¿Se forman estrellas de neutrones después de la fusión de enanas blancas?

Sí, la desintegración beta inversa da como resultado la eliminación de electrones del gas de electrones degenerados. A un volumen fijo, esto reduciría la densidad del número de electrones y, por lo tanto, reduciría la presión de degeneración. Es posible que la estrella se contraiga, la densidad del número de electrones aumente y el aumento de la presión aún sostenga a la estrella. Sin embargo, hay un poco de análisis razonablemente sencillo que muestra que si el índice adiabático$\alpha$, donde la relación entre presión y densidad es$P \propto \rho^{\alpha}$, es inferior a 4/3, entonces no se puede alcanzar un equilibrio estable.

Veamos una enana blanca masiva sustentada por la degeneración de electrones. En primer lugar, ¿por qué estamos viendo enanas blancas masivas? Porque la desintegración beta inversa es endotérmica y requiere que los electrones capturados tengan energías relativistas.$\sim 10$MeV. Esto ocurre en las altas densidades dentro de las enanas blancas masivas, ya que la energía de Fermi del electrón degenerado también aumenta con la densidad del número de electrones. Cuando la energía de Fermi alcanza el umbral de energía de desintegración beta inversa, entonces el proceso puede comenzar a ocurrir.

A estas energías de Fermi, el gas de electrones relativistas tiene una presión proporcional a la densidad del número de electrones,$n_e$, a la potencia de un poco más de 4/3. Si la composición del gas es fija, esto también significa$\alpha$es un poco más grande que 4/3 y se puede encontrar estabilidad, porque la densidad$\rho = \mu_e n_e m_u$, dónde$m_u$es una unidad de masa atómica y$\mu_e$es el número de unidades de masa por electrón en el gas.

Sin embargo, si comienza la desintegración beta inversa, se eliminarán los electrones,$\mu_e$aumentará y$n_e$disminuye Esto tiene el efecto de volcar$\alpha$por debajo de 4/3 y provocando el colapso de la estrella. En ausencia de otros efectos, esto significaría que la enana blanca se vuelve inestable en una densidad finita (la densidad en la que la energía de Fermi alcanza el umbral de energía de desintegración beta inversa) y, por lo tanto, en una masa que es inferior al límite canónico de Chandrasekhar, que asume que la estrella puede alcanzar una densidad infinita.

Si el colapso podría resultar en una estrella de neutrones depende críticamente de la composición exacta. Si el umbral de energía de los electrones para la desintegración beta inversa ocurre a densidades insuficientes para iniciar reacciones termonucleares, entonces es posible que la enana blanca que colapsa escape a una supernova. Los umbrales de densidad para la desintegración beta inversa, para el inicio de la ignición "picnonuclear" y de la inestabilidad causada por la Relatividad General (el hecho de que la presión aparece en el RHS de la ecuación de equilibrio hidrostático) son muy similares para una enana blanca de carbón.