Supernova-Explosion in der Nähe

Die Chandrasekhar-Grenze gilt nur für Weiße Zwerge. Sterne auf der Hauptreihe (oder sogar abseits der Hauptreihe) können sie leicht übertreffen, aber wenn die Masse eines Weißen Zwergs größer ist als die Chandrasekhar-Grenze ($1.39 M_{\odot}$), wird es eine Art Zusammenbruch erfahren.

Zunächst jedoch als Antwort auf

Oder hat es bereits eine Supernova-Explosion erlebt?

Weiße Zwerge entstehen nicht aus Supernovae, sondern aus Sternen, die (relativ) sanft ihre äußeren Schichten abwerfen, um planetarische Nebel zu bilden. Also nein, der stellare Überrest wird noch nicht zur Supernova geworden sein.

Zurück zur Hauptfrage. Wenn ein Weißer Zwerg existiert, ist seine Masse kleiner als die Chandrasekhar-Grenze. Um das zu übertreffen, muss es an Masse zunehmen. Dies kann in binären Systemen passieren, in denen der Weiße Zwerg Materie von dem massereicheren Stern (im Allgemeinen einem Riesen) ansammelt. Der Weiße Zwerg kann dann eine Supernova vom Typ Ia durchlaufen und explodieren. Die Lichtkurve sieht in etwa so aus:

Ein zweites (aber weit weniger wahrscheinliches) Szenario ist, dass zwei Weiße Zwerge verschmelzen. Das Ergebnis? Eine Supernova vom Typ Ia und möglicherweise ein Neutronenstern.

Die Chandrasekhar-Grenze bezieht sich im Allgemeinen nicht auf die Masse des Sterns als Ganzes. Es spricht die Masse des degenerierten Kerns an. Nur bei Weißen Zwergen gilt die Chandrasekhar-Grenze für die Masse der Weißen Zwerge als Ganzes, aber das liegt daran, dass Weiße Zwerge fast vollständig entartete Materie sind.

Stellen Sie sich eine 1,6 Sonnenmasse vor, die nicht Mitglied eines Mehrsternsystems ist. Obwohl die Gesamtmasse dieses Sterns die Chandrasekhar-Grenze überschreitet, wird dieser Stern niemals zur Supernova werden. Dieser Stern wird stattdessen Milliarden von Jahren auf der Hauptreihe leben, dann etwas länger als Post-Hauptreihenstern und schließlich sein Leben als Weißer Zwerg mit erheblich weniger Masse als den ursprünglichen 1,6 Sonnenmassen beenden (und erheblich weniger als Chandrasekhar-Grenze).

Der Stern verlässt die Hauptreihe, wenn er den gesamten Wasserstoff in seinem Kern verbrennt. An diesem Punkt passieren zwei Dinge. Einer davon ist, dass es beginnt, Wasserstoff in einer Hülle um einen inerten Kern aus Helium zu verbrennen. Die andere ist, dass es sich zu einem roten Riesen ausdehnt. (Anmerkung: Einigen Menschen wird beigebracht, dass ein Stern zu einem Roten Riesen wird, wenn er anfängt, Helium zu verbrennen. Dies ist nicht der Fall. Dieser Post-Hauptreihenstern ist ein Roter Riese, der noch kein Helium verbrennt.)

Dieser inerte Kern aus Helium nimmt mit fortschreitender Verbrennung der Wasserstoffhülle an Masse zu. Mit dieser Massenzunahme beginnt etwas Komisches zu passieren: Der träge Kern wird degeneriert. Als nächstes passiert eine noch lustigere Sache: Wenn Sie noch mehr Masse hinzufügen, schrumpft der degenerierte Kern. Der Stern steht kurz vor der nächsten Phase seiner Entwicklung, der Heliumverbrennung. Der ehemals inerte, entartete Heliumkern ist in diesem Stadium nicht mehr inert oder entartet. Stellen Sie sich diese Phase im Leben eines Sterns als einen heliumverbrennenden Hauptreihenstern vor. Es ist definitiv nicht in der Hauptsequenz, aber ein Großteil der Physik ist gleich. Eine Sache, die anders ist: Die Hüllenverbrennung von Wasserstoff findet immer noch statt.

Diese Phase dauert nicht lange. Der Stern wird bald das gesamte Helium in seinem Kern verbrauchen. An diesem Punkt wird der Stern zum zweiten Mal zu einem Roten Riesen. Dies ist der asymptotische Zweig des Roten Riesen. Der Stern hat einen inerten Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, der von einer Hülle aus schmelzendem Helium umgeben ist, die wiederum von einer Hülle aus schmelzendem Wasserstoff umgeben ist.

Diese Krämpfe am Lebensende sind nicht gut für das Zeug, das die Hülle des fusionierenden Wasserstoffs umgibt. Der Stern stößt eine Menge dieses Gases in den nahen Weltraum aus. Schließlich wird es die meisten der brennenden Hüllen aus Wasserstoff und Helium ausstoßen und einen inerten, degenerierten Kern zurücklassen, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Das ist ein Weißer Zwerg. Ein planetarischer Nebel aus ausgestoßenen Gasen umgibt den Weißen Zwerg. Der Weiße Zwerg selbst hat nur einen Bruchteil der ursprünglichen Masse des Sterns. Die meiste Masse befindet sich in diesem planetarischen Nebel.

Größere Sterne können Masse sogar noch besser ausstoßen als dieser Stern mit 1,6 Sonnenmassen. Bei Sternen mit einer Anfangsmasse von etwa acht Sonnenmassen oder weniger sind die am Ende des Sternenlebens zurückbleibenden Weißen Zwerge kleiner als die Chandrasekhar-Grenze.

Das Schicksal von Sternen über zehn Sonnenmassen ist viel heftiger. Am Ende ihres Lebens lauern in ihrem Inneren eine Reihe brennender Hüllen, die einen trägen, degenerierten Kern aus Eisen umgeben. Ein Stern hat etwa fünf Tage zu leben, sobald sich dieser Eisenkern zu bilden beginnt. Ungefähr so ​​lange dauert es, einen degenerierten Eisenkern (von Grund auf neu) herzustellen, der sich der Chandrasekhar-Grenze nähert. An oder nahe der Grenze beginnt der Kern zu kollabieren und der Stern bildet eine Typ-II-Supernova.

Ein Weißer Zwerg kann mit ein wenig Hilfe eines binären Nachbarn, von dem der Weiße Zwerg Masse stiehlt, eine Typ-Ia-Supernova bilden. Dazu müssen die Bedingungen genau richtig sein, aber wenn dies der Fall ist, kann der Weiße Zwerg allmählich Masse ansammeln und zu einer Supernova werden. Da Weiße Zwerge ihren gesamten Wasserstoff ausgestoßen haben, wird es in der Supernova-Explosion keine Signaturen von Wasserstoff geben. Tatsächlich ist es das Fehlen oder Vorhandensein von Wasserstoff in der Supernova-Signatur, das Typ-I- von Typ-II-Supernova unterscheidet.