Comprender el límite de Chandrasekhar para las enanas blancas y su relación con las supernovas

Su comprensión es más o menos correcta sobre la misa de Chandrasekhar. Es probable que la masa máxima sea un poco más baja que$1.4 M_{\odot}$porque el colapso o la explosión pueden ser provocados por inestabilidades relativistas generales, desintegración beta inversa o por reacciones piconucleares, que comienzan cuando la densidad (central) alcanza$\sim 3\times 10^{13}$kg/m3$^3$en una enana blanca de carbono/oxígeno, que corresponde a una masa de aproximadamente$1.38 M_{\odot}$(por ejemplo, Rotondo et al. 2011 y https://physics.stackexchange.com/a/345296/43351 ).

Una supernova de Tipo Ia podría desencadenarse si una enana blanca cercana a este límite acumula más masa de una compañera, o por la fusión de dos enanas blancas. El desencadenante de la explosión podría ser reacciones piconucleares entre núcleos de carbono en una red cristalina densa en el centro de la enana blanca, o podría ser causado por la ignición de helio (del material acumulado), que puede ocurrir a densidades más bajas más cerca de la superficie (ver https://astronomy.stackexchange.com/a/14747/2531 ).

Existe una relación muy no lineal (ver gráfico a continuación) entre la masa inicial de una estrella y la enana blanca en la que eventualmente se convertirá. Por ejemplo, se piensa que el Sol dejará atrás un$\sim 0.5 M_{\odot}$enana blanca, pero una$1.1M_{\odot}$enana blanca habrá tenido un progenitor de$\sim 8M_{\odot}$. La enana blanca es esencialmente las cenizas del núcleo de combustión nuclear de la estrella, que puede formar una fracción relativamente pequeña de la masa inicial. Esta "ceniza" nunca se calienta lo suficiente como para quemarse, porque la presión de degeneración de los electrones detiene cualquier contracción adicional.

La gran diferencia en la masa de la progenitora y la enana blanca que deja atrás se debe a la pérdida de masa, principalmente en la fase de gigante roja y la fase de rama gigante asintótica, debido a los vientos polvorientos impulsados ​​por la radiación. Estos vientos expulsan la mayor parte de la masa por encima del núcleo degenerado. Las enanas blancas que están muy cerca de la masa de Chandrasekhar no se pueden producir mediante una evolución estelar normal, sin interferencia o transferencia de masa de un compañero binario.

Estrellas hasta$8M_{\odot}$probablemente dejará atrás un núcleo degenerado de carbono y oxígeno. Es posible que estrellas un poco más pesadas puedan dejar núcleos degenerados de neón o magnesio, sin quemarse más hacia el hierro. La mayoría de los investigadores están de acuerdo en que más allá$10M_{\odot}$que el resultado final más probable será un núcleo de elementos de pico de hierro que colapsa produciendo una supernova Tipo II . Todos los límites de masa anteriores pueden depender ligeramente de la composición química inicial de la estrella.

El resultado de una supernova Tipo Ia es la destrucción completa de la enana blanca, ya que la energía liberada es mayor que la energía de enlace gravitacional de la enana blanca (ver https://physics.stackexchange.com/a/346092/43351 ). La supernova de tipo II podría dejar atrás una estrella de neutrones remanente o un agujero negro. No hay supernovas que dejen un remanente de enana blanca.

Editar: como sugiere Peter Erwin, una forma de pensar sobre los procesos anteriores es (aproximadamente) que una enana blanca se queda atrás si la masa del núcleo es menor que la masa de Chandrasekhar para su composición. Esto se satisface por$\leq 8M_{\odot}$estrellas, ya que la masa del núcleo es$<1.2M_{\odot}$, que está cómodamente por debajo de la masa de Chandrasekhar para C, O, Mg o Ne degenerados.

Para estrellas de mayor masa, la masa del núcleo será mayor, pero la masa de Chandrasekhar para el hierro es menor , aproximadamente$1.2M_{\odot}$. Por lo tanto, una enana blanca no puede ser el resultado final de tales estrellas.

