Besteht die Möglichkeit, dass sich ein Weißer Zwerg in einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch verwandelt?

Die Antwort lautet: zu einem Neutronenstern - möglicherweise; zu einem schwarzen Loch, nein.

Der Entstehungsprozess eines Neutronensterns ist als akkretionsinduzierter Kollaps bekannt und wird ernsthaft diskutiert, insbesondere bei Weißen Zwergen, die am oberen Ende des "natürlichen Massenbereichs" für Weiße Zwerge geboren werden und dann mehr Masse ansammeln als Teil eines binären Systems. Eine ausgezeichnete Lektüre sind die einleitenden Abschnitte von Taurus et al. (2013) , die die Motivation, den Prozess und (begrenzte) Beobachtungsnachweise durchgehen. Siehe auch Schwab et al. (2015) ; Ruiter et al. (2018) .

Explosion vs. Zusammenbruch

Ein Weißer Zwerg kann auf die Ansammlung von Material reagieren, indem er explodiert oder zusammenbricht. Es hängt von der Konkurrenz zwischen der Energie ab, die bei Fusionsreaktionen freigesetzt wird, und der Energie, die durch endotherme Elektroneneinfangreaktionen (auch bekannt als Neutronisierungsreaktionen) weggesperrt wird.

Wenn thermonukleare Reaktionen ausgelöst werden, ist das wahrscheinliche Ergebnis eine außer Kontrolle geratene Kernreaktion - der Druck im Inneren des Sterns steigt nicht schnell genug an, um zu verhindern, dass der gesamte Stern fusioniert. Die freigesetzte Energie übersteigt die Gravitationsbindungsenergie und das wahrscheinliche Ergebnis ist eine Typ-Ia-Supernova.

Andererseits wird der Weiße Zwerg durch Elektronenentartung unterstützt. Wenn im Kern eine Neutronisierung auftritt, fangen Protonen (in Kernen) Elektronen ein, um Neutronen zu bilden. Dadurch wird der Stern destabilisiert und kollabiert. Der Kollaps würde (schnell) ähnlich wie bei einer Kernkollaps-Supernova ablaufen. Die Kerne würden dissoziieren, die Neutronenbildung würde nahezu vollständig ablaufen und der Kollaps würde durch die Bildung eines Neutronensterns gestoppt.

Es besteht kaum die Möglichkeit, dass durch einen solchen Kollaps ein Schwarzes Loch entstehen könnte. Das kollabierende Objekt hätte eine Größenordnung von 1,4 Sonnenmassen und wäre deutlich kleiner als die maximale Masse der beobachteten Neutronensterne (mindestens 2 Sonnenmassen). Daher wird der Kollaps in der Neutronensternphase gestoppt.

Weiße Zwerge von mäßiger Masse

Die meisten Weißen Zwerge mittlerer Masse haben eine C/O-Zusammensetzung. Sie müssen viel Masse ansammeln, um eine Dichte zu erreichen (ca$4\times 10^{13}$kg/m$^3$, erreicht bei$1.38M_{\odot}$in einem nicht rotierenden WD), wo die Neutronisierung energetisch machbar wird. Bevor dies geschieht, ist es wahrscheinlich, dass Fusionsreaktionen gezündet werden (aufgrund der hohen Dichte und nicht der Temperatur). Die Zündschwellendichte ist für Kerne mit niedrigerer Ordnungszahl (He < C < O) aufgrund der geringeren Coulomb-Abstoßung *niedriger*, und die Zündschwellendichten für He und C sind auch niedriger als die Neutronisierungsschwelle für C .

Dies bedeutet, dass in einem C/O-WD, der viel Materie angesammelt hat, die Zündung in C im Kern stattfinden könnte, oder sie könnte in He (bei noch geringeren Dichten) an der Basis einer tief angelagerten Materialhülle ausgelöst werden . Das Ergebnis wäre wahrscheinlich eine außer Kontrolle geratene thermonukleare Fusion und die vollständige Zerstörung des Sterns.

Massivere Weiße Zwerge

O/Ne/Mg WDs werden als Endstufen massereicherer Sterne hergestellt ($8-10M_{\odot}$) und werden wahrscheinlich als Überbleibsel mit viel höherer Masse geboren$>1.2M_{\odot}$als typische C/O WDs. Massivere WDs sind kleiner und haben eine höhere Dichte. Die Neutronisierungsschwellen für O, Ne und Mg sind nur$1.9\times10^{13}$,$6\times 10^{12}$und$3\times 10^{12}$kg/m$^3$(alle niedriger als für C, insbesondere für Ne und Mg). Dies bedeutet, dass ein O/Ne/Mg-WD möglicherweise sehr wenig Masse akkretieren muss, um diese zentrale Dichte zu erreichen, eine Neutronisierung zu beginnen, die zum Kollaps führt. Wenn solche Dichten außerdem nicht ausreichen, um C-Brennen in einem C/O-WD auszulösen, dann sind sie aufgrund der stärkeren Coulomb-Abstoßung sicherlich nicht hoch genug, um ein Brennen in O/Ne/Mg auszulösen. Wenn wenig Masse angesammelt wird, gibt es außerdem keine tiefe Hülle aus angesammeltem Material, in der das Brennen außermittig entzündet werden könnte.

Aus all diesen Gründen ist es wahrscheinlicher ( Liu et al. 2018 ; aber siehe auch Wang 2018 ) , dass O/Ne/Mg-WDs kollabieren als explodieren (der Kollaps würde jedoch eine Art Kernkollaps-Supernova verursachen).

Kommt es zu einem akkretionsinduzierten Kollaps?

