¿Qué tan masiva debe ser una estrella de secuencia principal para convertirse en supernova tipo 1?

Este es un terreno que probablemente esté duplicado en una variedad de preguntas aquí y en Physics SE, por lo que seré breve. También has mezclado varias preguntas diferentes.

La masa de Chandrasekhar tiene muy poco que ver con determinar qué masa inicial del objeto terminará como qué tipo particular de remanente estelar (o agujero negro).

Que una estrella termine explotando como una supernova depende principalmente de su masa inicial, pero también de si tiene compañeros binarios. Hay (básicamente) dos rutas hacia la supernova.

1. Si la estrella es más masiva que aproximadamente$8M_{\odot}$progresará a través de varias etapas de combustión nuclear. El núcleo de la estrella no se degenera y continúa haciéndose más denso y caliente a través de cada etapa de combustión. Termina como hierro. Una vez que la masa del núcleo de hierro excede aproximadamente$1.2M_{\odot}$(que es la masa de Chandrasekhar para una composición de hierro), luego colapsa y obtenemos una supernova de tipo II (colapso del núcleo).

En esta ruta un$3 M_{\odot}$estrella no se acerca a ser capaz de convertirse en supernova. Quemará hidrógeno y helio, producirá un núcleo degenerado de carbono y oxígeno. Este núcleo degenerado puede enfriarse manteniendo la misma presión. Las capas exteriores se desprenden a través de pulsaciones térmicas y un denso viento estelar en la fase asintótica de rama gigante , dejando atrás una enana blanca. La relación entre la masa inicial del progenitor y la masa final de la enana blanca no es una fracción sencilla. Probablemente sea alrededor del 50% para una estrella como el Sol, pero la fracción es más como el 15% para una$7M_{\odot}$masa inicial. La masa máxima de una enana blanca formada de esta manera es probablemente de aproximadamente$1.1-1.2M_{\odot}$y algo por debajo del límite de Chandrasekhar para una enana blanca C/O ($\simeq 1.39M_{\odot}$).

El párrafo anterior es más o menos lo que debería suceder para todas las estrellas entre aproximadamente$0.6 M_{\odot}$(excepto que no han tenido tiempo de hacerlo todavía) y$8M_{\odot}$, excepto que hay una pequeña "área gris" en el extremo superior de la masa ($7-9M_{\odot}$) donde podrías producir enanas blancas O/Ne un poco más masivas.

2. Una vez que se ha formado una enana blanca y si está en un sistema binario, entonces la enana blanca podría fusionarse o acumular más masa. En algún punto cercano al límite de Chandrasekhar, se enciende. Esto provoca una explosión de supernova de tipo Ia (detonación o deflagración) (o al menos este es el modelo principal de cómo funciona). Esta es realmente la única ruta por la que una estrella con masa inicial$<8M_{\odot}$podría terminar convirtiéndose en una supernova.