Нейтронная звезда образуется при слиянии белых карликов?

Да, обратный бета-распад приводит к удалению электронов из вырожденного электронного газа. При фиксированном объеме это снизит плотность электронов и, следовательно, снизит давление вырождения. Возможно, тогда звезда сожмется, плотность электронов повысится, а повышенное давление все еще будет поддерживать звезду. Однако есть достаточно простой анализ, показывающий, что если показатель адиабаты$\alpha$, где связь между давлением и плотностью$P \propto \rho^{\alpha}$, меньше 4/3, то устойчивое равновесие недостижимо.

Давайте посмотрим на массивного белого карлика, поддерживаемого вырождением электронов. Во-первых, почему мы смотрим на массивных белых карликов? Поскольку обратный бета-распад является эндотермическим и требует, чтобы захваченные электроны имели релятивистскую энергию.$\sim 10$МэВ. Это происходит при высоких плотностях внутри массивных белых карликов, поскольку энергия Ферми вырожденных электронов также увеличивается с увеличением плотности электронов. Когда энергия Ферми достигает порога энергии обратного бета-распада, процесс может начать происходить.

При этих энергиях Ферми релятивистский электронный газ имеет давление, пропорциональное плотности электронов,$n_e$, в степени чуть более 4/3. Если состав газа фиксирован, это также означает$\alpha$чуть больше 4/3, и можно найти стабильность, потому что плотность$\rho = \mu_e n_e m_u$, где$m_u$является атомной единицей массы и$\mu_e$- количество единиц массы на электрон в газе.

Однако, если начнется обратный бета-распад, то электроны будут удалены,$\mu_e$увеличится и$n_e$уменьшается. Это имеет эффект чаевых$\alpha$ниже 4/3 и вызывает коллапс звезды. В отсутствие других эффектов это означало бы, что белый карлик становится нестабильным при некоторой конечной плотности (плотности, при которой энергия Ферми достигает порога энергии обратного бета-распада) и, следовательно, при массе ниже канонического предела Чандрасекара, что предполагает, что звезда может достигать бесконечной плотности.

Может ли коллапс привести к нейтронной звезде, критически зависит от точного состава. Если энергетический порог электронов для обратного бета-распада достигается при плотности, недостаточной для запуска термоядерных реакций, то, возможно, коллапсирующий белый карлик может избежать вспышки сверхновой. Пороги плотности для обратного бета-распада, для начала «пикноядерного» воспламенения и нестабильности, вызванной общей теорией относительности (тот факт, что давление появляется в правой части уравнения гидростатического равновесия), очень похожи для углеродно-белого карлика.