Взрыв сверхновой поблизости

Предел Чандрасекара применим только к белым карликам. Звезды на главной последовательности (или даже вне ее) могут легко превзойти его, но если масса белого карлика превышает предел Чандрасекара ($1.39 M_{\odot}$), он подвергнется какому-то коллапсу.

Однако сначала в ответ на

Или он уже подвергся взрыву сверхновой?

Белые карлики образуются не из сверхновых, а из звезд, которые (относительно) мягко сбрасывают свои внешние слои, образуя планетарные туманности. Так что нет, звездный остаток уже не станет сверхновой.

Вернемся к основному вопросу. Если белый карлик существует, его масса меньше предела Чандрасекара. Чтобы превзойти это, ему нужно набрать массу. Это может произойти в двойных системах, где белый карлик аккрецирует вещество от более массивной звезды (обычно гиганта). Затем белый карлик может стать сверхновой типа Ia и взорваться. Кривая блеска будет выглядеть примерно так:

Второй (но гораздо менее вероятный) сценарий заключается в слиянии двух белых карликов. Результат? Сверхновая типа Ia и, возможно, нейтронная звезда.

Предел Чандрасекара вообще не относится к массе звезды в целом. Он касается массы вырожденного ядра. Только у белых карликов предел Чандрасекара применяется к массе белого карлика в целом, но это потому, что белые карлики почти полностью представляют собой вырожденную материю.

Рассмотрим объект массой 1,6 Солнца, который не является членом кратной звездной системы. Несмотря на то, что общая масса этой звезды превышает предел Чандрасекара, эта звезда никогда не станет сверхновой. Вместо этого эта звезда будет жить миллиарды лет на главной последовательности, затем немного дольше, как звезда после главной последовательности, и, наконец, закончит свою жизнь как белый карлик со значительно меньшей массой, чем исходные 1,6 массы Солнца (и значительно меньше, чем предел Чандрасекара).

Звезда покидает главную последовательность, когда сжигает весь водород в своем ядре. В этот момент происходят две вещи. Во-первых, он начинает сжигать водород в оболочке вокруг инертного ядра из гелия. Во-вторых, он расширяется до красного гиганта. (Примечание: некоторых людей учат, что звезда становится красным гигантом, когда начинает сжигать гелий. Это не так. Эта звезда после главной последовательности — красный гигант, еще не сжигающий гелий.)

Это инертное ядро ​​из гелия увеличивается в массе по мере того, как продолжается горение водородной оболочки. С этим увеличением массы начинает происходить забавная вещь: инертное ядро ​​становится вырожденным. Далее происходит еще более забавная вещь: добавление еще большей массы заставляет вырожденное ядро ​​уменьшаться в размерах. Звезда готовится к следующей фазе своей эволюции — горению гелия. Ранее инертное, вырожденное ядро ​​гелия уже не является инертным или вырожденным на этой стадии. Думайте об этой фазе жизни звезды как о горящей гелиевой звезде главной последовательности. Это определенно не главная последовательность, но большая часть физики такая же. Одно отличие: все еще происходит горение оболочки водорода.

Эта фаза длится недолго. Звезда скоро поглотит весь гелий в своем ядре. В этот момент звезда во второй раз становится красным гигантом. Это асимптотическая ветвь красных гигантов. Звезда имеет инертное ядро ​​из углерода и кислорода, окруженное оболочкой из плавящегося гелия, которая, в свою очередь, окружена оболочкой из плавящегося водорода.

Эти конвульсии конца жизни не годятся для вещества, которое окружает оболочку плавящегося водорода. Звезда выбрасывает много этого газа в ближайшее пространство. В конце концов он вытеснит большую часть горящих оболочек из водорода и гелия, оставив инертное, вырожденное ядро, состоящее в основном из углерода и кислорода. Это белый карлик. Белый карлик окружен планетарной туманностью выброшенных газов. Сам белый карлик имеет лишь часть начальной массы звезды. Большая часть массы находится в этой планетарной туманности.

Более крупные звезды еще более искусны в испускании массы, чем эта звезда с массой 1,6 солнечной. Для звезд с начальной массой около восьми масс Солнца или меньше количество белых карликов, оставшихся в конце жизни звезд, будет меньше предела Чандрасекара.

Судьба звезд массой более десяти солнечных гораздо более жестока. В конце своей жизни внутри них скрывается ряд горящих оболочек, окружающих инертное, выродившееся железное ядро. Звезде остается жить около пяти дней после того, как начнет формироваться железное ядро. Примерно столько времени требуется, чтобы создать (с нуля) вырожденное железное ядро, приближающееся к пределу Чандрасекара. На пределе или около него ядро ​​начинает коллапсировать, и звезда образует сверхновую типа II.

Белый карлик может образовать сверхновую типа Ia с небольшой помощью двойного соседа, у которого белый карлик крадет массу. Для этого должны быть подходящие условия, но когда это происходит, белый карлик может постепенно накапливать массу и превращаться в сверхновую. Поскольку белые карлики выбросили весь свой водород, во взрыве сверхновой не будет никаких следов водорода. На самом деле именно отсутствие или присутствие водорода в сигнатуре сверхновой отличает сверхновую типа I от сверхновой типа II.