Derzeit gibt es nur indirekte Beweise. Wenn wir uns kürzlich gebildete Neutronensterne ansehen – die als schnell rotierende Pulsare identifiziert werden – sehen wir, dass sie im Allgemeinen sehr hohe Geschwindigkeiten haben. Es wird angenommen, dass diese Geschwindigkeiten aus einem asymmetrischen "Kick" resultieren, der von einer Typ-II-Kernkollaps-Supernova geliefert wird. Dies deutet wiederum darauf hin, dass es ziemlich schwierig sein könnte, einen Neutronenstern in einem Doppelsternsystem zu halten, aber viele Neutronensterne werden in Doppelsternsystemen beobachtet, und viele von ihnen, insbesondere die Millisekunden-Pulsare, sollen einen erheblichen Massentransfer durchlaufen haben die Vergangenheit.

Weitere Beweise stammen aus der Beibehaltung einer signifikanten Population von Neutronensternen in Kugelsternhaufen. Auch hier hätte man erwarten können, dass die Tritte die meisten davon ausstoßen würden. Darüber hinaus gibt es eine Reihe von Beispielen, die "jung" zu sein scheinen, da das Verhältnis ihrer Spinperioden zur Geschwindigkeit des Spinabfalls darauf hinweist, dass sie kürzlich gebildet wurden. Da es in Kugelsternhaufen keine massereichen Sterne gibt und somit keine möglichen Vorfahren für diese Objekte durch den Kernkollaps massereicher Sterne, ist ein akkretionsinduzierter Kollaps eines massereichen Weißen Zwergs eine Möglichkeit.

Es gibt keine eindeutig identifizierten Supernovae, die durch Akkretions-induzierten Kollaps eines Weißen Zwergs verursacht werden könnten. Es wird erwartet, dass die erzeugten Supernovae 100-1000-mal schwächer sind als die üblicheren Typ-Ia- und Typ-II-Supernovae, von denen auch erwartet wird, dass sie weitaus häufiger vorkommen (z . B. Piro & Thompson 2014 ).

Nicht für die meisten Weißen Zwerge, da sie normalerweise voll von fusionsfähigem Material sind (insbesondere Kohlenstoff und Sauerstoff). Wenn solches Material beginnt, einem Gravitationskollaps zu unterliegen, erwärmt es sich und schmilzt, wodurch die Typ-Ia-Supernova entsteht und aufgrund der Intensität der Explosion nichts zurückbleibt. Aber einige Weiße Zwerge haben Eisenkerne, zum Beispiel https://arxiv.org/abs/astro-ph/9911371 , und es könnte erwartet werden, dass der Eisenkern die Supernova überleben würde. Ob es genug Material gewinnen könnte, um zu einem Neutronenstern zu kollabieren, kann ich nicht sagen, es klingt nicht einfach, aber sag niemals nie.

Wenn Ihr Weißer Zwerg einen großen Eisenkern hat . . . vielleicht. Aber wahrscheinlich nicht. Der schnelle Kollaps vom Typ 1a an der Chandrasekhar-Grenze, wobei der Strahlungsdruck in den Eisenkern drückt. . . nur vielleicht, aber selbst dann möchte ich nein sagen, es ist nicht möglich, nur dass dieses Szenario vielleicht eine Chance hat.

Ein schwarzes Loch ist ein hartes Nein. Ein Neutronenstern mit einer Masse von etwa 2,5 Sonnenmassen kann sich in ein Schwarzes Loch verwandeln. Ein Weißer Zwerg mit 1,4 Sonnenmassen, selbst wenn er aus Eisen besteht, selbst wenn es ihm irgendwie gelingt, in einen Neutronenstern zu kollabieren, wäre er viel zu leicht, um in ein Schwarzes Loch zu kollabieren.

Kurze Antwort:

• Nein: WD zu NS
  • Ja unter bestimmten Bedingungen (siehe unten)
• Nein: WD zu BH

WD:

• Überreste massearmer Sterne
• Unterstützt durch Elektronenentartungsdruck
• Maximale Masse ~1,4 Msun (Chandrasekhar-Masse)

NS:

• Überreste einiger massereicher Sterne nach der Supernova
• Unterstützt durch Neutronenentartungsdruck
• Pulsar = schnell rotierender magnetisierter Neutronenstern

Die Masse eines isolierten, nicht rotierenden WD kann die Chandrasekhar-Grenze von ~1,4 M☉ nicht überschreiten . Diese Grenze kann sich erhöhen, wenn sich der WD schnell und ungleichmäßig dreht [1]. WDs in Doppelsystemen können Material von einem Begleitstern ansammeln und sowohl ihre Masse als auch ihre Dichte erhöhen. Wenn sich ihre Masse der Chandrasekhar-Grenze nähert, könnte dies theoretisch entweder zur explosiven Zündung der Fusion im WD oder zu ihrem Zusammenbruch zu einem NS führen [2].

Aber die Fusion von zwei WD kann eine NS geben.

Die Akkretion von einem Begleitstern hilft WD dabei, sich selbst mit äußeren Schichten aus H und He wieder aufzubauen, in denen eine Kernzündung stattfinden kann, was zur Endphase eines schweren Sterns führt: einer Supernova-Explosion. Dann tritt eine Explosion auf, wenn sein Kern zu NS zusammenbricht.

[1] Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). "Presupernova-Evolution von akkretierenden Weißen Zwergen mit Rotation". Astronomie und Astrophysik. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph/0402287
[2] Canal, R.; Gutierrez, J. (1997). "Die mögliche Verbindung zwischen Weißem Zwerg und Neutronenstern". Weiße Zwerge. Bibliothek für Astrophysik und Weltraumwissenschaften. 214. S. 49–55. arXiv:astro-ph/9701225

Wenn es genug Masse gewinnt, wie wenn genug Materie auf den Weißen Zwerg fällt, wodurch die Massengrenze überschritten wird, dann sicher