Почему предел Чандрасекара по-разному влияет на белых карликов?

Реагирует ли белый карлик на аккрецию материала взрывом или коллапсом, зависит от конкуренции между энергией, высвобождаемой в реакциях синтеза, и энергией, удерживаемой эндотермическими реакциями захвата электронов (нейтронизацией).

Считается, что 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. Возможно, что прежде чем это произойдет, загорятся реакции синтеза (из-за высокой плотности, а не температуры). Пороговая плотность воспламенения ниже для ядер с более низким атомным номером (He < C < O), а пороговые плотности воспламенения для He и C, вероятно, ниже порога нейтронизации для C.

В C / O WD, который аккрецирует много вещества, воспламенение может происходить в C в ядре или может быть вызвано He (при еще более низких плотностях) в основании глубоко сросшейся оболочки материала. Давление вырожденного по электронам вещества не зависит от температуры, что приводит к неконтролируемому синтезу и полному разрушению звезды.

O/Ne/Mg WD образуются как конечные стадии более массивных звезд ($8-10M_{\odot}$) и 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, Mg составляют всего$1.9\times10^{13}$,$6\times 10^{12}$и$3\times 10^{12}$кг/м$^3$соответственно (все ниже, чем для С). 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 могут с большей вероятностью коллапсировать, чем взорваться (хотя коллапс вызовет своего рода сверхновую с коллапсом ядра).

РЕДАКТИРОВАТЬ: На самом деле, глядя на документ, на который вы ссылаетесь (который немного устарел), хотя некоторые числа немного изменились, полуколичественный аргумент, который я приводил выше, именно так объясняется там. Поэтому я не уверен, поможет ли вам мой ответ.

Существует множество белых карликов с различным составом, и анализ того, как они детонируют в сверхновой (или нет), является предметом исследования. Простая модель, описанная в разделе « Как происходит первая детонация в сверхновой типа Ia? », представляет собой гелиевую оболочку, которая первоначально воспламеняется, а затем выделяется углерод в ядре.

В этом типе сверхновой типа 1а нейтронная звезда не образуется, так как звезда полностью разрушена. Масса, при которой белый карлик подвергнется вспышке сверхновой типа 1а, чуть ниже предела Чандрасекара, поэтому нейтронизации не произойдет.

Однако в некоторых белых карликах с нетипичным составом (как вы заметили белый карлик Mg-Ne-O) звезда может избежать детонации и достичь предела Чандрасекара, и, таким образом, произойдет захват электрона, и нейтронная звезда формировать. Стоит отметить, что нет определенного наблюдения за коллапсом белого карлика в нейтронную звезду (в то время как существует множество наблюдений сверхновых типа 1а), однако эти сценарии «вызванного аккрецией коллапса» могут объяснить некоторые магнетары и короткие гамма-всплески.

Предшественники коллапса, вызванного аккрецией

Итак, два сценария,

1. Аккреция происходит на углеродно-кислородный ВД. Давление и температура в ядре белого карлика увеличиваются до тех пор, пока не начнутся термоядерные реакции (около 1,38 массы Солнца). Поскольку белый карлик вырожден, он не может расширяться, чтобы снизить скорость термоядерных реакций, и вся звезда детонирует и разрушается.
2. Аккреция происходит на диск ONeMg WD. Звезда достигает 1,44 массы Солнца, вырождения электронов уже недостаточно для предотвращения коллапса. Происходит захват электронов, и звезда коллапсирует в нейтронную звезду.