Есть ли вероятность того, что белый карлик может превратиться в нейтронную звезду или черную дыру?

Ответ: к нейтронной звезде - возможно; к черной дыре, нет.

Процесс образования нейтронной звезды известен как коллапс, вызванный аккрецией, и вызывает серьезные споры, особенно в случае белых карликов, которые рождаются в верхней части «естественного диапазона масс» для белых карликов, а затем накапливают большую массу. как часть бинарной системы. Отличным чтением являются вводные разделы Taurus et al. (2013) , которые проходят через мотивацию, процесс и (ограниченное) наблюдение. См. также Schwab et al. (2015) ; Руитер и др. (2018) .

Взрыв против коллапса

Белый карлик может отреагировать на аккрецию материала взрывом или коллапсом. Это зависит от конкуренции между энергией, высвобождаемой в реакциях синтеза, и энергией, удерживаемой эндотермическими реакциями захвата электронов (также известными как нейтронизация).

Если инициируются термоядерные реакции, то вероятным результатом будет безудержная ядерная реакция - давление внутри звезды не растет достаточно быстро, чтобы предотвратить слияние всей звезды. Высвобождаемая энергия превышает энергию гравитационной связи, и вероятным результатом является сверхновая типа Ia.

С другой стороны, белый карлик поддерживается вырождением электронов. Если в ядре начинает происходить нейтронизация, то протоны (в ядрах) захватывают электроны, образуя нейтроны. Это дестабилизирует звезду, вызывая ее коллапс. Коллапс будет происходить (быстро) аналогично коллапсу ядра сверхновой. Ядра диссоциируют, нейтронизация почти завершается, и коллапс останавливается образованием нейтронной звезды.

Маловероятно, что в результате такого коллапса могла образоваться черная дыра. Коллапсирующий объект будет иметь массу порядка 1,4 массы Солнца и комфортно меньше, чем максимальная масса наблюдаемых нейтронных звезд (по крайней мере, 2 массы Солнца). Поэтому коллапс остановится на фазе нейтронной звезды.

Белые карлики средней массы

Большинство белых карликов умеренной массы имеют состав C/O. Им нужно будет накопить много массы, чтобы достичь плотности (около$4\times 10^{13}$кг/м$^3$, достиг в$1.38M_{\odot}$в невращающемся WD), где нейтронизация становится энергетически возможной. Прежде чем это произойдет, вероятно, загорятся реакции синтеза (из-за высокой плотности, а не температуры). Пороговая плотность воспламенения *ниже* для ядер с более низким атомным номером (He < C < O) из-за более низкого кулоновского отталкивания, а пороговые плотности воспламенения для He и C также ниже, чем порог нейтронизации для C .

Это означает, что в C/O WD, который аккрецировал много вещества, воспламенение могло происходить в C в ядре, или оно могло быть вызвано He (при еще более низких плотностях) в основании глубоко аккрецированной оболочки материала. . Результатом, вероятно, будет безудержный термоядерный синтез и полное разрушение звезды.

Более массивные белые карлики

O/Ne/Mg WD образуются как конечные стадии более массивных звезд ($8-10M_{\odot}$) и, вероятно, рождаются как остатки с гораздо большей массой$>1.2M_{\odot}$чем типичные C/O WD. Более массивные БД меньше, с большей плотностью. Пороги нейтронизации для O, Ne и Mg составляют всего$1.9\times10^{13}$,$6\times 10^{12}$и$3\times 10^{12}$кг/м$^3$соответственно (все ниже, чем для C, особенно для Ne и Mg). Это означает, что O/Ne/Mg WD, возможно, придется нарастить очень небольшую массу, чтобы достичь этой центральной плотности, начать нейтронизацию, что приведет к коллапсу. Кроме того, если таких плотностей недостаточно для запуска горения C в C/O WD, то они, конечно, не будут достаточно высокими для запуска горения в O/Ne/Mg из-за более сильного кулоновского отталкивания. Кроме того, если нарастает небольшая масса, то не будет глубокой оболочки сросшегося материала, в которой можно было бы воспламенить горение вне центра.

По всем этим причинам O/Ne/Mg WD с большей вероятностью ( Liu et al. 2018 ; но см. также Wang 2018 ) коллапсируют, а не взрываются (хотя коллапс вызовет своего рода сверхновую с коллапсом ядра).

Происходит ли коллапс, вызванный аккрецией?

