Warum wirkt sich die Chandrasekhar-Grenze anders auf Weiße Zwerge aus?

Ob ein Weißer Zwerg auf die Materialansammlung mit Explodieren oder Kollabieren reagiert, hängt von der Konkurrenz zwischen Energie, die bei Fusionsreaktionen freigesetzt wird, und Energie, die durch endotherme Elektroneneinfangreaktionen (Neutronisierung) eingeschlossen wird, ab.

Es wird angenommen, dass die meisten Weißen Zwerge mit mäßiger Masse eine C/O-Zusammensetzung haben. Sie müssen viel Masse akkretieren, um eine Dichte zu erreichen (ca$4\times 10^{13}$kg/m$^3$, erreicht bei$1.38M_{\odot}$in einem nicht rotierenden WD), wo die Neutronisierung energetisch machbar wird. Es ist möglich, dass, bevor dies geschieht, Fusionsreaktionen gezündet werden (aufgrund der hohen Dichte und nicht der Temperatur). Die Zündschwellendichte ist niedriger für Kerne mit niedrigerer Ordnungszahl (He < C < O) und die Zündschwellendichten für He und C sind wahrscheinlich niedriger als die Neutronisationsschwelle für C.

In einem C/O-WD, der viel Materie angesammelt hat, könnte die Zündung in C im Kern stattfinden, oder sie könnte in He (bei noch geringerer Dichte) an der Basis einer tief angelagerten Materialhülle ausgelöst werden. Die von Elektronen entartete Materie hat einen temperaturunabhängigen Druck, der zu einer außer Kontrolle geratenen Fusion und der vollständigen Zerstörung des Sterns führt.

O/Ne/Mg WDs werden als Endstufen massereicherer Sterne hergestellt ($8-10M_{\odot}$) und werden als Überbleibsel mit viel höherer Masse geboren$>1.2M_{\odot}$als typische C/O WDs. Massivere WDs sind kleiner und haben eine höhere Dichte. Die Neutronisationsschwellen für O, Ne, Mg sind nur$1.9\times10^{13}$,$6\times 10^{12}$und$3\times 10^{12}$kg/m$^3$(alle niedriger als für C). Dies bedeutet, dass ein O/Ne/Mg-WD möglicherweise sehr wenig Masse akkretieren muss, um diese zentrale Dichte zu erreichen, eine Neutronisierung zu beginnen, die zum Kollaps führt. Wenn solche Dichten außerdem nicht ausreichen, um C-Brennen in einem C/O-WD auszulösen, dann sind sie aufgrund der stärkeren Coulomb-Abstoßung sicherlich nicht hoch genug, um ein Brennen in O/Ne/Mg auszulösen. Wenn wenig Masse angesammelt wird, gibt es außerdem keine tiefe Hülle aus angesammeltem Material, in der das Brennen außermittig entzündet werden könnte.

Aus all diesen Gründen ist es wahrscheinlicher, dass O/Ne/Mg-WDs kollabieren als explodieren (der Kollaps würde jedoch eine Art Kernkollaps-Supernova verursachen).

BEARBEITEN: Wenn Sie sich das Papier ansehen, auf das Sie verweisen (das etwas veraltet ist), obwohl sich einige der Zahlen geringfügig geändert haben, ist das halbquantitative Argument, das ich oben gebe, genau so, wie es dort erklärt wird. Daher bin ich mir nicht sicher, ob dir meine Antwort weiterhilft.

Es gibt eine Vielzahl von Weißen Zwergen mit unterschiedlichen Zusammensetzungen, und die Analyse, wie sie in einer Supernova explodieren (oder nicht), ist ein Thema, das untersucht wird. Ein einfaches Modell, das in „ Wie wird die erste Detonation in Supernove Typ Ia ausgelöst? “ beschrieben, zeigt eine Heliumhülle, die anfänglich zündet und den Kohlenstoff im Kern auslöst.

Bei dieser Art Supernova vom Typ 1a entsteht kein Neutronenstern, da der Stern vollständig zerstört wird. Die Masse, bei der ein Weißer Zwerg eine Supernova vom Typ 1a durchmacht, liegt knapp unter der Chandrasekhar-Grenze, sodass keine Neutronisierung auftritt.

Bei einigen Weißen Zwergen mit einer atypischen Zusammensetzung (wie Sie einen weißen Mg-Ne-O-Zwerg bemerken) ist es jedoch möglich, dass der Stern eine Detonation vermeidet und die Chandrasekhar-Grenze erreicht, sodass ein Elektroneneinfang auftritt, und ein Neutronenstern Formen. Es ist erwähnenswert, dass es keine eindeutige Beobachtung eines Weißen Zwergs gibt, der zu einem Neutronenstern kollabiert (wobei es viele Beobachtungen von Typ-1a-Supernovae gibt), aber diese „akkretionsinduzierten Kollaps“-Szenarien können einige Magnetare und kurze Gammastrahlenausbrüche erklären

Vorläufer des akkretionsinduzierten Zusammenbruchs

Die beiden Szenarien sind also

1. Die Akkretion erfolgt auf einem Kohlenstoff-Sauerstoff-WD. Der Druck und die Temperatur im Kern eines Weißen Zwergs steigen, bis thermonukleare Reaktionen beginnen (bei etwa 1,38 Sonnenmassen). Da der Weiße Zwerg entartet ist, kann er sich nicht ausdehnen, um die Rate thermonuklearer Reaktionen zu verringern, und der gesamte Stern detoniert und wird zerstört.
2. Akkretion tritt auf einem ONEMg WD auf. Der Stern erreicht 1,44 Sonnenmassen, die Elektronenentartung reicht nicht mehr aus, um einen Kollaps zu verhindern. Elektroneneinfang findet statt und der Stern kollabiert zu einem Neutronenstern.