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Chen, Hailiang (2016): Modelling accreting white dwarf populations in galaxies. Dissertation, LMU München: Fakultät für Physik
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Abstract

This thesis has focused on modelling population of accreting white dwarf binaries in galaxies. We adopt a hybrid binary population synthesis approach to study the formation and evolution of accreting white dwarfs. Based on results of the modelling, we predict the emission from their population in optical, UV and soft X-ray bands and properties of the nova population in galaxies with different star formation histories and compare our predictions with observations. Accreting white dwarf binaries are binaries in which white dwarfs accrete material from non-degenerate donors. Depending on white dwarf mass and accretion rate, the H-rich material on the surface will burn stably or unstably. If the accreted material burns stably, accreting white dwarf will radiate predominantly in the soft X-ray or EUV band. The emission of these accreting white dwarfs is able to ionize the interstellar medium producing a number of characteristic recombination lines, such as He II $4686{\rm \AA}$ and forbidden lines of metals. Previous efforts have been made to use the observational results of the emission of accreting white dwarfs to constrain the progenitor model of type Ia supernovae in single degenerate scenario. These observations should be also good to constrain the accreting white dwarf population in general. On the other hand, if the material burns unstably, it will lead to nova explosions. Several previous observational studies have focused on the properties of nova population in galaxies of different Hubble types. Comparison of results of observations with the predictions of population synthesis models is a powerful tool to benchmark and verify the fundamental assumptions underlying the population synthesis calculations. In this thesis, we model the formation and evolution of accreting white dwarfs population with a hybrid binary population synthesis approach using \textsc{bse} (Binary Star Evolution) and \textsc{mesa} (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics) codes. First, we use the rapid binary population synthesis code \textsc{bse} to generate a population of WDs with non-degenerate companions on the verge of filling their Roche lobes. Then we follow their evolution with the detailed stellar evolution code \textsc{mesa}. We investigate the evolution of the number of different types of accreting white dwarfs and type Ia supernova rate. We show that the accurate treatment of mass transfer is critical for binary population synthesis calculations. Using our advanced code, we confirm that the delay time distribution of type Ia supernovae in single degenerate scenario is inconsistent with observations and the type Ia supernova rate of Galaxy in our calculation is much smaller than observation, in agreement with previous studies. Based the above binary population synthesis results and using simple assumptions regarding the emission of accreting white dwarfs, we investigate the soft X-ray ( 0.3-0.7\;keV) luminosity of accreting white dwarfs and their H and He II ionizing luminosity. In addition, using results of detailed photoionization calculations, we study the influence of the radiation of accreting white dwarfs on the line emission from interstellar medium in elliptical galaxies, in particular, He II $4686{\rm \AA}$ and H$\beta$. Then we compare these results with \textit{Chandra} and Sloan Digital Sky Survey observations of elliptical galaxies. We demonstrate that the results of binary population synthesis with commonly adopted assumptions are inconsistent with the observation of galaxies with stellar ages of $\lesssim 4-8\;$Gyr. We discuss various possibilities to resolve this discrepancy and find that the possible solution to this discrepancy is to improve the typically used criteria of dynamically unstable mass-loss for giant stars. With the improved binary population synthesis model, we make predictions about the number of observable supersoft X-ray sources in galaxies of different types. We then model the formation and evolution of nova populations for galaxies with different star formation histories using the improved binary population synthesis model. We study the properties of nova populations in galaxies with different star formation histories. In particular, we present the evolution of nova rate, the distribution of white dwarf mass, mass loss time, recurrence period and maximum magnitude of novae. We found that the mass-specific nova rate in spiral galaxies is about $10-20$ times larger than in elliptical galaxies. The novae tend to be hosted by low mass white dwarfs in elliptical galaxies and massive white dwarfs in spiral galaxies. The majority of current novae in elliptical galaxies are relatively faint and have long mass-loss times and long recurrence periods. In spiral galaxies, on the contrary, the majority of the current nova are relatively bright and have short mass-loss times and short recurrence periods. The results of our composite model using star formation history of M31 galaxy are in agreement with observational data of this galaxy.

