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Evolution of Degenerate Oxygen-Neon Cores

Möller, Heiko :
Evolution of Degenerate Oxygen-Neon Cores.
Technische Universität, Darmstadt
[Ph.D. Thesis], (2017)

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Item Type: Ph.D. Thesis
Title: Evolution of Degenerate Oxygen-Neon Cores
Language: English

Mass-accreting electron-degenerate stellar cores that are composed primarily of the carbon-burning ashes 16-O and 20-Ne (ONe cores) appear in several astrophysical scenarios. On the one hand, they can be formed during the late evolution of intermediate-mass stars with 8 to 10 solar masses. On the other hand, they can occur in the context of the accretion-induced collapse (AIC) of ONe white dwarfs, where the collapse is induced by mass transfer from a companion star in a binary system or due to cooling of the outer layers of a white dwarf-white dwarf merger remnant. Their evolution is critically depending on electron capture (EC) reactions on nuclei with mass number A ~ 20 that become relevant above a density of 10^9 g/cm^3. Besides removing electrons (the main pressure support) from the core, EC are also responsible for releasing or absorbing heat. In the canonical picture, the accreting ONe core will undergo compression until EC on the abundant 20-Ne are activated. As a consequence, the core becomes gravitationally unstable. Simultaneously, ECs release sufficient heat to ignite oxygen in a thermonuclear runaway, launching an outwards traveling deflagration wave. Nevertheless, the energy release from oxygen fusion is insufficient to halt gravitational collapse. Otherwise, the star would be destroyed by a thermonuclear explosion. Subsequent to collapse, a neutron star is formed and the stellar envelope explodes in an electron-capture supernova (ECSN).

Recent 3D hydrodynamic simulations of the oxygen deflagration in ONe cores have suggested that the outcome of such events (either ECSNe or thermonuclear explosions) depends critically on the ignition density of oxygen. Depending on the treatment of convection, the ignition density is estimated to be ~ 2x10^10 g/cm^3 in case core convection sets in prior to ignition and ~ 10^10 g/cm^3, if not. It has been suggested that models corresponding to the first case lead to a collapse, while models corresponding to the second case result in a thermonuclear explosion of the star.

We study accreting ONe cores in the AIC scenario, focusing on open questions regarding the evolution of the core prior to ignition. By including the secondary carbon-burning products 23-Na and 25-Mg in the initial models, new insights can be gained concerning Urca cooling. While it seems well established that EC processes do not trigger convection in the ONe core, the poorly understood phenomenon of overstable convection could alter this picture and will be assessed by us, in detail. Furthermore, modifications at high densities to the standard set of nuclear reactions, responsible for neon and oxygen burning, are investigated. Previously, reaction channels that become possible due to the presence of 20-O, formed by double-EC on 20-Ne, have not been considered. Neon burning is modified by the reaction 20-O(a,g)24-Ne and oxygen burning can additionally proceed by the fusion involving neutron-rich oxygen isotopes: 20-0 + 16/20-O -> 36/40-S*. In neither case experimental data is available. Further investigations are dedicated to exploring the origin and the consequences of an off-center ignition of the flame, due to EC processes. For our simulations, we make use of the ``Modules for Experiments in Stellar Astrophysics'' stellar evolution code (MESA). In order to determine the EC and beta(-) decay rates, we utilize the recently implemented capability of MESA to evaluate weak reaction rates with very high accuracy by solving the phase-space integral directly, only requiring matrix elements and excitation energies of all contributing transitions, either known experimentally or originating from shell-model calculations.

Additionally, it is our aim to study the oxygen deflagration that is potentially followed by an ECSN. This is done by combining the 1D shock-capturing core-collapse-supernova code AGILE-IDSA with a level-set-based flame description, using laminar and turbulent flame velocities based on microscopic calculations. All relevant weak processes on the oxygen-burning ashes are considered, in order to correctly predict the deleptonization and energy generation.

We confirm the accuracy of the direct determination of weak rates in MESA and extend it to the Urca nuclei 23-Na and 25-Mg. The MESA models of accreting ONe cores show that especially the abundance of 25-Mg and the related Urca cooling can affect the ignition density by 10%, resulting in values between 8.7 - 9.7 x 10^9 g/cm^3. Additionally, we investigate the previously reported off-center ignition (~ 50 km) of the oxygen deflagration, caused by including the second-forbidden transition between the 20-Ne and 20-F ground states. We conclude that in this case, EC heating on 20-Ne acts on much longer timescales (~ years), giving the core sufficient time to expand and shift the ignition away from the center. Furthermore, we report that overstable convection, treated as a diffusive process, does not affect the evolution of the ONe core. However, applying Kato's linear growth analysis suggests that instabilities could grow on a timescale of around 10-100 s. This would give enough time for instabilities to develop, as the timescale between the onset of semiconvection in the core, due to EC on 20-Ne, and collapse is around 100 years. Also, we find that including a larger reaction network, together with the aforementioned modified set of reactions during neon and oxygen burning, has no impact on the evolution of the ONe core, at least if the burning is initiated by a thermonuclear runaway.

