Warum gibt es zwischen 1,35 und 1,44 Sonnenmassen keine bekannten Weißen Zwerge?

Die Chandrasekhar-Grenze für Weiße Zwerge liegt bei 1,44 Sonnenmassen, der schwerste bekannte Weiße Zwerg hat jedoch nur 1,35 Sonnenmassen. https://earthsky.org/space/smallest-most-massive-white-dwarf/ Was ist die Ursache für diese Masselücke?

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Zwei Gründe. Erstens basiert die „Chandrasekhar-Masse“ von 1,44 Sonnenmassen auf zwei unrealistischen Annahmen, die in der Praxis nicht erfüllt werden, was bedeutet, dass die wahre Massengrenze eher bei 1,37 oder 1,38 Sonnenmassen liegt. Zweitens sind Weiße Zwerge massiver als etwa 1.2 M ⊙ werden nicht durch die normale Entwicklung von Einzelsternsternen erzeugt, sondern nur durch Massentransfer in Doppelsternsystemen. Dieser Massentransfer kann dazu führen, dass der Stern als Supernova explodiert, bevor er darüber hinauswächst 1.35 M ⊙ .

Die beiden Annahmen sind: (I) dass der Weiße Zwerg durch einen idealen Elektronenentartungsdruck gestützt wird. dh punktförmige, nicht wechselwirkende Fermionen. (II) Dass die Struktur des Sterns von der Newtonschen Gravitation bestimmt wird.

Die erste Annahme schlägt fehl, weil die Elektronen und Ionen Coulomb-Wechselwirkungen haben, die das Material komprimierbarer machen. Noch wichtiger ist, dass bei hohen Dichten (und die Dichte nimmt mit der Masse zu) die Fermi-Energie des Elektrons schließlich hoch genug wird, um den Elektroneneinfang zu initiieren, um neutronenreichere Kerne herzustellen. Da die Elektronen ultrarelativistisch sind, ist der Stern in diesem Stadium bereits geringfügig stabil, und die Entfernung von Elektronen verursacht Instabilität und Kollaps.

Die zweite Annahme schlägt fehl, weil massereichere Weiße Zwerge kleiner sind und die Allgemeine Relativitätstheorie verwendet werden muss. Die allgemeine relativistische Formulierung der Gleichung des hydrostatischen Gleichgewichts weist Druck auf die rechte Seite auf. Je höher also der Druck, desto steiler der erforderliche Druckgradient. Letztendlich führt dies auch zu einer Instabilität bei einer endlichen Größe und Dichte, die bei Massen auftritt, die niedriger als die kanonische Chandrasekhar-Masse sind.

Bei typischen C/O-Weißen Zwergen treten beide oben diskutierten Instabilitäten auf, wenn der Weiße Zwerg etwa 1,38 Sonnenmassen hat.

Beachten Sie, dass Weiße Zwerge mit mehr als etwa 1,2 Sonnenmassen voraussichtlich nicht aus der Entwicklung eines einzelnen Sterns entstehen. Wenn der C/O-Kern eines Sterns massereicher ist, wird er auch heiß genug, um diese Elemente zu entzünden. Massivere Weiße Zwerge müssen durch Akkretion in einem binären System oder durch eine Verschmelzung entstanden sein. Dann kommt ein weiterer Faktor ins Spiel, nämlich die mögliche Detonation des gesamten Weißen Zwergs, die auch oberhalb von 1,35 Sonnenmassen auftreten kann, möglicherweise gezündet durch die Fusion von Helium aus dem angesammelten Material oder durch pyknonukleare Reaktionen, wenn der C/O-Kern zunimmt an Dichte.

Nachtrag - es gibt tatsächlich einige Weiße Zwerge mit geschätzten Massen von 1.35 − 1.37 M ⊙ in klassischen Novae-Binärsystemen (zB Hachisu & Kato 2001 ). Dies können Systeme sein, die kurz vor dem „Knall“ stehen.

Dies bedeutet auch, dass die akkretierenden Versionen dazu neigen, bei einer sehr konstanten Masse zu explodieren und zu einer konstanten Energiefreisetzung führen, daher werden Supernovae vom Typ Ia als Standardkerzen verwendet.
Es scheint ein wirklich seltsamer Zufall zu sein, dass zwei Effekte von so grundlegend unterschiedlicher Natur beide innerhalb von 90 % der nicht-interaktiven/newtonschen Chandrasekhar-Grenze eintreten. Gibt es einen bekannten Grund, warum es so abläuft?
@leftaroundabout - Der Grund ist ein Survivorship Bias. Die Chandrasekhar-Grenze wurde unter Verwendung einiger vereinfachender Annahmen abgeleitet, wie jedes Ergebnis in der Physik. Es würde wenig Ruhm erlangen, wenn es zwischen den schwersten beobachteten Weißen Zwergen und der theoretischen Grenze eine Lücke von Größenordnungen hinterlassen hätte. Diese großartige Anpassung hinterließ eine dünnere Massenlücke für die unvermeidlichen Korrekturen entweder auf der beobachtenden oder auf der theoretischen Seite der Gleichung.
@leftaroundabout Der Grund dafür ist, dass die Abhängigkeit der Dichte von der Masse sehr steil wird, wenn man sich der kanonischen Chandrasekhar-Grenze nähert. Es ist wie ρ ∝ M 2 bei geringeren Massen, wird aber viel steiler, wenn die Elektronen ultrarelativistisch werden. Dies bedeutet, dass die zentrale Dichte um Größenordnungen zunimmt, wenn Sie die Masse bis zu den letzten 10% vor der Chandrasekhar-Masse erhöhen. Und hier ist die Dichte der wirklich wichtige Parameter.
+1 für eine ausgezeichnete Antwort, die die meisten Weißen Zwerge abdeckt, aber was ist mit den ungewöhnlichen (nach denen wir möglicherweise an der Stabilitätsgrenze suchen)? Beeinflusst beispielsweise die Rotation eines Weißen Zwergs seine Fähigkeit, bei mehr als 1,38 Sonnenmassen stabil zu bleiben? Was ist, wenn die Drehung nicht gleichmäßig ist? Was ist mit der Zusammensetzung: Einige Weiße Zwerge sind ONEMg und andere sind He. Ich vermute, dass eine größere oder geringere Masse im Kern die Einschränkungen der relativistischen Unsicherheit ändern wird?
@ChappoHasn'tForgottenMonica HeWeiße Zwerge haben normalerweise eine geringe Masse 0,35 M ⊙ . O/Mg/Ne haben eine identische "klassische" Chandrasekhar-Masse. Die Neutronisierungsschwelle für O ist jedoch niedriger als die für C, während die Schwelle der pyknonuklearen Dichte höher ist. Der Unterschied in den Massenschwellen wird nicht mehr als etwa betragen 0,01 − 0,02 M ⊙ obwohl. Einzelne Weiße Zwerge rotieren nicht schnell genug, um ihre Struktur zu verändern. Es gibt einige sehr massereiche, sich schnell drehende Weiße Zwerge, die Fusionsprodukte sein könnten.
Warum gibt es zwischen 1,35 und 1,44 Sonnenmassen keine bekannten Weißen Zwerge?
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