a specific regime, the material is reprocessed by nuclear fusion, making the WD extremely luminous source in the EUV and soft X-ray bands and the WD retains the accreted matter increasing its mass. In this picture, accreting WDs can eventually explode as SNe Ia after reaching a critical mass. Given the hard emission of accreting WDs, they are generally associated with observed “supersoft X-ray sources” (SSSs) and it is suggested that they should be accompanied by ionized nebulae. These nebulae should persist long after the SN Ia explosion, due to the long recombination and cooling times involved. However, the accreting WDs progenitor scenario has severe weaknesses and cannot account for all the observed properties of SNe Ia. As a result, despite decades of research, the nature of SNe Ia remains largely unknown. In this work, we combine accreting WD models with photoionization numerical techniques in order to study the observational imprints that accreting WDs leave to their ambient medium due to their ionizing activity. In this way, we compare predictions of nebular optical line fluxes, derived from models of accreting WDs burning hydrogen or helium on their surfaces, to observations of nebulae close to supersoft X-ray sources, SNe Ia remnants and Planetary nebulae, trying to probe these mysteries. We study the observational appearance of nebulae, powered by H and He accreting WDs, as a function of the WD mass, the accretion rate, the ISM density and the chemical composition of the accreted material. In this way, we provide diagnostic tools and direct links between the ionisation and emission properties of the ambient gas and the physical conditions that govern the ionizing source. We show that the accreting WDs’ nebulae share similar optical properties as those observed in galaxies that exhibit Low-Ionization Emission-line Regions (LIERs), suggesting that accreting WDs, being numerous in any galactic type, can potentially be one of the main contributors responsible for the formation of LIERs. By comparing the results extracted by our theoretical modeling to the relevant constraints imposed by optical observations in the vicinity of a number of SSSs and type Ia supernova remnants, we demonstrated that most SSSs must lie in density media less than 0.2 cm^−3, while we excluded most of accretion scenarios as progenitors for 6 SNe Ia. Then, motivated by observations that mass transfer-processes might occur in central stars of PNe, we extended our work by modeling for the first time PNe powered by mass-accreting WDs. In this way, we investigate the impact that hosting a steadily-accreting WD would have on the properties and evolution of a PN and we examine how these PNe differ as compared to those powered by single ones. We show what PNe powered by accreting WDs can explain specific characteristics observed in PNe that cannot be reproduced by the standard single star evolution. For instance, we examine how accreting WDs can affect the PNLF by covering a wide range of WD masses accretion rates and we find that for all but the lowest accretion rates the extracted [O III] luminosities are almost constant and clustered very close to the PNLF cut-off value, proposing that accreting WDs might be the key for understanding this decades-old mystery.

