Was bestimmt den Ausgang einer Supernova?

Supernovae produzieren keine weißen Zwerge. Dies ist ein ausgeprägter Evolutionsweg, dem Sterne folgen, deren Masse unter etwa dem Achtfachen der Sonne liegt ($8M_{\odot}$) - ihre Kerne sind dazu bestimmt, zu elektronenentarteten Weißen Zwergen mit Massen von weniger als etwa zu werden$1.25 M_{\odot}$.

Neutronensterne und vielleicht Schwarze Löcher entstehen in Supernovae, bei denen der Kern eines Sterns kollabiert, der massereicher ist als$\simeq 8M_{\odot}$.

Wenn der kollabierende Kern nicht besonders massiv ist (resultierend aus einem Vorfahren sagen wir$<15M_{\odot}$, obwohl die Grenze nicht sicher ist und wahrscheinlich auch von der anfänglichen Zusammensetzung des Sterns abhängt), dann ist es wahrscheinlich, dass der Kollaps durch die starke nukleare Abstoßung zwischen Neutronen (erzeugt durch Elektroneneinfang auf Protonen) und zu a gestoppt wird geringeren Ausmaß durch Neutronenentartungsdruck. Dies führt zu einem "Core Bounce" und anschließend zu einer Übertragung eines winzigen Bruchteils der Kollapsenergie in die Sternhülle, was eine Supernova verursacht.

Wenn der Proto-Neutronenstern zu massereich ist ($>2-3M_{\odot}$) oder es sammelt mehr Masse an, dann kann es weiter zu einem Schwarzen Loch kollabieren. Alternativ kann der Kollaps möglicherweise gar nicht erst gestoppt werden, wenn der ursprüngliche Kern zu massiv war ($>3M_{\odot}$) und es kann zu einem direkten Kollaps zu einem Schwarzen Loch kommen, ohne dass es überhaupt zu einer Supernova kommt.

Die Schlüsselparameter, die das Schicksal eines massereichen Sterns bestimmen, sind die anfängliche Vorläufermasse – je massereicher, desto eher bildet sich ein Schwarzes Loch. Metallizität ist ebenfalls wichtig. Wenn ein Stern aus Gas mit einer höheren Konzentration an schwereren Elementen entsteht, ist seine Hülle undurchsichtiger und der Vorläufer verliert wahrscheinlich mehr von seiner ursprünglichen Masse durch einen strahlungsgetriebenen Wind. Vorläufer mit geringer Metallizität haben zum Zeitpunkt des Kernkollaps wahrscheinlich massereichere Kerne und bilden daher mit größerer Wahrscheinlichkeit Schwarze Löcher.

Das folgende Diagramm (aus der Arbeit von Heger et al. 2003 ) veranschaulicht das obige Argument und zeigt den wahrscheinlichen Rest als Funktion der anfänglichen Masse und Metallizität.

Siehe die zweite Hälfte dieser Antwort: https://physics.stackexchange.com/a/407833/170832 .

Theoretische Studien deuten darauf hin, dass die meisten Supernovae durch einen von zwei grundlegenden Mechanismen ausgelöst werden: die plötzliche Wiederzündung der Kernfusion in einem entarteten Stern ( Weiße Zwerge , Neutronensterne und Schwarze Löcher ) oder der plötzliche Gravitationskollaps des Kerns eines massereichen Sterns .

In erster Linie kann ein entarteter Weißer Zwerg entweder durch Akkretion oder durch Verschmelzung genügend Material von einem binären Begleiter ansammeln, um seine Kerntemperatur ausreichend zu erhöhen, um eine außer Kontrolle geratene Kernfusion auszulösen und den Stern vollständig zu zerstören. Im zweiten Fall kann der Kern eines massereichen Sterns einem plötzlichen Gravitationskollaps unterliegen und als Supernova potenzielle Gravitationsenergie freisetzen.

Während einige beobachtete Supernovae komplexer sind als diese beiden vereinfachten Theorien, ist die astrophysikalische Kollapsmechanik seit einiger Zeit von den meisten Astronomen etabliert und akzeptiert. Quelle: Wikipedia „ Supernova “.

Die Chandrasekhar-Grenze ist die maximale Masse eines stabilen Weißen Zwergsterns. Der derzeit akzeptierte Wert der Chandrasekhar-Grenze beträgt etwa 1,4 M$_{\odot}$($2.765×10^{30}$kg).

