Wir kennen die Masse, die ein Weißer Zwerg haben muss. Das ist durch die Chandrasekhar-Grenze gut definiert, aber bevor sich ein Hauptreihenstern in einen Weißen Zwerg verwandelt, neigt er dazu, in einem Sternnebel ein gutes Stück seiner Materie zu verlieren.
Laut dieser Seite hat der verbleibende Weiße Zwerg etwa die Hälfte der Masse des Hauptreihensterns, wobei größere Sterne etwas mehr verlieren.
Also die Frage: Ist es richtig zu sagen, dass ein Stern mit einer Masse von etwa drei Sonnenmassen irgendwann eine Supernova werden wird, ähnlich einer Typ-1-Supernova, selbst wenn er nicht Teil eines binären Systems ist? Wurde diese Art von Supernova jemals beobachtet?
Oder passiert etwas anderes wie in der Endphase dieses Sterns? Geht es weiter durch Kollaps- und Expansionszyklen und verliert genug Masse, dass es, wenn es schließlich ein Weißer Zwerg wird, unter der Chandrasekhar-Massengrenze liegt?
Was ich über Supernovae gelesen habe, besagt hauptsächlich, dass Supernovae vom Typ 1 passieren, wenn ein Weißer Zwerg zusätzliche Materie ansammelt und die Grenze erreicht, und Supernovae vom Typ 2 sind viel größer und benötigen etwa 8-11 Sonnenmassen, um den Eisenkern zu erzeugen, der die Supernova auslöst . Was passiert mit dem Tod des Sterns zwischen drei Sonnenmassen und acht Sonnenmassen?
Dies ist ein Grund, der wahrscheinlich in einer Vielzahl von Fragen hier und in Physics SE wiederholt wird, daher werde ich mich kurz fassen. Sie haben auch mehrere verschiedene Fragen gemischt.
Die Chandrasekhar-Masse hat sehr wenig damit zu tun, zu bestimmen, welche Anfangsmasse eines Objekts zu welcher bestimmten Art von Sternüberrest (oder Schwarzem Loch) wird.
Ob ein Stern am Ende als Supernova explodiert, hängt in erster Linie von seiner Anfangsmasse ab, aber auch davon, ob er einen Doppelsternbegleiter hat. Es gibt (grundsätzlich) zwei Wege zur Supernovahood.
Auf dieser Strecke a Star ist noch lange nicht in der Lage, eine Supernova zu werden. Es wird Wasserstoff und Helium verbrennen und einen degenerierten Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff erzeugen. Dieser degenerierte Kern kann abkühlen, während er den gleichen Druck beibehält. Die äußeren Schichten werden durch thermische Pulsationen und einen dichten Sternwind in der asymptotischen Riesenastphase abgestoßen und hinterlassen einen Weißen Zwerg. Die Beziehung zwischen der Anfangsmasse des Vorläufers und der Endmasse des Weißen Zwergs ist kein einfacher Bruch. Bei einem Stern wie der Sonne sind es wahrscheinlich etwa 50 %, aber bei einem Stern sind es eher 15 % Anfangsmasse. Die maximale Masse eines auf diese Weise entstandenen Weißen Zwergs liegt vermutlich bei ca und weit unterhalb der Chandrasekhar-Grenze für einen C/O-Weißen Zwerg ( ).
Der vorhergehende Absatz ist mehr oder weniger das, was für alle Sterne zwischen ungefähr passieren sollte (außer sie hatten noch keine Zeit dazu) und , außer dass es am oberen Massenende eine kleine "graue Fläche" gibt ( ), wo Sie möglicherweise etwas massereichere O / Ne-Weiße Zwerge produzieren.