Neutronenstern entsteht nach Verschmelzung von Weißen Zwergen?

Ja, der inverse Beta-Zerfall führt zur Entfernung von Elektronen aus dem entarteten Elektronengas. Bei festem Volumen würde dies die Elektronenzahldichte und damit den Entartungsdruck senken. Es ist möglich, dass sich der Stern dann zusammenzieht, die Elektronenzahldichte erhöht wird und der erhöhte Druck den Stern immer noch stützt. Es gibt jedoch eine ziemlich einfache Analyse, die zeigt, dass der adiabatische Index$\alpha$, wo die Beziehung zwischen Druck und Dichte ist$P \propto \rho^{\alpha}$, kleiner als 4/3 ist, dann ist kein stabiles Gleichgewicht erreichbar.

Schauen wir uns einen massiven Weißen Zwerg an, der durch Elektronenentartung unterstützt wird. Erstens, warum betrachten wir massive Weiße Zwerge? Weil der inverse Beta-Zerfall endotherm ist und erfordert, dass die eingefangenen Elektronen relativistische Energien haben$\sim 10$MeV. Dies tritt bei den hohen Dichten in massiven Weißen Zwergen auf, da die Fermi-Energie des entarteten Elektrons auch mit der Elektronenzahldichte zunimmt. Wenn die Fermi-Energie die Energieschwelle des inversen Beta-Zerfalls erreicht, kann der Prozess beginnen.

Bei diesen Fermi-Energien hat das relativistische Elektronengas einen Druck proportional zur Elektronenzahldichte,$n_e$, hoch etwas mehr als 4/3. Wenn die Zusammensetzung des Gases festgelegt ist, bedeutet dies auch$\alpha$ist nur ein bisschen größer als 4/3 und Stabilität kann gefunden werden, weil die Dichte$\rho = \mu_e n_e m_u$, Wo$m_u$ist eine atomare Masseneinheit und$\mu_e$ist die Anzahl der Masseneinheiten pro Elektron im Gas.

Wenn jedoch der inverse Beta-Zerfall beginnt, werden Elektronen entfernt,$\mu_e$wird zunehmen und$n_e$nimmt ab. Dies hat den Effekt des Kippens$\alpha$unter 4/3 und löst den Kollaps des Sterns aus. Ohne andere Effekte würde dies bedeuten, dass der Weiße Zwerg bei einer endlichen Dichte (der Dichte, bei der die Fermi-Energie die inverse Beta-Zerfallsenergieschwelle erreicht) und damit bei einer Masse, die niedriger als die kanonische Chandrasekhar-Grenze ist, instabil wird nimmt an, dass der Stern unendliche Dichte erreichen kann.

Ob der Kollaps zu einem Neutronenstern führen könnte, hängt entscheidend von der genauen Zusammensetzung ab. Wenn die Elektronenenergieschwelle für den inversen Beta-Zerfall bei Dichten auftritt, die nicht ausreichen, um thermonukleare Reaktionen zu zünden, dann ist es möglich, dass der kollabierende Weiße Zwerg einer Supernova entkommt. Die Dichteschwellen für den inversen Beta-Zerfall, für den Beginn der "pyknonuklearen" Zündung und der durch die Allgemeine Relativitätstheorie verursachten Instabilität (die Tatsache, dass Druck auf der rechten Seite der hydrostatischen Gleichgewichtsgleichung erscheint) sind für einen weißen Kohlenstoffzwerg sehr ähnlich.