Para una estrella de inicialmente más de aproximadamente 11 masas solares, una vez que se completa la fusión, queda suficiente masa, más de 1,39 masas solares (el límite de Chandrasekhar), esa presión de degeneración de electrones no es suficiente para evitar el colapso continuo de la estrella debido a la gravedad. . El núcleo de hierro sufre un colapso catastrófico en el que los electrones se combinan con los positrones para producir neutrones, junto con una oleada masiva de neutrinos de alta energía (esto ha sido detectado). Algunos de los neutrinos interactúan con la materia que cae, fragmentando los núcleos y produciendo protones y electrones. Se instiga una explosión descontrolada en la materia que cae, creando nuevamente una supernova. Numerosas interacciones adicionales crean material más pesado que el hierro, incluidos elementos radiactivos hasta (y probablemente más allá) del uranio. Los restos del núcleo forman una estrella de neutrones,

Al final de la fusión para una estrella de masa inicial de más de 40 masas solares, el núcleo tiene más de 3 masas solares (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff), lo suficientemente grande como para que se forme un agujero negro. Dado que el momento angular del núcleo está contenido en un radio de solo unos 10 km, las estrellas de neutrones pueden adquirir enormes velocidades de rotación cuando se pueden observar como púlsares.

Las supernovas se clasifican según su espectro. Las supernovas de tipo II tienen hidrógeno en sus espectros, mientras que las de tipo I no. La mayoría de las supernovas se forman a partir de estrellas con inicialmente menos de 40 masas solares y se forman a partir de supergigantes rojas que todavía tienen hidrógeno en la envoltura. Las supernovas de tipo Ib y tipo Ic se forman a partir de estrellas Wolf-Rayet, donde Ib significa que hay helio presente e Ic significa que no. Las supernovas de tipo II, Ib e Ic se observan en galaxias espirales donde tiene lugar una formación estelar activa, pero no en las elípticas.

Las supernovas de tipo Ia se observan en todas las galaxias y no surgen directamente del colapso del núcleo de una estrella grande. Una supernova tipo Ia normal se produce cuando una enana blanca de carbono y oxígeno que ha ido adquiriendo masa de una compañera alcanza una masa de 1,38 masas solares (justo por debajo del límite de Chandrasekhar) donde el carbono se enciende en una explosión desbocada llamada detonación de carbono. En un evento mucho más raro, una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio puede alcanzar el límite de Chandrasekhar, 1,39 masas solares, y el colapso del núcleo enciende el oxígeno. Debido a que las supernovas normales de tipo Ia siempre explotan exactamente en el mismo punto, tienen una luminosidad extremadamente uniforme, lo que las hace adecuadas como "velas estándar", cuya distancia se puede estimar a partir de la magnitud observada. En promedio, una supernova debería ocurrir en la Vía Láctea aproximadamente cada cincuenta años, pero es probable que estén oscurecidos por el polvo del disco galáctico. La última supernova de la Vía Láctea que se vio claramente a simple vista fue la supernova de Kepler, que ocurrió en 1604, a no más de 6 kiloparsecs o unos 20 000 años luz de la Tierra, y fue más brillante que todos los planetas excepto Venus. También se han encontrado restos de supernovas más recientes. Dependiendo del tipo, una supernova podría afectar la biosfera de la Tierra desde una distancia de 3 000 años luz. Una supernova de tipo II a más de 25 años luz podría destruir la mitad de la capa de ozono. También se han encontrado restos de supernovas más recientes. Dependiendo del tipo, una supernova podría afectar la biosfera de la Tierra desde una distancia de 3 000 años luz. Una supernova de tipo II a más de 25 años luz podría destruir la mitad de la capa de ozono. También se han encontrado restos de supernovas más recientes. Dependiendo del tipo, una supernova podría afectar la biosfera de la Tierra desde una distancia de 3 000 años luz. Una supernova de tipo II a más de 25 años luz podría destruir la mitad de la capa de ozono.