Как маломассивная звезда может увеличить свою массу до 1,4 Мсолнц?

Вас неправильно учили. Звезды с массой до 8 солнечных в конечном итоге станут белыми карликами. Но только их ядра вырождаются и становятся белыми карликами. Остальная часть оболочки теряется во время гигантской фазы из-за сильного ветра.

Существует нелинейная, но, вероятно, монотонная связь между начальной массой прародителя и конечной массой белого карлика (см. ниже, из Kalirai 2013 ) — Солнце, вероятно, в конце концов станет белым карликом массой 0,5 солнечной, но в ходе нормальной звездной эволюции выродится . белые карлики могут быть созданы только самыми массивными прародителями с массой примерно до 1,25 солнечной массы. Более массивный, чем этот, и вполне вероятно, что ядро ​​​​не станет вырожденным до воспламенения и сжигания более тяжелого ядерного топлива. Самый массивный из известных белых карликов, вероятно, одиночный — это «WD 33» в скоплении NGC 2099, масса которого составляет$1.28^{+0.05}_{-0.08}\ M_{\odot}$, вероятно, состоит из смеси O/Ne и имеет предполагаемую массу прародителя на главной последовательности$>3.5\ M_{\odot}$( Каммингс и др., 2016 г.) .

Чтобы получить более массивный белый карлик, вплоть до массы Чандрасекара (около 1,38 массы Солнца для белого карлика C/O или O/Ne в общей теории относительности), ему почти наверняка необходимо аккрецировать массу от близкого двойного компаньона или быть результат какого-то слияния.

Это главный кандидат на объяснение сверхновой типа Ia.

Хотя максимальная масса белого карлика составляет 1,4 массы Солнца, звездам не обязательно иметь массу 1,4 или более, чтобы стать белыми карликами. Звезда с массой 0,5 солнечной, скорее всего, превратится в гелиевый белый карлик, состоящий в основном из ядер гелия-4. (Из источника: Лафлин, Г.; Боденхеймер, П.; Адамс, Фред К. (1997). «Конец основной последовательности». The Astrophysical Journal 482: 420–432. Бибкод: 1997ApJ...482.. 420L. doi: 10.1086/304125.)

Белый карлик с массой менее 1,4 массы Солнца может достичь этого числа (предел Чандрасекара) за счет аккреции звезды или столкновения с другим белым карликом. В этот момент она взрывается как сверхновая и становится нейтронной звездой.