Понимание предела Чандрасекара для белых карликов и его связи со сверхновыми

Ваше понимание относительно мессы Чандрасекара более или менее верно. Максимальная масса, вероятно, будет немного меньше, чем$1.4 M_{\odot}$потому что коллапс или взрыв могут быть вызваны общей релятивистской нестабильностью, обратным бета-распадом или пикоядерными реакциями, которые все начинаются, когда (центральная) плотность достигает$\sim 3\times 10^{13}$кг/м$^3$в белом карлике углерода / кислорода, что соответствует массе около$1.38 M_{\odot}$(например, Rotondo et al. 2011 и https://physics.stackexchange.com/a/345296/43351 ).

Сверхновая типа Ia может возникнуть, если белый карлик, близкий к этому пределу, наберет больше массы от компаньона или в результате слияния двух белых карликов. Спусковым крючком для взрыва могут быть пикоядерные реакции между ядрами углерода в плотной кристаллической решетке в центре белого карлика, или он может быть вызван воспламенением гелия (из аккрецированного материала), которое может происходить при более низких плотностях, близких к поверхность (см. https://astronomy.stackexchange.com/a/14747/2531 ).

Существует очень нелинейная зависимость (см. график ниже) между начальной массой звезды и белым карликом, которым она в конечном итоге станет. Например, считается, что Солнце оставит после себя$\sim 0.5 M_{\odot}$белый карлик, но$1.1M_{\odot}$у белого карлика был прародитель$\sim 8M_{\odot}$. Белый карлик — это, по сути, пепел ядра звезды, сжигающего ядерные заряды, который может составлять относительно небольшую долю исходной массы. Этот «пепел» никогда не становится достаточно горячим, чтобы сгореть, потому что давление электронного вырождения останавливает дальнейшее сжатие.

Большая разница в массе прародителя и белого карлика, который он оставляет позади, связана с потерей массы, в основном в фазе красного гиганта и асимптотической фазе гигантской ветви, из-за пыльных радиационных ветров. Эти ветры выбрасывают большую часть массы над вырожденным ядром. Белые карлики, масса которых очень близка к массе Чандрасекара, не могут быть созданы в результате нормальной звездной эволюции без вмешательства или переноса массы от двойного компаньона.

Звезды до$8M_{\odot}$вероятно, оставит после себя вырожденное ядро ​​из углерода и кислорода. Вполне возможно , что чуть более тяжелые звезды смогут покинуть вырожденные ядра неона или магния, не сгорая дальше до железа. Большинство исследователей сходятся во мнении, что помимо$10M_{\odot}$что наиболее вероятным конечным результатом будет ядро ​​из элементов с железным пиком, которое коллапсирует, образуя сверхновую типа II . Все вышеперечисленные пределы массы могут немного зависеть от исходного химического состава звезды.

Исходом сверхновой типа Ia является полное уничтожение белого карлика, поскольку высвобождаемая энергия больше, чем гравитационная энергия связи белого карлика (см. https://physics.stackexchange.com/a/346092/43351 ). Сверхновая типа II может оставить после себя остаток нейтронной звезды или черной дыры. Не бывает сверхновых, оставляющих после себя остатки белого карлика.

Редактировать: Как предполагает Питер Эрвин, один из способов представить вышеперечисленные процессы (примерно) состоит в том, что белый карлик остается позади, если масса ядра меньше, чем масса Чандрасекара для его состава. Это удовлетворяется за$\leq 8M_{\odot}$звезды, так как масса ядра$<1.2M_{\odot}$, что удобно ниже массы Чандрасекара для вырожденных C, O, Mg или Ne.

Для звезд с более высокой массой масса ядра будет выше, но масса Чандрасекара для железа ниже , примерно$1.2M_{\odot}$. Поэтому белый карлик не может быть конечным результатом для таких звезд.

Для звезды с исходной массой более 11 масс Солнца после завершения синтеза остается достаточная масса, более 1,39 массы Солнца (предел Чандрасекара), что давления вырождения электронов недостаточно для предотвращения продолжающегося коллапса звезды из-за гравитации. . Железное ядро ​​подвергается катастрофическому коллапсу, при котором электроны объединяются с позитронами, образуя нейтроны, вместе с массивным всплеском нейтрино высоких энергий (это было обнаружено). Некоторые нейтрино взаимодействуют с падающим веществом, фрагментируя ядра и производя протоны и электроны. В падающем веществе инициируется неуправляемый взрыв, снова создающий сверхновую. Многочисленные дальнейшие взаимодействия создают материал тяжелее железа, включая радиоактивные элементы до (и, возможно, выше) урана. Остатки ядра образуют нейтронную звезду,

В конце слияния для звезды с начальной массой более 40 масс Солнца ядро ​​имеет массу более 3 масс Солнца (предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова), что достаточно велико, чтобы могла образоваться черная дыра. Поскольку угловой момент ядра содержится в радиусе всего около 10 км, нейтронные звезды могут приобретать огромные скорости вращения, когда их можно наблюдать как пульсары.

Сверхновые классифицируются по их спектрам. В спектрах сверхновых II типа есть водород, а у сверхновых I типа — нет. Большинство сверхновых формируются из звезд с исходной массой менее 40 солнечных и образуются из красных сверхгигантов, в оболочке которых все еще есть водород. Сверхновые типа Ib и Ic образуются из звезд Вольфа-Райе, где Ib означает, что гелий присутствует, а Ic означает, что его нет. Сверхновые типа II, Ib и Ic наблюдаются в спиральных галактиках, где происходит активное звездообразование, но не в эллиптических.

Сверхновые типа Ia наблюдаются во всех галактиках и не возникают непосредственно в результате коллапса ядра большой звезды. Обычная сверхновая типа Ia возникает, когда углеродно-кислородный белый карлик, приобретающий массу от компаньона, достигает массы 1,38 массы Солнца (чуть ниже предела Чандрасекара), при этом углерод воспламеняется в результате неконтролируемого взрыва, называемого углеродной детонацией. В гораздо более редком случае кислородно-неон-магниевый белый карлик может достичь предела Чандрасекара, 1,39 массы Солнца, и коллапс ядра воспламеняет кислород. Поскольку нормальные сверхновые типа Ia всегда взрываются точно в одной и той же точке, они имеют чрезвычайно однородную светимость, что делает их подходящими в качестве «стандартных свечей», расстояние до которых можно оценить по наблюдаемой звездной величине. В среднем сверхновая должна появляться в Млечном Пути каждые пятьдесят лет. но они, вероятно, будут скрыты пылью в галактическом диске. Последней сверхновой Млечного Пути, ясно видимой невооруженным глазом, была сверхновая Кеплера, которая произошла в 1604 году на расстоянии не более 6 килопарсеков или около 20 000 световых лет от Земли и была ярче всех планет, кроме Венеры. Также были обнаружены остатки более поздних сверхновых. В зависимости от типа сверхновая может воздействовать на биосферу Земли с расстояния 3 000 световых лет. Вспышка сверхновой II типа на расстоянии менее 25 световых лет может разрушить половину озонового слоя. Также были обнаружены остатки более поздних сверхновых. В зависимости от типа сверхновая может воздействовать на биосферу Земли с расстояния в 3000 световых лет. Вспышка сверхновой II типа на расстоянии менее 25 световых лет может разрушить половину озонового слоя. Также были обнаружены остатки более поздних сверхновых. В зависимости от типа сверхновая может воздействовать на биосферу Земли с расстояния 3 000 световых лет. Вспышка сверхновой II типа на расстоянии менее 25 световых лет может разрушить половину озонового слоя.