¿Por qué el límite de Chandrasekhar afecta a las enanas blancas de manera diferente?

Que una enana blanca responda a la acumulación de material explotando o colapsando depende de la competencia entre la energía liberada en las reacciones de fusión y la energía encerrada por las reacciones endotérmicas de captura de electrones (neutronización).

Se cree que la mayoría de las enanas blancas de masa moderada tienen una composición C/O. Necesitarán acumular mucha masa para llegar a una densidad (alrededor de$4\times 10^{13}$kg/m2$^3$, alcanzado en$1.38M_{\odot}$en un WD no giratorio) donde la neutronización se vuelve energéticamente factible. Es posible que antes de que esto suceda, se enciendan reacciones de fusión (debido a la alta densidad, en lugar de la temperatura). El umbral de densidad para la ignición es más bajo para los núcleos con un número atómico más bajo (He < C < O) y las densidades del umbral de ignición para el He y el C son probablemente más bajas que el umbral de neutronización para el C.

En un C/O WD que ha acumulado mucha materia, la ignición podría tener lugar en C en el núcleo, o podría desencadenarse en He (a densidades aún más bajas) en la base de una capa profunda de material acumulado. La materia degenerada de electrones tiene una presión que es independiente de la temperatura, lo que lleva a una fusión desbocada y la destrucción completa de la estrella.

Las WD de O/Ne/Mg se forman como etapas finales de estrellas más masivas ($8-10M_{\odot}$) y nacen como remanentes con una masa mucho mayor$>1.2M_{\odot}$que los C/O WD típicos. Los WD más masivos son más pequeños, con mayor densidad. Los umbrales de neutronización para O, Ne, Mg son sólo$1.9\times10^{13}$,$6\times 10^{12}$y$3\times 10^{12}$kg/m2$^3$respectivamente (todas más bajas que para C). Esto significa que una WD de O/Ne/Mg puede tener que acumular muy poca masa para alcanzar esta densidad central, comenzar la neutronización, lo que conduce al colapso. Además, si tales densidades son insuficientes para desencadenar la quema de C en un C/O WD, entonces ciertamente no serán lo suficientemente altas para desencadenar la quema en O/Ne/Mg debido a la mayor repulsión de culombio. Además, si se acumula poca masa, entonces no habrá una envoltura profunda de material acumulado en el que encender la combustión descentrada.

Por todas estas razones, es más probable que las WD de O/Ne/Mg colapsen que exploten (sin embargo, el colapso provocaría un tipo de supernova con colapso del núcleo).

EDITAR: En realidad, mirando el documento al que hace referencia (que está un poco anticuado), aunque algunos de los números han cambiado ligeramente, el argumento semicuantitativo que doy arriba es exactamente como se explica allí. Así que no estoy seguro de si mi respuesta te ayuda.

Hay una variedad de enanas blancas con varias composiciones, y analizar cómo detonan en una supernova (o no) es un tema en investigación. Un modelo simple, descrito en " ¿Cómo se desencadena la primera detonación en Supernove tipo Ia? " es el de una capa de helio que se enciende inicialmente y que desencadena el carbono en el núcleo.

En este tipo de supernova Tipo 1a no se forma una estrella de neutrones, ya que la estrella se destruye por completo. La masa en la que una enana blanca sufrirá una supernova de tipo 1a está justo por debajo del límite de chandrasekhar, por lo que no se producirá la neutronización.

Sin embargo, en algunas enanas blancas con una composición atípica (como se observa en una enana blanca de Mg-Ne-O) es posible que la estrella evite la detonación y alcance el límite de chandrasekhar, por lo que se produce la captura de electrones y una estrella de neutrones formar. Vale la pena señalar que no hay una observación definitiva de una enana blanca que colapsa en una estrella de neutrones (mientras que hay muchas observaciones de supernovas de tipo 1a), sin embargo, estos escenarios de "colapso inducido por acreción" pueden explicar algunos magnetares y explosiones cortas de rayos gamma.

Progenitores del colapso inducido por acreción

Así que los dos escenarios son,

1. La acreción se produce en una WD de carbono-oxígeno. La presión y la temperatura en el núcleo de una enana blanca aumentan hasta que comienzan las reacciones termonucleares (alrededor de 1,38 masas solares). Dado que la enana blanca está degenerada, no puede expandirse para reducir la velocidad de las reacciones termonucleares, y toda la estrella detona y se destruye.
2. La acumulación se produce en un WD de ONeMg. La estrella alcanza 1,44 masas solares, la degeneración de electrones ya no es suficiente para evitar el colapso. Se produce la captura de electrones y la estrella colapsa a estrella de neutrones.