¿Por qué no hay enanas blancas conocidas entre 1,35 y 1,44 masas solares?

El límite de Chandrasekhar para las enanas blancas es de 1,44 masas solares, sin embargo, la enana blanca conocida por los heaveístas tiene solo 1,35 masas solares. https://earthsky.org/space/smallest-most-massive-white-dwarf/ ¿Cuál es la causa de esta brecha en la masa?

Respuestas (1)

Dos razones. En primer lugar, la "masa de Chandrasekhar" de 1,44 masas solares se basa en un par de suposiciones poco realistas, que no se cumplen en la práctica, lo que significa que el límite de masa real es más como 1,37 o 1,38 masas solares. En segundo lugar, las enanas blancas son más masivas que aproximadamente 1.2 METRO ⊙ no son producidos por la evolución estelar normal de una sola estrella, solo a través de la transferencia de masa en sistemas binarios. Esta transferencia de masa puede resultar en que la estrella explote como una supernova antes de que crezca más allá 1.35 METRO ⊙ .

Las dos suposiciones son: (I) que la enana blanca está sustentada por una presión ideal de degeneración de electrones. es decir, fermiones puntuales que no interactúan. (II) Que la estructura de la estrella está gobernada por la gravedad newtoniana.

La primera suposición falla porque los electrones y los iones tienen interacciones de Coulomb que hacen que el material sea más comprimible. Más importante aún, a altas densidades (y la densidad aumenta con la masa), la energía de Fermi del electrón eventualmente se vuelve lo suficientemente alta como para iniciar la captura de electrones para hacer más núcleos ricos en neutrones. Dado que los electrones son ultrarrelativistas, la estrella ya es marginalmente estable en esta etapa y la eliminación de electrones provoca inestabilidad y colapso.

La segunda suposición falla porque las enanas blancas más masivas son más pequeñas y se debe usar la Relatividad General. La formulación relativista general de la ecuación de equilibrio hidrostático presenta presión en el RHS. Entonces, cuanto mayor sea la presión, más pronunciado será el gradiente de presión requerido. En última instancia, esto también conduce a una inestabilidad en un tamaño y densidad finitos que se produce en masas inferiores a la masa canónica de Chandrasekhar.

Para las típicas enanas blancas C/O, las dos inestabilidades discutidas anteriormente ocurren cuando la enana blanca tiene aproximadamente 1,38 masas solares.

Tenga en cuenta que no se espera que surjan enanas blancas de más de 1,2 masas solares a partir de la evolución de una sola estrella. Si el núcleo C/O de una estrella es más masivo que esto, también se calentará lo suficiente como para encender estos elementos. Las enanas blancas más masivas tendrán que haber sido producidas por acreción en un sistema binario o por fusión. Entonces, entra en juego otro factor, que es la posible detonación de toda la enana blanca, que también puede ocurrir por encima de 1,35 masas solares, posiblemente inflamada por la fusión del helio del material acretado o por reacciones picnonucleares a medida que aumenta el núcleo C/O. en densidad.

Posdata: en realidad hay algunas enanas blancas con masas estimadas de 1.35 − 1.37 METRO ⊙ en sistemas binarios de novas clásicas (por ejemplo, Hachisu y Kato 2001 ). Estos pueden ser sistemas que están a punto de estallar.

Esto también significa que las versiones de acumulación tienden a explotar con una masa muy constante y dan como resultado una liberación de energía constante, por lo que las supernovas de tipo Ia se utilizan como velas estándar.
Parece una coincidencia realmente extraña que dos efectos de naturaleza tan fundamentalmente diferente se activen dentro del 90% del límite de Chandrasekhar no interactivo/newtoniano. ¿Hay alguna razón conocida por la que se desarrolle de esta manera?
@leftaroundabout: la razón es un sesgo de supervivencia. El límite de Chandrasekhar se derivó utilizando algunas suposiciones simplificadoras, como todos los resultados en física. Alcanzaría poca fama si hubiera dejado una brecha de varios órdenes de magnitud entre las enanas blancas más pesadas observadas y el límite teórico. Ese gran ajuste dejó una brecha de masa más delgada para las correcciones inevitables en el lado teórico o de observación de la ecuación.
@leftaroundabout la razón es que la dependencia de la densidad de la masa se vuelve muy pronunciada a medida que se acerca el límite canónico de Chandrasekhar. Es como ρ ∝ METRO 2 a masas más bajas, pero se vuelve mucho más inclinado a medida que los electrones se vuelven ultrarrelativistas. Esto significa que la densidad central aumenta en órdenes de magnitud a medida que aumenta la masa hasta ese último 10% antes de la masa de Chandrasekhar. Y es la densidad el parámetro realmente importante aquí.
+1 para una excelente respuesta que cubre la mayoría de las enanas blancas, pero ¿qué pasa con las inusuales (que es lo que podríamos estar buscando en el límite de la estabilidad)? Por ejemplo, ¿la rotación de una enana blanca afecta su capacidad para permanecer estable a más de 1,38 masas solares? ¿Qué pasa si la rotación no es uniforme? ¿Qué pasa con la composición? Algunas enanas blancas son ONeMg y otras son He. ¿Supongo que una mayor o menor masa en el núcleo cambiará las restricciones sobre la incertidumbre relativista?
@ChappoHasn'tForgottenMonica HeLas enanas blancas son de baja masa, por lo general 0.35 METRO ⊙ . O/Mg/Ne tienen una masa de Chandrasekhar "clásica" idéntica. Sin embargo, el umbral de neutronización para O es más bajo que para C, mientras que el umbral de densidad picnonuclear es más alto. La diferencia en los umbrales de masa no será mayor que aproximadamente 0.01 − 0.02 METRO ⊙ aunque. Las enanas blancas individuales no giran lo suficientemente rápido como para marcar una diferencia en su estructura. Hay algunas enanas blancas de muy alta masa y giro rápido que pueden ser productos de fusión.
¿Por qué no hay enanas blancas conocidas entre 1,35 y 1,44 masas solares?
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