Αντικείμενο μελέτης της συγκεκριμένης διατριβής αποτελούν οι λευκοί νάνοι (ΛΝ) σε στενά διπλά συστήματα αστέρων που συσσωρεύουν ύλη από το συνοδό άστρο, η αλληλεπίδραση της εκπεμπόμενης ιονίζουσας ακτινοβολίας τους με το περιβάλλον μέσο, καθώς και η συσχέτιση των συστημάτων αυτών με τις υπερκαινοφανείς εκρήξεις ή σουπερνόβα τύπου Ια (ΥΕ Ια) και τα Πλανητικά νεφελώματα (ΠΝ). Τα πλανητικά νεφελώματα και ειδικότερα η συνάρτηση φωτεινότητας των πλανητικών νεφελωμάτων αποτελούν πλέον αντικείμενο εντατικής μελέτης για δεκαετίες, ιδιαίτερα υπό το πρίσμα του ρόλου τους ως “κοσμικά κεριά” (μέτρηση κοσμικών αποστάσεων) στην εξωγαλαξιακή αστρονομία. ́Εχει αποδειχθεί ότι τα πλανητικά νεφελώματα χρησιμοποιούνται ως μονάδα μέτρησης για τις αποστάσεις γαλαξιών, διότι σε όλους τους τύπους γαλαξιών, όλα τα πολύ φωτεινά ΠΝ έχουν την ίδια εγγενή φωτεινότητα στη γραμμή εκπομπής [Ο ΙΙΙ] λ5007. Ωστόσο, παρά την έρευνα δεκαετιών, ο λόγος για τον οποίο συμβαίνει αυτό απέχει πολύ από το να γίνει κατανοητός και τα μοντέλα αστρικής εξέλιξης μεμονωμένων άστρων φαίνονται μη ικανά να εξηγήσουν αυτό το περίεργο φαινόμενο. Δεδομένου του μεγάλου ποσοστού στενών διπλών συστημάτων ως κεντρικά άστρα πλανητικών νεφελωμάτων, και μια σειρά από ισχυρές ενδείξεις ότι φαινόμενα μεταφοράς μάζας λαμβάνουν χώρα σε πολλά από αυτά, οι λευκοί νάνοι που συσσωρεύουν ύλη ίσως να προσφέρουν μια πιο λογική εξήγηση για αυτή την ομοιομορφία καθώς διαθέτουν τελείως διαφορετικές ιδιότητες και εξέλιξη από τους απομονωμένους ΛΝ. ́Ομως, λόγω της έλλειψης λεπτομερούς μοντελοποίησης δεν είναι ακόμη σαφές εάν και σε ποιο βαθμό αυτό το σενάριο είναι ικανό να επιλύσει αυτό το ζήτημα. Οι λευκοί νάνοι που συσσωρεύουν ύλη έχουν επίσης προταθεί ως ένας από τους πιο πιθανούς προγεννήτορες των ΥΕ Ια. ́Εχει αποδειχθεί ότι εάν ο ρυθμός προσαύξησης ύλης βρίσκεται εντός ενός συγκεκριμένου εύρους, το υλικό που προσπίπτει στην επιφάνεια του λευκού νάνου υπόκειται σε πυρηνική σύντηξη, καθιστώντας τον ισχυρή πηγή υπεριώδους ακτινοβολίας και μαλακών ακτίνων Χ. Σε αυτό το καθεστώς, ο ΛΝ διατηρεί την ύλη που προσπίπτει στην επιφάνεια του, αυξάνοντας με αυτό το τρόπο τη μάζα του. Είναι γενικά αποδεκτό ότι εάν η μεταφορά ύλης συνεχιστεί και ο ΛΝ φτάσει μία κρίσιμη μάζα, υπό τις κατάλληλες συνθήκες αποσταθεροποιείται από τη μάζα που λαμβάνει και μπορεί να προκαλέσει μία έκρηξη ΥΕ Ια. Λόγω της ισχυρής ιονίζουσας ακτινοβολίας των ΛΝ που συσσωρεύουν ύλη, έχουν συνδεθεί με τις παρατηρησιακές «υπερμαλακές πηγές ακτίνων Χ» και ενδείκνυται να περιβάλλονται από ιονισμένα νεφελώματα. Αυτά τα νεφελώματα θα πρέπει να παραμείνουν για πολύ χρόνο μετά την έκρηξη ΥΕ Ια, λόγω των μεγάλων χρόνων επανασύνδεσης και ψύξηςπου απαιτούνται. Παρ ́ όλα αυτά, το σενάριο αυτό παρουσιάζει σοβαρές αδυναμίες και δεν μπορεί να αναπαράγει όλα τα παρατηρησιακά δεδομένα που σχετίζονται με τη φύση των ΥΕ Ια. Συνεπώς, παρά την έρευνα δεκαετιών, η φύση και ο προσδιορισμός της προέλευσης των ΥΕ Ια παραμένει έως σήμερα σε μεγάλο βαθμό άγνωστη. Σε αυτή την εργασία, συνδυάζονται θεωρητικά μοντέλα λευκών νάνων που βρίσκονται σε στενά διπλά συστήματα αστέρων και συσσωρεύουν ύλη από το συνοδό τους με προσομοιώσεις φωτοϊνισμού για τη μελέτη των παρατηρησιακών “αποτυπωμάτων” που αυτά τα συστήματα