Using spatially high-resolution ONe core models that develop a thermonuclear runaway in the center, we show preliminary results of the oxygen deflagration, simulated with AGILE-IDSA. We further demonstrate the capability of AGILE-IDSA to perform self-consistent ECSN simulations with Nomoto's canonical progenitor model. We want to point out that this approach can efficiently complement expensive 3D simulations by performing parameter studies, allowing for a better targeted use of computer resources in 3D simulations.

Alternative Abstract:
Alternative AbstractLanguage
Akkretierende, entartete Sternkerne, die hauptsächlich aus den Produkten des Kohlenstoffbrennens 16-O und 20-Ne bestehen, existieren in verschiedenen astrophysikalischen Szenarien. Auf der einen Seite können sie während der finalen Entwicklung von mittelschweren Sternen mit 8 bis 10 Sonnenmassen entstehen. Andererseits können sie auch im Zusammenhang mit dem Akkretions-induzierten Kollaps von Sauerstoff-Neon-Weißen Zwergen auftreten. Dieser Kollaps wird entweder hervorgerufen durch Massentransfer in einem Doppelsternsystem oder durch das Abkühlen der äußeren Stern-Schichten nach der Verschmelzung zweier Weißer Zwerge. Ihre Entwicklung hängt maßgeblich von Elektroneneinfängen an Kernen mit Massenzahl A ~ 20 ab, welche ab einer Dichte von 10^9 g/cm^3 eintreten. Neben dem Entfernen von Elektronen aus dem Kern, der dominierenden Druckkomponente, sind Elektroneneinfänge auch für die Absorption respektive Emission von Wärmeenergie verantwortlich. Nach allgemeiner Auffassung verdichtet sich ein akkretierender Sauerstoff-Neon-Kern solange, bis es zu Elektroneneinfängen am häufig vorhandenen 20-Ne kommt, woraufhin der Stern gravitativ instabil wird. Gleichzeitig setzen Elektroneneinfänge genügend Wärme frei, um Sauerstoff in einem thermonuklearen Durchgehen zu entzünden und eine nach außen gerichtete Deflagrationswelle zu initiieren. Trotzdem reicht die Energiefreisetzung aus dem Sauerstoffbrennen nicht aus, um den Gravitationskollaps aufzuhalten, woraufhin der Stern durch eine thermonukleare Explosion zerstört würde. Im Anschluss an den Kollaps entsteht ein Neutronenstern und die Hülle des Sterns explodiert in einer Elektroneneinfang-Supernova. Aktuelle hydrodynamische 3D-Simulationen der Sauerstoffdeflagration in Sauerstoff-Neon-Kernen legen nahe, dass der Ausgang, ob nun thermonukleare Explosion oder Elektroneneinfang-Supernova, abhängig ist von der Entzündungsdichte des Sauerstoffs. Je nach Betrachtungsweise wird selbige auf ~ 2x10^10 g/cm^3 geschätzt, falls Konvektion im Kern vor der Entzündung einsetzt, und auf ~ 10^10 g/cm^3, falls nicht. Man nimmt an, dass Modelle, die dem ersten Fall entsprechen, zu einem Kollaps führen, während Modelle, die dem zweiten Fall entsprechen, in einer thermonuklearen Explosion enden. Wir untersuchen akkretierende Sauerstoff-Neon-Kerne innerhalb des Akkretions-induzierten Kollapsszenarios, wobei wir uns auf offene Fragestellungen hinsichtlich der Sternentwicklung vor der Sauerstoffentzündung konzentrieren. Durch die Berücksichtigung sekundärer Produkte des Kohlenstoffbrennens, nämlich 23-Na und 25-Mg, können neue Erkenntnisse über die sogenannte Urca-Kühlung gewonnen werden. Das Phänomen der überstabilen Konvektion ist bisher wenig verstanden und unsere Analyse könnte die gängige Meinung, dass die Konvektion in Sauerstoff-Neon-Kernen nicht von Elektroneneinfängen ausgelöst wird, revidieren. Zusätzlich erforschen wir Modifikationen der Standardraten von Kernreaktionen bei hohen Dichten, die für das Neon- und Sauerstoffbrennen verantwortlich sind. Reaktionskanäle, die durch das Auftreten von 20-O, hergestellt durch den doppelten Elektroneneinfang am 20-Ne, möglich werden, wurden in früheren Arbeiten nicht berücksichtigt. Neonbrennen wird dadurch um die Reaktion 20-O(a,g)24-Ne erweitert und Sauerstoffbrennen kann zusätzlich mit der Fusion von neutronenreichen Isotopen 20-0 + 16/20-O -> 36/40-S* ablaufen. Experimentelle Daten sind jedoch in keinem der beiden Fälle vorhanden. Weiter haben wir uns der Erforschung des Ursprungs und der Konsequenzen einer dezentralen Flammenentzündung gewidmet, welche