Explosión de supernova cercana

El límite de Chandrasekhar solo se aplica a las enanas blancas. Las estrellas en la secuencia principal (o incluso fuera de la secuencia principal) pueden superarlo fácilmente, pero si la masa de una enana blanca es mayor que el límite de Chandrasekhar ($1.39 M_{\odot}$), sufrirá algún tipo de colapso.

Primero, sin embargo, en respuesta a

¿O ya ha sufrido una explosión de supernova?

Las enanas blancas no se forman a partir de supernovas, sino de estrellas que (relativamente) se desprenden suavemente de sus capas exteriores para formar nebulosas planetarias. Así que no, el remanente estelar no se habrá convertido ya en supernova.

Volviendo a la pregunta principal. Si existe una enana blanca, su masa es menor que el límite de Chandrasekhar. Para superar eso, necesita ganar masa. Esto puede suceder en sistemas binarios donde la enana blanca acumula materia de la estrella más masiva (generalmente una gigante). La enana blanca puede experimentar una supernova de tipo Ia y explotar. La curva de luz se verá un poco así:

Un segundo escenario (pero mucho menos probable) es que dos enanas blancas se fusionen. ¿El resultado? Una supernova de Tipo Ia y, posiblemente, una estrella de neutrones.

El límite de Chandrasekhar en general no se refiere a la masa de la estrella como un todo. Se dirige a la masa del núcleo degenerado. Es solo en las enanas blancas donde el límite de Chandrasekhar se aplica a la masa de la enana blanca en su conjunto, pero eso se debe a que las enanas blancas son casi en su totalidad materia degenerada.

Considere una masa solar de 1,6 que no es miembro de un sistema estelar múltiple. Aunque la masa total de esta estrella excede el límite de Chandrasekhar, esta estrella nunca se convertirá en supernova. En cambio, esta estrella vivirá durante miles de millones de años en la secuencia principal, luego un poco más como una estrella posterior a la secuencia principal y finalmente terminará su vida como una enana blanca con una masa considerablemente menor que las 1,6 masas solares originales (y considerablemente menos que límite de Chandrasekhar).

La estrella deja la secuencia principal cuando quema todo el hidrógeno de su núcleo. Dos cosas suceden en este punto. Una es que comienza a quemar hidrógeno en una capa alrededor de un núcleo inerte de helio. La otra es que se expande en una gigante roja. (Nota: a algunas personas se les enseña que una estrella se convierte en una gigante roja cuando comienza a quemar helio. Este no es el caso. Esta estrella posterior a la secuencia principal es una gigante roja que aún no está quemando helio).

Ese núcleo inerte de helio aumenta en masa a medida que avanza la combustión de la capa de hidrógeno. Algo divertido comienza a suceder con este aumento de masa: el núcleo inerte se vuelve degenerado. A continuación, sucede algo aún más divertido: agregar aún más masa hace que el núcleo degenerado se reduzca de tamaño. La estrella está lista para la siguiente fase de su evolución, que es la quema de helio. El núcleo de helio, anteriormente inerte y degenerado, ya no es inerte ni degenerado en esta etapa. Piense en esta fase de la vida de una estrella como una estrella de combustión de helio de secuencia principal. Definitivamente no está en la secuencia principal, pero gran parte de la física es la misma. Una cosa que es diferente: la capa de hidrógeno que se quema todavía está ocurriendo.

Esta fase no dura mucho. La estrella pronto consumirá todo el helio en su núcleo. En este punto, la estrella se convierte en una gigante roja por segunda vez. Esta es la rama gigante roja asintótica. La estrella tiene un núcleo inerte de carbono y oxígeno rodeado por una capa de fusión de helio, que a su vez está rodeada por una capa de fusión de hidrógeno.

Estas convulsiones al final de la vida no son buenas para el material que rodea la capa de hidrógeno en fusión. La estrella expulsa mucho de ese gas al espacio cercano. Eventualmente expulsará la mayor parte de las capas ardientes de hidrógeno y helio, dejando un núcleo inerte y degenerado compuesto principalmente de carbono y oxígeno. Esta es una enana blanca. Una nebulosa planetaria de gases expulsados ​​rodea a la enana blanca. La propia enana blanca tiene solo una fracción de la masa inicial de la estrella. La mayor parte de la masa está en esa nebulosa planetaria.

Las estrellas más grandes son incluso más competentes en la expulsión de masa que esta estrella de 1,6 masas solares. Para las estrellas con una masa inicial de aproximadamente ocho masas solares o menos, las enanas blancas que quedan al final de la vida de las estrellas serán menores que el límite de Chandrasekhar.

El destino de las estrellas de más de diez masas solares es mucho más violento. Al final de sus vidas, acechan en su interior una serie de caparazones ardientes que rodean un núcleo de hierro inerte y degenerado. Una estrella tiene unos cinco días de vida una vez que el núcleo de hierro comienza a formarse. Eso es aproximadamente el tiempo que lleva crear (desde cero) un núcleo de hierro degenerado que se acerque al límite de Chandrasekhar. En el límite o cerca del mismo, el núcleo comienza a colapsar y la estrella forma una supernova de tipo II.

Una enana blanca puede formar una supernova de tipo Ia con un poco de ayuda de un vecino binario del que la enana blanca está robando masa. Las condiciones tienen que ser las adecuadas para que esto suceda, pero cuando sucede, la enana blanca puede acumular masa gradualmente y convertirse en supernova. Dado que las enanas blancas han expulsado todo su hidrógeno, no habrá señales de hidrógeno en la explosión de la supernova. De hecho, es la falta o la presencia de hidrógeno en la firma de la supernova lo que distingue a las supernovas de tipo I de las de tipo II.