Verständnis der Chandrasekhar-Grenze für Weiße Zwerge und ihrer Beziehung zu Supernovas

Ihr Verständnis bezüglich der Chandrasekhar-Messe ist mehr oder weniger richtig. Die maximale Masse dürfte etwas geringer sein als$1.4 M_{\odot}$weil Kollaps oder Explosion entweder durch allgemeine relativistische Instabilitäten, inversen Beta-Zerfall oder durch pykonnukleäre Reaktionen ausgelöst werden können, die alle beginnen, wenn die (zentrale) Dichte erreicht wird$\sim 3\times 10^{13}$kg/m$^3$in einem Kohlenstoff/Sauerstoff-Weißen Zwerg, was einer Masse von etwa entspricht$1.38 M_{\odot}$(zB Rotondo et al. 2011 und https://physics.stackexchange.com/a/345296/43351 ).

Eine Supernova vom Typ Ia könnte ausgelöst werden, wenn ein Weißer Zwerg nahe dieser Grenze mehr Masse von einem Begleiter ansammelt, oder durch die Verschmelzung zweier Weißer Zwerge. Der Auslöser für die Explosion könnten pykonnukleäre Reaktionen zwischen Kohlenstoffkernen in einem dichten Kristallgitter im Zentrum des Weißen Zwergs sein, oder sie könnte durch die Entzündung von Helium (aus dem angesammelten Material) verursacht werden, was bei geringeren Dichten in der Nähe von auftreten kann der Oberfläche (siehe https://astronomy.stackexchange.com/a/14747/2531 ).

Es gibt eine sehr nichtlineare Beziehung (siehe Grafik unten) zwischen der Anfangsmasse eines Sterns und dem Weißen Zwerg, der er schließlich werden wird. Zum Beispiel wird angenommen, dass die Sonne a hinterlässt$\sim 0.5 M_{\odot}$Weißer Zwerg, aber a$1.1M_{\odot}$White Dwarf wird einen Vorfahren von gehabt haben$\sim 8M_{\odot}$. Der Weiße Zwerg ist im Wesentlichen die Asche des nuklear brennenden Kerns des Sterns, die einen relativ kleinen Bruchteil der ursprünglichen Masse ausmachen kann. Diese "Asche" wird nie heiß genug, um zu brennen, weil der Elektronenentartungsdruck jede weitere Kontraktion stoppt.

Der große Massenunterschied des Vorläufers und des Weißen Zwergs, den er hinterlässt, ist auf Massenverlust zurückzuführen, hauptsächlich in der Roten-Riesen-Phase und der asymptotischen Riesenzweigphase, aufgrund von staubigen, strahlungsgetriebenen Winden. Diese Winde treiben den Großteil der Masse über den entarteten Kern hinaus. Weiße Zwerge, die der Chandrasekhar-Masse sehr nahe sind, können nicht durch normale Sternentwicklung ohne Interferenz oder Massentransfer von einem binären Begleiter erzeugt werden.

Sterne bis$8M_{\odot}$wird wahrscheinlich einen entarteten Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff hinterlassen. Es ist möglich , dass etwas schwerere Sterne degenerierte Kerne aus Neon oder Magnesium hinterlassen können, ohne weiter in Richtung Eisen zu brennen. Die meisten Forscher sind sich darüber einig$10M_{\odot}$dass das wahrscheinlichste Endergebnis ein Kern aus Eisen-Peak-Elementen sein wird, der zusammenbricht und eine Typ-II-Supernova ergibt . Alle oben genannten Massengrenzen können leicht von der anfänglichen chemischen Zusammensetzung des Sterns abhängen.

Das Ergebnis einer Supernova vom Typ Ia ist die vollständige Zerstörung des Weißen Zwergs, da die freigesetzte Energie größer ist als die Gravitationsbindungsenergie des Weißen Zwergs (siehe https://physics.stackexchange.com/a/346092/43351 ) . Eine Typ-II-Supernova könnte einen Überrest eines Neutronensterns oder eines Schwarzen Lochs hinterlassen. Es gibt keine Supernovae, die einen weißen Zwergüberrest hinterlassen.

Bearbeiten: Wie Peter Erwin vorschlägt, besteht eine Denkweise über die obigen Prozesse (grob) darin, dass ein Weißer Zwerg zurückbleibt, wenn die Masse des Kerns geringer ist als die Chandrasekhar-Masse für seine Zusammensetzung. Damit ist man zufrieden$\leq 8M_{\odot}$Sterne, da die Kernmasse ist$<1.2M_{\odot}$, die bequem unter der Chandrasekhar-Masse für entartetes C, O, Mg oder Ne liegt.

Bei massereicheren Sternen ist die Kernmasse höher, aber die Chandrasekhar-Masse für Eisen ist etwa niedriger$1.2M_{\odot}$. Daher kann ein Weißer Zwerg nicht das Endergebnis für solche Sterne sein.