durch Elektroneneinfangprozesse ausgelöst wird. Für unsere Simulationen verwenden wir den Computercode für Sternentwicklung, genannt ``Modules for Experiments in Stellar Astrophysic'', kurz MESA. Um Elektroneneinfang- und beta(-)-Zerfallsraten zu bestimmen, nutzen wir die kürzlich implementierte Möglichkeit von MESA, schwache Wechselwirkungsraten mit hoher Genauigkeit, durch direktes Lösen des Phasenraumintegrals, auszuwerten. Diese Methode benötigt lediglich die Matrixelemente und Anregungsenergien von allen beteiligten Übergängen, welche entweder experimentell gemessen oder durch Schalenmodell-Rechnungen bestimmt wurden. Überdies ist es unser Ziel, die Sauerstoffdeflagration, auf die möglicherweise eine Elektroneneinfang-Supernova folgt, zu untersuchen. Dafür kombinieren wir den eindimensionalen Kernkollaps-Supernova Code AGILE-IDSA mit einem Deflagrationsmodell, das laminare und turbulente Flammengeschwindigkeiten, basierend auf mikroskopischen Berechnungen, berücksichtigt. Um die Deleptonisierung und die Energieerzeugung korrekt vorherzusagen, werden alle schwachen Wechselwirkungsprozesse einbezogen, die an den Erzeugnissen des Sauerstoffbrennens stattfinden. Wir bestätigen die Genauigkeit der direkten Bestimmung der schwachen Wechselwirkungsraten in MESA und erweitern den Formalismus um die Urca-Kerne 23-Na und 25-Mg. Die MESA Modelle von akkretierenden Sauerstoff-Neon-Kernen zeigen, dass besonders die Häufigkeit von 25-Mg, und die damit verbundene Urca-Kühlung, die Entzündungsdichte um bis zu 10% beeinflussen können, was zu Werten von 8.7 - 9.7 x 10^9 g/cm^3 führt. Zusätzlich untersuchen wir die dezentrale Entzündung (~ 50 km) der Sauerstoffdeflagration, welche durch den zweiten verbotenen Übergang zwischen den Grundzuständen von 20-Ne und 20-F hervorgerufen wird. Wir schlussfolgern, dass in diesem Fall die Aufheizung durch Elektroneneinfänge an 20-Ne in einem viel längeren Zeitraum von Jahren stattfindet, was dem Stern genug Zeit gibt, sich auszudehnen und die Entzündung vom Zentrum weg zu verlagern. Ferner berichten wir, dass die überstabile Konvektion, betrachtet als Diffusionsprozess, keinen Einfluss auf die Entwicklung des Sauerstoff-Neon-Kerns hat. Die Verwendung der linearen Wachstumsanalyse von Kato weißt jedoch daraufhin, dass hydrodynamische Instabilitäten in einem Zeitraum von 10 - 100 s wachsen könnten. Damit wäre genug Zeit für die Entstehung von Konvektion, da zwischen dem Einsetzen der überstabilen Konvektion im Zentrum, ausgelöst durch Elektroneneinfänge an 20-Ne, und dem Kollaps etwa 100 Jahre liegen. Darüber hinaus können wir zeigen, dass es keinen Unterschied macht ein größeres Reaktionsnetzwerk mit zuvor genanntem Satz an modifizieren Reaktionen währen des Neon- und Sauerstoffbrennens zu implementieren, da es keinen Einfluss auf die Entwicklung des Sauerstoff-Neon-Kerns hat, zumindest falls das Brennen in einem thermonuklearen Durchgehen initiiert wurde. Unter Verwendung von hochauflösenden Sauerstoff-Neon-Kern-Modellen, die ein thermonukleares Durchgehen im Zentrum entwickeln, können wir erste Ergebnisse der mit AGILE-ISDA simulierten Sauerstoffdeflagration vorstellen. Weiterhin demonstrieren wir die Fähigkeit von AGILE-IDSA, selbstkonsistente Elektroneneinfang-Supernova Simulationen durchzuführen. Dies geschieht mit Hilfe des Standard-Vorläuferstern-Modells von Nomoto. Wir möchten darauf hinweisen, dass rechenintensive 3D-Simulationen mit dieser Herangehensweise effizient unterstützt werden können, indem Parameterstudien durchgeführt werden, die eine zielgerichtetere Verwendung von Computerressourcen ermöglichen.German
Place of Publication: Darmstadt
Classification DDC: 500 Naturwissenschaften und Mathematik > 530 Physik
Divisions: 05 Department of Physics > Institute of Nuclear Physics > Theoretische Kernphysik > Theoretical Nuclear Astrophysics Group
Date Deposited: 17 Nov 2017 12:54
Last Modified: 17 Nov 2017 12:54
URN: urn:nbn:de:tuda-tuprints-69644
Referees: Martínez-Pinedo, Prof. Dr. Gabriel and Langanke, Prof. Dr. Karlheinz
Refereed: 24 April 2017
URI: http://tuprints.ulb.tu-darmstadt.de/id/eprint/6964
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