Wie kann ein massearmer Stern seine Masse auf 1,4 Msun erhöhen?

Du wurdest falsch unterrichtet. Sterne mit bis zu etwa 8 Sonnenmassen werden als Weiße Zwerge enden. Aber nur ihre Kerne entarten und enden als Weißer Zwerg. Der Rest der Hülle geht während der Riesenphase durch einen dichten Wind verloren.

Es gibt eine nichtlineare, aber wahrscheinlich monotone Beziehung zwischen der Masse des anfänglichen Vorläufers und des endgültigen Weißen Zwergs (siehe unten, aus Kalirai 2013 ) – die Sonne wird wahrscheinlich als Weißer Zwerg mit 0,5 Sonnenmassen enden, aber in der normalen Sternentwicklung degenerieren Weiße Zwergsterne können von den massereichsten Vorläufern nur bis zu etwa 1,25 Sonnenmassen produziert werden. Wenn es massiver ist, ist es wahrscheinlich, dass der Kern nicht degeneriert, bevor er sich entzündet und durch die schwereren Kernbrennstoffe brennt. Der massereichste, wahrscheinlich einzelne bekannte Weiße Zwerg ist „WD 33“ im Sternhaufen NGC 2099 und hat eine Masse von$1.28^{+0.05}_{-0.08}\ M_{\odot}$, besteht wahrscheinlich aus einer O/Ne-Mischung und hatte eine geschätzte Vorläufermasse auf der Hauptsequenz von$>3.5\ M_{\odot}$( Cummings et al. 2016) .

Um einen massereicheren Weißen Zwerg bis zur Chandrasekhar-Masse (etwa 1,38 Sonnenmassen für einen C/O- oder O/Ne-Weißen Zwerg in der allgemeinen Relativitätstheorie) zu erhalten, muss er mit ziemlicher Sicherheit Masse von einem nahen binären Begleiter akkretieren oder sein das Ergebnis einer Art Fusion.

Dies ist der führende Kandidat zur Erklärung einer Typ-Ia-Supernova.

Obwohl die maximale Masse für einen Weißen Zwerg 1,4 Sonnenmassen beträgt, müssen Sterne nicht 1,4 oder mehr haben, um zu Weißen Zwergen zu werden. Ein Stern mit 0,5 Sonnenmassen wird wahrscheinlich als weißer Heliumzwerg enden, der hauptsächlich aus Helium-4-Kernen besteht. (Aus Quelle: Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, Fred C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482.. 420 L. doi: 10.1086/304125.)

Ein Weißer Zwerg mit weniger als 1,4 Sonnenmassen kann diese Zahl (die Chandrasekhar-Grenze) durch Akkretion von einem Stern oder Kollision mit einem anderen Weißen Zwerg erreichen. An diesem Punkt explodiert es als Supernova und wird zu einem Neutronenstern.