Für einen Stern mit anfänglich mehr als etwa 11 Sonnenmassen verbleibt nach Abschluss der Fusion eine ausreichende Masse, mehr als 1,39 Sonnenmassen (die Chandrasekhar-Grenze), dass der Elektronenentartungsdruck nicht ausreicht, um den weiteren Kollaps des Sterns aufgrund der Schwerkraft zu verhindern . Der Eisenkern erfährt einen katastrophalen Kollaps, bei dem sich Elektronen mit Positronen verbinden, um Neutronen zu erzeugen, zusammen mit einem massiven Anstieg hochenergetischer Neutrinos (dies wurde entdeckt). Einige der Neutrinos interagieren mit einfallender Materie, zersplittern Kerne und erzeugen Protonen und Elektronen. In der einfallenden Materie wird eine außer Kontrolle geratene Explosion ausgelöst, die wiederum eine Supernova erzeugt. Zahlreiche weitere Wechselwirkungen erzeugen Material, das schwerer als Eisen ist, einschließlich radioaktiver Elemente bis hin zu (und wahrscheinlich darüber hinaus) Uran. Die Reste des Kerns bilden einen Neutronenstern,

Am Ende der Fusion für einen Stern mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa 40 Sonnenmassen hat der Kern mehr als etwa 3 Sonnenmassen (die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze) und ist groß genug, dass sich ein Schwarzes Loch bilden kann. Da der Drehimpuls des Kerns in einem Radius von nur etwa 10 km enthalten ist, können Neutronensterne enorme Rotationsgeschwindigkeiten erreichen, wenn sie als Pulsare beobachtet werden können.

Supernovae werden nach ihren Spektren klassifiziert. Supernovae vom Typ II haben Wasserstoff in ihren Spektren, Typ I nicht. Die Mehrzahl der Supernovae entsteht aus Sternen mit anfänglich weniger als etwa 40 Sonnenmassen und aus roten Überriesen, die noch Wasserstoff in der Hülle haben. Typ-Ib- und Typ-Ic-Supernovae bilden sich aus Wolf-Rayet-Sternen, wobei Ib bedeutet, dass Helium vorhanden ist und Ic bedeutet, dass es nicht vorhanden ist. Supernovae vom Typ II, Ib und Ic werden in Spiralgalaxien beobachtet, in denen aktive Sternentstehung stattfindet, aber nicht in elliptischen Galaxien.

Supernovae vom Typ Ia werden in allen Galaxien beobachtet und entstehen nicht direkt aus dem Kernkollaps eines großen Sterns. Eine normale Typ-Ia-Supernova tritt auf, wenn ein weißer Kohlenstoff-Sauerstoff-Zwerg, der Masse von einem Begleiter erworben hat, eine Masse von 1,38 Sonnenmassen erreicht (knapp unterhalb der Chandrasekhar-Grenze), wo Kohlenstoff in einer außer Kontrolle geratenen Explosion, die als Kohlenstoffdetonation bezeichnet wird, gezündet wird. In einem viel selteneren Ereignis kann ein weißer Sauerstoff-Neon-Magnesium-Zwerg die Chandrasekhar-Grenze erreichen, 1,39 Sonnenmassen, und der Zusammenbruch des Kerns entzündet Sauerstoff. Da normale Typ-Ia-Supernovae immer genau an der gleichen Stelle explodieren, haben sie eine extrem gleichmäßige Leuchtkraft, was sie als „Standardkerzen“ geeignet macht, deren Entfernung sich anhand der beobachteten Helligkeit abschätzen lässt. Im Durchschnitt sollte etwa alle fünfzig Jahre eine Supernova in der Milchstraße auftreten, aber sie werden wahrscheinlich durch Staub in der galaktischen Scheibe verdeckt. Die letzte Supernova der Milchstraße, die mit bloßem Auge deutlich zu sehen war, war die Kepler-Supernova, die 1604 stattfand, nicht weiter als 6 Kiloparsec oder etwa 20.000 Lichtjahre von der Erde entfernt, und heller war als alle Planeten außer der Venus. Es wurden auch Überreste neuerer Supernovae gefunden. Je nach Typ könnte eine Supernova die Biosphäre der Erde in einer Entfernung von 3.000 Lichtjahren treffen. Eine Supernova vom Typ II, die näher als etwa 25 Lichtjahre ist, könnte die Hälfte der Ozonschicht zerstören. Es wurden auch Überreste neuerer Supernovae gefunden. Je nach Typ könnte eine Supernova die Biosphäre der Erde in einer Entfernung von 3.000 Lichtjahren treffen. Eine Supernova vom Typ II, die näher als etwa 25 Lichtjahre ist, könnte die Hälfte der Ozonschicht zerstören. Es wurden auch Überreste neuerer Supernovae gefunden. Je nach Typ könnte eine Supernova die Biosphäre der Erde in einer Entfernung von 3.000 Lichtjahren treffen. Eine Supernova vom Typ II, die näher als etwa 25 Lichtjahre ist, könnte die Hälfte der Ozonschicht zerstören.