Sirius B va-t-il commencer à s'accréter à partir de A et devenir une supernova de type Ia?

Sirius B est une naine blanche massive de 1 masse solaire, en orbite à environ 25 UA de la 2 masse solaire Sirius A. Au fur et à mesure de son évolution et de son expansion, l'étoile A commencera-t-elle à perdre de la matière pour la naine blanche, et quand cela commencera-t-il? ? Le Soleil sera-t-il à une distance de sécurité quand / si cela se produit, ou Sirius est-il notre destin?

Sirius B va-t-il commencer à s'accréter? Oui, il le fait maintenant. Sirius A aura un vent et une partie de ce vent sera capturé par le nain blanc.

L'efficacité de la capture du vent est fortement fonction de la vitesse relative du vent. Une approximation analytique du taux d'accrétion, connue sous le nom d' accrétion Bondi-Hoyle , correspond au cube inverse de la vitesse relative. Dans son état évolutif actuel, la perte de masse de Sirius A sera relativement faible (comme le Soleil) et relativement rapide (comme le Soleil). Cela défavorise toute accrétion importante de la naine blanche.

Cependant, dans les derniers stades de sa vie, Sirius A va gonfler pour devenir une étoile géante asymptotique. Les enveloppes de ces étoiles sont progressivement (à des échelles de millions d'années) emportées assez lentement par un vent poussiéreux. Si Sirius A est maintenant autour de 2 masses solaires, il perdra environ 1,4 masses solaires pendant cette phase à des vitesses de seulement 10-20 km / s.

Seule une fraction de cette masse peut être accrétée par la naine blanche, car la séparation entre les étoiles est toujours grande à 25 UA (et deviendra plus grande à mesure que la masse est perdue du système) par rapport à la taille terminale probable de Sirius A (probablement de l'ordre 2 au). Si vous regardez la taille probable du lobe Roche , alors le débordement du lobe Roche nécessiterait que A atteigne environ 40% de la séparation, ce qui ne se produira pas. La fraction exacte qui est capturée par le processus d'accumulation de vent moins efficace (la majorité disparaîtra probablement dans l'espace et élargira l'orbite) dépend fortement de la vitesse du vent, ce qui est difficile à prévoir.

Même si Sirius B pourrait accréter les masses solaires de 0,35-0,4 (je pense que c'est peu probable, mais sans les moyens de faire la simulation hydrodynamique), il doit devenir instable, il n'est pas clair si cette masse "collera". Une accumulation de matériaux riches en hydrogène peut s'enflammer et exploser dans une nova (pas une supernova) à la surface d'une naine blanche, provoquant une perte de masse!

Enfin, quand cela se produira-t-il? Eh bien, Sirius a probablement environ 300 millions d'années maintenant et il lui reste peut-être 500 millions d'années avant qu'il ne commence à évoluer comme je l'ai décrit. Il sera alors loin du Soleil.

La distance entre Sirius A et B est comprise entre 8 et 31,5 UA et même lorsque Sirius A devient une géante rouge, elle sera toujours supérieure à 6 UA. Une telle distance est trop grande et ne permet pas à Sirius B d'accréter une masse importante, presque toute la masse perdue par Sirius A en tant que géant rouge et plus tard AGB s'échappera dans l'espace. Sirius B peut devenir une nova récurrente en raison d'une certaine accrétion, mais ne gagnera pas assez de masse pour exploser en supernova, il gagnera à peine 0,05-0,1 masse solaire.

Sirius b a une masse solaire de 1,02 et est une naine blanche carbone-oxygène. La masse critique dépend de sa composition, une composition de fer naine blanche peut avoir une masse critique aussi faible que 1,0667 masses solaires, voir la colonne sept de la dernière ligne du tableau 3 de cet article . Ils deviennent inférieurs aux valeurs habituelles en considérant la désintégration bêta inverse (le proton plus l'électron se combinent pour faire un neutron) également appelé neutronisation. C'est un calcul difficile.

Voir aussi le commentaire d'échange de pile ici

• Pourquoi les électrons et les protons d'une naine blanche ne se combinent-ils pas avant que les électrons ne deviennent ultrarélativistes?

Quoi qu'il en soit, avec la correction suggérée par ce document, en utilisant à nouveau leur tableau 3, c'est 1,3846 pour l'oxygène et 1,3916 pour les naines blanches de carbone. Sirius b est toujours bien en dessous de la masse critique. Lorsque cela se produit, Sirius b est probablement trop loin pour en accumuler suffisamment de gaz pour aller en supernova et de toute façon toutes les étoiles se déplacent dans la galaxie, il y a de fortes chances que Sirius soit très loin de nous avant que cela ne se produise, voir Rob Jeffries ' réponse

Il existe une autre possibilité, une naine blanche sous-Chandrasekar. C'est une idée récente qu'il est possible pour une naine blanche plus légère d'aller en supernova sans atteindre la limite de Chandrasekhar, ce qui en fait une supernova moins énergique. Selon cet article, il existe des preuves statistiques selon lesquelles il pourrait y avoir moins de naines blanches de masse de 1,1 masse solaire et plus que ce que vous attendez de la plage de masses de naissance prévue, ce qui suggère que certaines d'entre elles deviennent supernovaes en se refroidissant. Il est peu probable que cela s'applique à Sirius b.

"Sirius b, le diamant magenta le plus à droite, est peu susceptible de produire une supernova à moins que la densité critique ne soit significativement inférieure à la valeur prise sur la fig. 3. Dans ce cas improbable, de nombreuses naines de masse élevée de la référence [16] seraient doivent subir une accrétion importante pour survivre aux âges mesurés. " Répartition de la dégénérescence en tant que source de supernovae Ia

C'est certainement possible, voir la photo.