Weiße Zwerge widerstehen dem Gravitationskollaps hauptsächlich durch den Druck der Elektronenentartung (vergleiche Hauptreihensterne, die dem Kollaps durch thermischen Druck widerstehen). Die Chandrasekhar-Grenze ist die Masse, oberhalb derer der Elektronenentartungsdruck im Kern des Sterns nicht ausreicht, um die eigene gravitative Selbstanziehung des Sterns auszugleichen.

Folglich unterliegt ein Weißer Zwerg mit einer Masse, die größer als der Grenzwert ist, einem weiteren Gravitationskollaps und entwickelt sich zu einem anderen Typ von Sternüberrest, wie einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch . Diejenigen mit Massen unter dem Grenzwert bleiben als Weiße Zwerge stabil . Ein Zusammenbruch ist nicht unvermeidlich: Die meisten Weißen Zwerge explodieren eher, als dass sie zusammenbrechen.

Erstbestellung nur die Masse. Wenn die Masse geringer ist als die Chandrasekhar-Grenze (etwa 1,4 Sonnenmassen), reicht der Elektronenentartungsdruck aus, um den Kollaps zu stoppen, und Sie erhalten einen Weißen Zwerg. Wenn die Masse des Sternrests größer als die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze ist (etwa 2 bis 3 Sonnenmassen), kollabiert er zu einem Schwarzen Loch.

Beachten Sie, dass diese Massen beide die Masse dessen sind, was beim Kollabieren übrig bleibt, was viel geringer ist als die ursprüngliche Masse des Sterns. Die Grenze für ein Schwarzes Loch entspricht etwa der 15- bis 20-fachen Masse unserer Sonne für den ursprünglichen Stern, und um einen Neutronenstern zu bilden, sind es eher 10 Sonnenmassen.

Die meisten Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm befinden sich auf der Hauptreihe. Wenn Hauptreihensterne wie die Sonne ihre Wasserstofffusion erschöpfen, kollabieren ihre Kerne und sie beginnen Helium zu fusionieren. Ebenso können sie, wenn sie ihr Helium erschöpfen, beginnen, Kohlenstoff und Sauerstoff zu verschmelzen. Ob sie weiter brennen können, hängt von ihrer Masse ab.

Wenn die Fusion schließlich aufhört, gibt es keinen thermischen oder Strahlungsdruck, um den Stern gegen seine eigene Gravitationskraft zu halten. Bei massearmen Sternen ($M < 1.4M_\odot$) kann der Elektronenentartungsdruck ihren bevorstehenden Kollaps stoppen. Dieser Druck ist ein Produkt des Pauli-Ausschlussprinzips – ein quantenmechanisches Prinzip, das besagt, dass zwei Fermionen nicht gleichzeitig denselben Zustand einnehmen können. Die meisten Weißen Zwerge sind ungefähr$0.6M_\odot$und haben Radien vergleichbar mit der Erde, etwa$6000$km.

Wenn die Sternmasse überschreitet$1.4M_\odot$(die Chandrasekhar-Grenze), wird die Elektronenentartung in der Kraft der Gravitation zerbröckeln. Elektronen werden von Kernen eingefangen und erzeugen Neutronen. Der Stern wird dann durch den Neutronentartungsdruck gehalten, ebenfalls ein Ergebnis des Pauli-Ausschlussprinzips. Diese Sterne werden Neutronensterne genannt, und sie haben Radien in der Größenordnung von 10-20 Kilometern und maximale Massen in der Umgebung$2M_\odot$.

Noch massiver als diese, und selbst die Neutronenentartung kann der überwältigenden Schwerkraft nicht standhalten. In diesem Fall kann nichts den Gravitationskollaps aufhalten, und der Sternkern wird zu einem Schwarzen Loch. Diese Sterne stellen eine Singularität mit unendlicher Dichte dar, bei der die gesamte Sterndichte in einem einzigen Punkt komprimiert wurde.

Supernovae vom Typ 1a werden durch binäre Verschmelzungen mit Weißen Zwergen erzeugt, deren Gesamtmasse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Supernovae vom Typ II werden erzeugt, wenn ein massereicher Stern in der Größenordnung von$10M_\odot$, Zusammenbrüche. Es stößt eine Supernova aus und der Kern wird zu einem Neutronenstern oder Schwarzen Loch.