В настоящее время имеются только косвенные доказательства. Когда мы смотрим на недавно образовавшиеся нейтронные звезды, идентифицированные как быстро вращающиеся пульсары, мы видим, что они обычно имеют очень высокие скорости. Считается, что эти скорости являются результатом асимметричного «удара», нанесенного сверхновой типа II с коллапсом ядра. Это, в свою очередь, предполагает, что может быть довольно сложно удержать нейтронную звезду в двойной системе, но многие нейтронные звезды наблюдаются в двойных системах, и считается, что многие из них, особенно миллисекундные пульсары, подверглись значительному переносу массы в двойных системах. прошлое.

Еще одним доказательством является сохранение значительной популяции нейтронных звезд внутри шаровых скоплений. Опять же, можно было ожидать, что удары ногой вытеснят большинство из них. Кроме того, есть ряд примеров, которые кажутся «молодыми», поскольку отношение их периодов вращения к скорости затухания вращения указывает на то, что они образовались недавно. Поскольку в шаровых скоплениях нет звезд с большой массой и, следовательно, нет возможных прародителей этих объектов в результате коллапса ядра массивных звезд, то возможен коллапс белого карлика с большой массой, вызванный аккрецией.

Нет точно идентифицированных сверхновых, которые могли бы быть вызваны коллапсом белого карлика, вызванным аккрецией. Ожидается, что образовавшиеся сверхновые будут в 100-1000 раз слабее, чем более обычные сверхновые типа Ia и типа II, которые, как ожидается, будут гораздо более распространенными (например, Пиро и Томпсон, 2014 ).

Но не для большинства белых карликов, потому что они обычно полны термоядерного материала (в первую очередь углерода и кислорода). Когда такой материал начинает подвергаться гравитационному коллапсу, он нагревается и плавится, создавая сверхновую типа Ia и ничего не оставляя после себя из-за интенсивности взрыва. Но у некоторых белых карликов есть железные ядра, например, https://arxiv.org/abs/astro-ph/9911371 , и можно было бы ожидать, что железное ядро ​​переживет взрыв сверхновой. Сможет ли он накопить достаточно материала, чтобы коллапсировать в нейтронную звезду, я не могу сказать, это звучит непросто, но никогда не говори никогда.

Если у вашего белого карлика большое железное ядро. . . может быть. Но, вероятно, нет. Быстрый коллапс типа 1а на пределе Чандрасекара, когда радиационное давление давит на железное ядро. . . просто может быть, но даже тогда я хочу сказать, что нет, это невозможно, только то, что у этого сценария есть шанс.

Черная дыра — это твердое «нет». Нейтронная звезда массой 2,5 (около) солнечной может превратиться в черную дыру. Белый карлик массой 1,4 солнечной массы, даже если он сделан из железа, даже если ему каким-то образом удастся коллапсировать в нейтронную звезду, он будет слишком легким, чтобы превратиться в черную дыру.

Короткий ответ:

• Нет: WD в NS
  • Да при определенных условиях (см. ниже)
• №: WD в BH

ВД:

• Остатки маломассивных звезд
• Поддерживается давлением электронного вырождения
• Максимальная масса ~ 1,4 Мс (масса Чандрасекара)

НС:

• Остатки некоторых массивных звезд после сверхновых
• Поддерживается давлением нейтронного вырождения
• Пульсар = быстро вращающаяся намагниченная нейтронная звезда

Масса изолированного невращающегося WD не может превышать чандрасекаровский предел ~1,4M☉ . Этот предел может увеличиваться , если МД вращается быстро и неравномерно [1]. БК в двойных системах могут аккрецировать материал от звезды-компаньона, увеличивая как свою массу, так и плотность. Приближение их массы к пределу Чандрасекара теоретически может привести либо к взрывному воспламенению синтеза в БД, либо к его коллапсу в НЗ [2].

Но слияние двух WD может дать NS.

Аккреция от звезды-компаньона помогает WD как бы восстановить себя внешними слоями H и He, в которых может произойти воспламенение ядра, что приведет к конечной фазе тяжелой звезды: взрыву сверхновой. Затем происходит взрыв, когда его ядро ​​схлопывается до НС.

[1] Юн, С.-К.; Лангер, Н. (2004). «Предсверхновая эволюция аккрецирующих белых карликов с вращением». Астрономия и астрофизика. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph/0402287
[2] Canal, R.; Гутьеррес, Дж. (1997). «Возможная связь белого карлика с нейтронной звездой». Белые карлики. Библиотека астрофизики и космических наук. 214. стр. 49–55. arXiv:astro-ph/9701225

Если он наберет достаточную массу, например, если на белого карлика упадет достаточно материи, что приведет к превышению предела массы, тогда конечно