¿Existe la posibilidad de que una enana blanca se convierta en una estrella de neutrones o en un agujero negro?

La respuesta es: a una estrella de neutrones, posiblemente; a un agujero negro, no.

El proceso por el cual se forma una estrella de neutrones se conoce como colapso inducido por acreción y se está debatiendo seriamente, especialmente en el caso de las enanas blancas que nacen en el extremo superior del "rango de masa natural" para las enanas blancas y luego acumulan más masa. como parte de un sistema binario. Una lectura excelente son las secciones introductorias de Taurus et al. (2013) , quienes recorren la motivación, el proceso y la (limitada) evidencia observacional. Véase también Schwab et al. (2015) ; Ruiter et al. (2018) .

Explosión vs Colapso

Una enana blanca puede responder a la acumulación de material explotando o colapsando. Depende de la competencia entre la energía liberada en las reacciones de fusión y la energía encerrada por las reacciones endotérmicas de captura de electrones (también conocidas como neutronización).

Si se inician reacciones termonucleares, el resultado probable es una reacción nuclear fuera de control: la presión dentro de la estrella no aumenta lo suficientemente rápido como para evitar que toda la estrella se fusione. La energía liberada supera la energía de enlace gravitacional y el resultado probable es una supernova de tipo Ia.

Por otro lado, la enana blanca se sustenta en la degeneración electrónica. Si la neutronización comienza a ocurrir en el núcleo, entonces los protones (en los núcleos) capturan electrones para formar neutrones. Esto desestabiliza la estrella provocando su colapso. El colapso procedería (rápidamente) de manera similar a una supernova de colapso central. Los núcleos se disociarían, la neutronización llegaría casi a su fin y el colapso se detendría con la formación de una estrella de neutrones.

Hay pocas posibilidades de que se forme un agujero negro por tal colapso. El objeto que colapsaría sería del orden de 1,4 masas solares y cómodamente más pequeño que la masa máxima de las estrellas de neutrones observadas (al menos 2 masas solares). Por lo tanto, el colapso se detendrá en la fase de estrella de neutrones.

Enanas blancas de masa moderada

La mayoría de las enanas blancas de masa moderada tienen una composición C/O. Necesitarán acumular mucha masa para llegar a una densidad (alrededor de$4\times 10^{13}$kg/m2$^3$, alcanzado en$1.38M_{\odot}$en un WD no giratorio) donde la neutronización se vuelve energéticamente factible. Antes de que esto suceda, es probable que se enciendan reacciones de fusión (debido a la alta densidad, más que a la temperatura). El umbral de densidad para la ignición es *más bajo* para los núcleos con un número atómico más bajo (He < C < O) debido a la menor repulsión de Coulomb, y las densidades del umbral de ignición para el He y el C también son más bajas que el umbral de neutronización para el C .

Esto significa que en un C/O WD que ha acumulado mucha materia, la ignición podría tener lugar en C en el núcleo, o podría desencadenarse en He (a densidades aún más bajas) en la base de una capa profunda de material acumulado. . El resultado probablemente sería una fusión termonuclear desbocada y la destrucción completa de la estrella.

Enanas blancas más masivas

Las WD de O/Ne/Mg se forman como etapas finales de estrellas más masivas ($8-10M_{\odot}$) y probablemente nacen como remanentes con una masa mucho mayor$>1.2M_{\odot}$que los C/O WD típicos. Los WD más masivos son más pequeños, con mayor densidad. Los umbrales de neutronización para O, Ne y Mg son sólo$1.9\times10^{13}$,$6\times 10^{12}$y$3\times 10^{12}$kg/m2$^3$respectivamente (todos menores que para C, especialmente para Ne y Mg). Esto significa que una WD de O/Ne/Mg puede tener que acumular muy poca masa para alcanzar esta densidad central, comenzar la neutronización, lo que conduce al colapso. Además, si tales densidades son insuficientes para desencadenar la quema de C en un C/O WD, entonces ciertamente no serán lo suficientemente altas para desencadenar la quema en O/Ne/Mg debido a la mayor repulsión de culombio. Además, si se acumula poca masa, entonces no habrá una envoltura profunda de material acumulado en el que encender la combustión descentrada.

Por todas estas razones, es más probable que las WD de O/Ne/Mg ( Liu et al. 2018 ; pero véase también Wang 2018 ) colapsen que exploten (sin embargo, el colapso provocaría un tipo de supernova con colapso del núcleo).

¿Se produce el colapso inducido por acreción?