Abstract

Diese Arbeit beschäftigt sich mit der Modellierung von Binärsystemen akkretierender weißer Zwerge in Galaxien. Wir verwenden einen hybriden Binärpopulation-Synthese Ansatz um die Entstehung und Entwicklung von akkretierenden weißen Zwergen zu untersuchen. Mit den Ergebnissen des Models machen wir Vorhersagen über die Emission der Populationen im optischen, UV und weichen Röntgenband und die Eigenschaften der Nova Populationen in Galaxien mit unterschiedlicher Sternentstehungsgeschichte und vergleichen unsere Vorhersagen mit Beobachtungen. In akkretierenden Binärsystemen weißer Zwerge akkretieren die weißen Zwerge Material von nicht entarteten Spendern. Abhängig von der Masse und der Akkretionsrate des weißen Zwergs brennt das wasserstoffreiche Material auf der Oberfläche stabil oder instabil. Wenn das akkretierte Material stabil brennt, strahlt der akkretierende weiße Zwerg hauptsächlich im weichen Röntgenstrahlen- oder EUV-Band. Die Emission dieser weißen Zwerge ist imstande, das interstellare Medium zu ionisieren, was eine Reihe von charakteristischen Rekombinations Linien erzeugt, wie die von He II $4686{\rm \AA}$ und verbotene Linien von Metallen. Frühere Arbeiten haben die Beobachtungsresultate der Emission von akkreditierenden weißen Zwergen benutzt um das Vorgänger Modell von Supernovae vom Typ Ia im einfach entarteten Szenario einzugrenzen. Diese Beobachtungen sollten auch gut geeignet sein, um die Population von akkretierenden weißen Zwergen insgesamt einzugrenzen. Wenn das akkreditierende Material instabil brennt, führt das zu Nova Explosionen. Mehrere frühere beobachtende Studien haben sich auf die Eigenschaften von Nova Populationen in Galaxien von verschiedenen Hubble Typen spezialisiert. Der Vergleich von Beobachtungen mit den Vorhersagen von Populations- Synthese -Modellen ist ein mächtiges Werkzeug um die grundlegenden Annahmen der Populations - Synthese Rechnungen zu testen und zu verifizieren. In dieser Arbeit modellieren wir die Entstehung und Entwicklung der Population akkreditierender weißer Zwerge mit einem hybriden Binärpopulations-Synthese Ansatz mit Hilfe der Codes \textsc{bse} (Binary Star Evolution) und \textsc{mesa} (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics). Zunächst benutzen wir den schnellen Binärpopulations-Synthese Code um eine Population von weißen Zwergen mit nicht entarteten Begleitern zu berechnen, welche sich an der Grenze zur Füllung ihres Roche Lobe befinden. Dann folgen wir ihrer Entwicklung mit dem detaillierten Sternentwicklungscode \textsc{mesa}. Wir untersuchen die Entwicklung der Anzahl von verschiedenen Typen akkretierender weißer Zwerge und der Raten von Typ Ia Supernova. Wir zeigen, dass eine genaue Behandlung des Massentransfers essentiell für Populations-Synthese-Berechnungen ist. Wir benutzen unseren erweiterten Code, um zu zeigen, dass die Verteilung der Zeitverzögerung von Typ Ia Supernovae im einfach entarteten Szenario inkonsistent mit Beobachtungen ist. Aus unseren Berechnungen ergibt sich die Typ Ia Supernova Rate in unserer Galaxie wesentlich geringer als in Beobachtungen - in Übereinstimmung mit früheren Studien. Basierend auf den obigen Resultaten und einfachen Annahmen bezüglich der Emission von akkrederenden weißen Zwergen untersuchen wir die weiche Röntgen-Leuchtkraft ( 0.3-0.7\;keV) und die H und He II ionisierende Leuchtkraft von akkretierenden weißen Zwergen. Zusätzlich benutzen wir detaillierte Photoionisierungs-Berechnungen um den Einfluss der Strahlung der akkretierenden weißen Zwerge auf die Linien-Emission des interstellaren Mediums in elliptischen Galaxien zu untersuchen - insbesondere He II $4686{\rm \AA}$ und H$\beta$. Danach vergleichen wir diese Ergebnisse mit \textit{Chandra} und Sloan Digital Sky Survey Beobachtungen elliptischer Galaxien. Wir zeigen, dass die Resultate von Binärpopulations-Synthese-Rechnungen mit üblichen Annahmen inkonsistent mit Beobachtungen von Galaxien mit Sternaltern von $\lesssim 4-8\;$ Milliarden Jahren sind. Wir diskutieren verschiedene Möglichkeiten diese Diskrepanz zu beheben. Eine mögliche Lösung ist es, die Kriterien des dynamisch instabilen Masseverlustes von Riesen zu verbessern. Mit einem verbesserten Binärpopulation-Synthese Modell machen wir Vorhersagen zur Anzahl beobachtbarer überweicher Röntgenquellen in Galaxien verschiedener Arten. Danach modellieren wir die Entstehung und Entwicklung von Nova Populationen von Galaxien mit unterschiedlichen Sternentstehungs-Geschichten mit dem verbesserten Binärpopulations-Synthese-Modell. Wir untersuchen die Eigenschaften von Nova Populationen in Galaxien mit unterschiedlichen Sternenstehungs-Geschichten. Insbesondere berechnen wir die Entwicklung der Nova Rate, die Massenverteilung von weißen Zwergen, die Massenverlust-Dauer, die Wiederaufrtritts-Periode und die maximale Magnitude von Novae. Wir finden, dass die massenspezifische Nova Rate in Spiralgalaxien etwa $10-20$ mal höher ist als in elliptischen Galaxien. Novae scheinen in elliptischen Galaxien von weißen Zwergen niedriger Masse und in Spiralgalaxien von weißen Zwergen hoher Masse zu stammen. Die Mehrzahl derzeitiger Novae in elliptischen Galaxien ist relativ lichtschwach und hat eine lange Massenverlust-Dauer und lange Wiederauftritts-Perioden. Die Ergebnisse unseres zusammengesetzten Modells, welches die Sternentstehungs-Geschichte der M31 Galaxie verwendet, sind in Übereinstimmung mit Beobachtungsdaten dieser Galaxie.