αφήνουν στο περιβάλλοντα χώρο τους, εξαιτίας της ιονίζουσας ακτινοβολίας τους. Μέσω αυτού του τρόπου, μελετήθηκαν τα αποτελέσματα της αλληλεπίδρασης μεταξύ της ιονίζουσας ακτινοβολίας των συσσωρευόντων ύλης ΛΝ και του περιβάλλοντα μέσου, και συγκρίνοντας τα με οπτικές παρατηρήσεις σε περιοχές γύρω από πηγές υπερμαλακών ακτινών Χ, υπολείμματα ΥΕ Ια και πλανητικά νεφελώματα, εξάγονται πληροφορίες για το περιβάλλον μέσο των υπερμαλακών πηγών Χ, τους προγεννήτορες των υπερκαινοφανών τύπου Ια και την φύση και προέλευση των πλανητικών νεφελωμάτων. Αρχικά, μελετήθηκαν τα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά των ιονισμένων νεφελωμάτων που δημιουργούνται από λευκούς νάνους που συσσωρεύουν ύλη ως συνάρτηση της μάζας του ΛΝ, του ρυθμού προσαύξησης, της χημικής σύστασης της ύλης και της πυκνότητας του διαστρικού μέσου. Δείχνεται ότι τα ιονισμένα νεφελώματα έχουν παρόμοιες ιδιότητες με εκείνες που παρατηρούνταισε γαλαξίες που παρουσιάζουν περιοχές εκπομπής πυρηνικών γραμμών χαμηλού ιονισμού, προτείνοντας πως οι λευκοί νάνοι που συσσωρεύουν ύλη, όντας πολυάριθμοι σε κάθε γαλαξιακό τύπο, μπορεί ενδεχομένως να είναι ένας από τους κύριους συντελεστές που είναι υπεύθυνοι για το σχηματισμό αυτών των περιοχών. Συγκρίνοντας τα αποτελέσματα που εξήχθησαν από τα θεωρητικά μοντέλα με τους αντίστοιχους περιορισμούς που επιβάλλονται από οπτικές παρατηρήσεις στη γύρω περιοχή αρκετών πηγών υπερμαλακών ακτινών Χ και υπολειμμάτων ΥΕ Ια, φάνηκε ότι οι περισσότερες πηγές υπερμαλακών ακτινών Χ βρίσκονται σε πολύ αραιό μέσο, με πυκνότητες μικρότερες από 0.2 cm^−3, ενώ για 6 ΥΕ Ια αποκλείστηκαν σχεδόν όλα τα εξελικτικά μονοπάτια προγεννητόρων που αφορούν ΛΝ που συσσωρεύουν ύλη, τα οποία εν δυνάμει μπορούν να οδηγήσουν σε μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου Ια. Στη συνέχεια, λαμβάνοντας υπόψιν μία πληθώρα παρατηρησιακών δεδομένων όπου φαίνεται ότι διαδικασίες μεταφοράς μάζας ίσως λαμβάνουν χώρα στα κεντρικά άστρα πλανητικών νεφελωμάτων, επεκτάθηκε η ερευνητική εργασία, μοντελοποιώντας για πρώτη φορά πλανητικά νεφελώματα τα οποία ιονίζονται από λευκούς νάνους που συσσωρεύουν μάζα από το συνοδό άστρο. Με αυτό το τρόπο, διερευνήθηκαν οι ιδιότητες και η εξέλιξη πλανητικών νεφελωμάτων που φιλοξενούν στο κέντρο τους ένα ΛΝ που συσσωρεύει ύλη και εξετάσθηκε σε τι διαφέρουν τα πλανητικά αυτά σε σύγκριση με εκείνα που δημιουργούνται από μεμονωμένους ΛΝ. Αποδείχθηκε ότι τα πλανητικά νεφελώματα που δημιουργούνται από ΛΝ που συσσωρεύουν μάζα είναι ικανά να εξηγήσουν πολλά παρατηρησιακά χαρακτηριστικά, τα οποία δεν μπορούν να αναπαραχθούν λαμβάνοντας υπόψιν την τυπική αστρική εξέλιξη μεμονωμένων άστρων. Πιο συγκεκριμένα, εξετάσθηκε πως τα πλανητικά νεφελώματα που ιονίζονται από ΛΝ που συσσωρεύουν μάζα μπορούν να επηρεάσουν τη συνάρτηση φωτεινότητας των πλανητικών νεφελωμάτων καλύπτοντας ένα ευρύ εύρος μαζών ΛΝ και ρυθμών προσαυξήσεως ύλης, βρίσκοντας ότι για όλους εκτός από τους πολύ χαμηλούς ρυθμούς προσαύξησης η εξαγόμενη φωτεινότητα στην απαγορευμένη γραμμή[Ο ΙΙΙ] λ5007 είναι σχεδόν σταθερή και λαμβάνει τιμές που βρίσκονται πολύ κοντά στην τιμή αποκοπής της συνάρτησης, υποδηλώνοντας ότι οι ΛΝ που συσσωρεύουν ύλη μέσα σε πλανητικά νεφελώματα ίσως αποτελούν το κλειδί για την κατανόηση αυτού του μυστηρίου δεκαετιών.