En la actualidad sólo hay pruebas indirectas. Cuando observamos las estrellas de neutrones formadas recientemente, identificadas como púlsares de giro rápido, vemos que generalmente tienen velocidades muy altas. Se cree que estas velocidades son el resultado de una "patada" asimétrica provocada por una supernova de colapso del núcleo de tipo II. Esto, a su vez, sugiere que podría ser bastante difícil retener una estrella de neutrones en un sistema binario, pero se observa que muchas estrellas de neutrones están en sistemas binarios, y se cree que muchas de ellas, particularmente los púlsares de milisegundos, han sufrido una transferencia de masa significativa en el pasado.

Más evidencia proviene de la retención de una población significativa de estrellas de neutrones dentro de los cúmulos globulares. Nuevamente, se podría haber esperado que las patadas expulsaran la mayoría de estos. Además, hay una serie de ejemplos que parecen ser "jóvenes", en el sentido de que la relación entre sus períodos de giro y la tasa de disminución del giro indica que se formaron recientemente. Dado que no hay estrellas de gran masa en los cúmulos globulares y, por lo tanto, no hay posibles progenitores de estos objetos a través del colapso del núcleo de estrellas masivas, entonces el colapso inducido por acreción de una enana blanca de gran masa es una posibilidad.

No hay supernovas definitivamente identificadas que puedan ser causadas por el colapso inducido por acreción de una enana blanca. Se espera que las supernovas producidas sean entre 100 y 1000 veces más débiles que las supernovas de tipo Ia y tipo II más comunes, que también se espera que sean mucho más comunes (p. ej. , Piro y Thompson, 2014 ).

No para la mayoría de las enanas blancas, porque generalmente están llenas de material fusionable (sobre todo carbono y oxígeno). Cuando un material como ese comienza a sufrir un colapso gravitatorio, se calienta y se fusiona, creando la supernova de tipo Ia y sin dejar nada atrás debido a la intensidad de la explosión. Pero algunas enanas blancas tienen núcleos de hierro, por ejemplo, https://arxiv.org/abs/astro-ph/9911371 , y se podría esperar que el núcleo de hierro sobreviviera a la supernova. Si podría ganar suficiente material para colapsar en una estrella de neutrones, no podría decirlo, no parece fácil, pero nunca digas nunca.

Si tu enana blanca tiene un gran núcleo de hierro. . . quizás. Pero probablemente no. El rápido colapso de tipo 1a en el límite de Chandrasekhar, con la presión radiativa presionando el núcleo de hierro. . . solo tal vez, pero incluso entonces quiero decir que no, no es posible, solo que, ese escenario podría tener una oportunidad.

Un agujero negro es un no rotundo. Una estrella de neutrones de 2,5 (aproximadamente) masa solar puede convertirse en un agujero negro. Una enana blanca de 1,4 masas solares, incluso si está hecha de hierro, incluso si de alguna manera logra colapsar en una estrella de neutrones, sería demasiado liviana para colapsar en un agujero negro.

Respuesta corta:

• No: WD a NS
  • Sí , bajo ciertas condiciones (ver más abajo)
• No: WD a BH

WD:

• Remanentes de estrellas de baja masa
• Apoyado por la presión de degeneración de electrones
• Masa máxima ~1,4 Msun (masa de Chandrasekhar)

NS:

• Restos de algunas estrellas masivas post-supernova
• Apoyado por la presión de degeneración de neutrones
• Pulsar = estrella de neutrones magnetizada que gira rápidamente

La masa de una WD aislada que no gira no puede exceder el límite de Chandrasekhar de ~1,4 M☉ . Este límite puede aumentar si la WD gira rápidamente y de manera no uniforme [1]. Los WD en los sistemas binarios pueden acumular material de una estrella compañera, aumentando tanto su masa como su densidad. A medida que su masa se acerca al límite de Chandrasekhar, esto teóricamente podría conducir a la ignición explosiva de la fusión en el WD o su colapso en un NS [2].

Pero, la fusión de dos WD puede dar un NS.

La acumulación de una estrella compañera ayuda a WD a reconstruirse con capas externas de H y He, en las que puede ocurrir la ignición del núcleo, lo que resulta en la fase final de una estrella pesada: una explosión de supernova. Entonces ocurre la explosión cuando su núcleo colapsa a NS.

[1] Yoon, SC-C.; Langer, N. (2004). "Evolución presupernova de enanas blancas en acreción con rotación". Astronomía y Astrofísica. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph/0402287
[2] Canal, R.; Gutiérrez, J. (1997). "La posible conexión de la estrella de neutrones enana blanca". Enanas Blancas. Biblioteca de Astrofísica y Ciencias del Espacio. 214. págs. 49–55. arXiv:astro-ph/9701225

Si gana suficiente masa, como si suficiente materia cayera sobre la enana blanca, causando que se exceda el límite de masa, entonces seguro