¿Cómo puede una estrella de baja masa aumentar su masa a 1,4 Msun?

Te enseñaron mal. Las estrellas de hasta 8 masas solares terminarán como enanas blancas. Pero son solo sus núcleos los que se degeneran y terminan como la enana blanca. El resto de la envolvente se pierde durante la fase gigante debido a un viento denso.

Existe una relación no lineal, pero probablemente monótona, entre el progenitor inicial y las masas finales de las enanas blancas (ver más abajo, de Kalirai 2013 ): el Sol probablemente terminará como una enana blanca de 0,5 masa solar, pero en la evolución estelar normal, degenerará Las estrellas enanas blancas solo pueden ser producidas hasta aproximadamente 1,25 masas solares por los progenitores más masivos. Más masivo que esto y es probable que el núcleo no se degenere antes de encender y quemar los combustibles nucleares más pesados. La enana blanca más masiva, probablemente única, conocida es "WD 33" en el cúmulo NGC 2099 y tiene una masa de$1.28^{+0.05}_{-0.08}\ M_{\odot}$, probablemente está hecho de una mezcla O / Ne, y tenía una masa progenitora estimada en la secuencia principal de$>3.5\ M_{\odot}$( Cummings et al. 2016) .

Para obtener una enana blanca más masiva, hasta la masa de Chandrasekhar (alrededor de 1,38 masas solares para una enana blanca C/O u O/Ne en la relatividad general), es casi seguro que necesita acumular masa de un compañero binario cercano o ser el resultado de algún tipo de fusión.

Este es el principal candidato para explicar la supernova de tipo Ia.

Aunque la masa máxima de una enana blanca es de 1,4 masas solares, las estrellas no necesitan tener 1,4 o más para convertirse en enanas blancas. Una estrella con 0,5 masas solares probablemente terminará como una enana blanca de helio compuesta principalmente de núcleos de helio-4. (De la fuente: 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.)

Una enana blanca de menos de 1,4 masas solares puede alcanzar ese número (el límite de Chandrasekhar) por acreción de una estrella o colisión con otra enana blanca. En ese momento, explota como una supernova y se convierte en una estrella de neutrones.