Descargo de responsabilidad: voy a usar el término "enana blanca" para referirme a cualquier cuerpo celeste esférico hecho de materia degenerada de electrones. Si tuviera un término mejor, lo usaría.
El límite de Chandrasekhar para las enanas blancas se puede aproximar con la ecuación . La parte más relevante de la ecuación aquí es . es la masa de un átomo de hidrógeno y es el peso molecular promedio por electrón, y depende de la composición de la enana blanca. En enanas blancas reales, es de alrededor de 2, ya que los elementos de una enana blanca tienen en su mayoría el mismo número de protones y neutrones, por lo que el límite de Chandrasekhar es de alrededor de 1,4 .
pero parece que , y por lo tanto , teóricamente podría ser muy diferente si la enana blanca estuviera hecha de diferentes elementos. Si una enana blanca estuviera (de alguna manera) hecha de hidrógeno puro, por ejemplo, sería básicamente 1, y evaluaría a . Si una enana blanca estuviera hecha de mercurio-204, que tiene la relación masa-electrón más alta entre los núcleos estables, sería alrededor de 2.55, y el Chandrasekhar para tal enana blanca sería alrededor . Por lo tanto, parece que el límite de Chandrasekhar para cualquier enana blanca estable tendría que estar entre y . ¿Tengo este derecho? Obviamente nunca tendríamos una enana blanca hecha de hidrógeno o mercurio.
Sí, tiene razón en cuanto al límite de Chandrasekhar para una enana blanca respaldada por una presión de degeneración de electrones ideal y utilizando una ecuación newtoniana de equilibrio hidrostático.
Ninguna de estas últimas suposiciones es cierta para las enanas blancas reales (o hipotéticas) de cualquier composición.
Primero, hay una corrección negativa a la presión del gas ideal causada por las interacciones de Coulomb entre los electrones y los iones en el gas. En segundo lugar, a altas densidades, la desintegración beta inversa comenzará a eliminar electrones libres y construirá núcleos con mayor tamaño. . Esto desestabilizará a la enana blanca en la densidad crítica donde la energía de Fermi del electrón es lo suficientemente alta como para iniciar el proceso de desintegración beta inversa. En tercer lugar, se requiere la relatividad general para las enanas blancas de gran masa. La ecuación GR del equilibrio hidrostático tiene presión en el lado derecho, por lo que el aumento de la presión finalmente se vuelve contraproducente y causa inestabilidad a una densidad finita.
Todos los efectos anteriores reducen la masa de Chandrasekhar del caso ideal que cita. ¿Cuánto depende de qué proceso puede desencadenar inestabilidad primero, que a su vez depende de y el umbral de desintegración beta inversa para núcleos específicos. Por ejemplo, se cree que una enana blanca de carbono tiene alrededor de 1,38 masas solares, en lugar de las 1,44 masas solares que predeciría el caso ideal. Creo que el límite para una "enana blanca de hidrógeno" sería mucho más bajo que porque el umbral de energía para la desintegración beta inversa de los protones es mucho más bajo que para los núcleos de carbono, por lo que ocurriría a densidades mucho más bajas.
El punto de "variar enormemente" no está respaldado por los modelos de evolución estelar aceptados que siempre terminan con una mezcla de carbono-12/oxígeno-16 en la etapa central degenerada cerca del límite de Chandrasekhar.
Sí, el límite de Chandrasekhar será diferente para las enanas blancas con diferente composición.
Tiene razón para la "enana blanca" de mercurio e hidrógeno (es decir, un objeto soportado por presión de degeneración).
Por otro lado, una enana blanca hecha de hidrógeno será MUY difícil y lenta de construir sin fallar en una estrella de secuencia principal (si solo acumula hidrógeno sin enfriarlo) o una supernova Ia muy rica en hidrógeno ( si SÍ lo enfría con cuidado pero falla en algún momento cuando ya hay cierta cantidad de fase degenerada).
Y cualquiera que sea el medio para construir tal bestia que inventes, fallará en la definición de "enana blanca" porque tiene que estar fría para ser estable. Será una enana negra .
¿O tal vez un planeta rebelde con sobrepeso (ya que nunca ha sido una estrella de secuencia principal y no es un remanente de una)?
Mercurio es más fácil, no se fusionará.
usuarioLTK