¿Existe la posibilidad de que una enana blanca se convierta en una estrella de neutrones o un agujero negro?

Sé que una enana blanca está equilibrada principalmente por la presión de degeneración de electrones y que si gana más de 1.4 masas solares de cualquier fuente (como una estrella compañera o una colisión), explota como una supernova de tipo I. Pero, ¿hay alguna posibilidad de que una enana blanca se convierta en una estrella de neutrones (o posiblemente en un agujero negro)?

La respuesta es: a una estrella de neutrones, posiblemente; a un agujero negro, no.

El proceso mediante el cual se forma una estrella de neutrones se conoce como colapso inducido por acreción y se debate seriamente, especialmente en el caso de las enanas blancas que nacen en el extremo superior del "rango de masa natural" para las enanas blancas y luego acumulan más masa como parte de un sistema binario. Una excelente lectura son las secciones introductorias de Taurus et al. (2013) , quienes pasan por la motivación, el proceso y la evidencia observacional (limitada). Ver también Schwab et al. (2015) ; Ruiter y col. (2018) .

Explosión vs colapso

Una enana blanca puede responder a la acumulación de material explotando o colapsando. Depende de la competencia entre la energía liberada en las reacciones de fusión y la energía bloqueada por las reacciones de captura de electrones endotérmicos (también conocida como neutrización).

Si se inician reacciones termonucleares, el resultado probable es una reacción nuclear desbocada: la presión dentro de la estrella no aumenta lo suficientemente rápido como para evitar que toda la estrella se fusione. La energía liberada excede la energía de unión gravitacional y el resultado probable es una supernova de tipo Ia.

Por otro lado, la enana blanca es apoyada por la degeneración de electrones. Si la neutrización comienza a ocurrir en el núcleo, los protones (en los núcleos) capturan electrones para formar neutrones. Esto desestabiliza la estrella causando su colapso. El colapso procedería (rápidamente) de manera similar a una supernova de colapso del núcleo. Los núcleos se disociarían, la neutrización correría casi hasta su finalización y el colapso se detendría por la formación de una estrella de neutrones.

Hay pocas posibilidades de que un colapso pueda formar un agujero negro. El objeto que colapsa sería de orden 1.4 masas solares y cómodamente más pequeño que la masa máxima de estrellas de neutrones observadas (al menos 2 masas solares). Por lo tanto, el colapso se detendrá en la fase de estrella de neutrones.

Enanas blancas de masa moderada

La mayoría de las enanas blancas de masa moderada tienen una composición de C / O. Tendrán que acumular mucha masa para llegar a una densidad (aproximadamente kg / m , alcanzada a en un WD no giratorio) donde la neutrización se vuelve energéticamente factible. Antes de que esto suceda, es probable que las reacciones de fusión se enciendan (debido a la alta densidad, en lugar de la temperatura). La densidad umbral para la ignición es * inferior * para núcleos con menor número atómico (Él <C <O) debido a la menor repulsión de Coulomb, y las densidades de umbral de encendido para Él y C están también más bajo que el umbral neutronisation para C .$4\times 10^{13}$$^3$$1.38M_{\odot}$

Esto significa que en un C / O WD que ha acumulado mucha materia, la ignición podría tener lugar en C en el núcleo, o podría desencadenarse en He (a densidades aún más bajas) en la base de una capa de material acrecida profunda . El resultado probablemente sería una fusión termonuclear desbocada y la destrucción completa de la estrella.

Enanas blancas más masivas

Los O / Ne / Mg se hacen como las etapas finales de las estrellas más masivas ( ) y probablemente nacen como remanentes con una masa mucho mayor que los WD C / O típicos. Los WD más masivos son más pequeños, con mayor densidad. Los umbrales de neutronación para O, Ne y Mg son solo , y kg / m$8-10M_{\odot}$$>1.2M_{\odot}$$1.9\times10^{13}$$6\times 10^{12}$$3\times 10^{12}$$^3$respectivamente (todos más bajos que para C, especialmente para Ne y Mg). Esto significa que un O / Ne / Mg WD puede tener que acumular muy poca masa para alcanzar esta densidad central, comenzar la neutrización, lo que conduce al colapso. Además, si tales densidades son insuficientes para provocar la quema de C en un C / O WD, entonces ciertamente no serán lo suficientemente altas como para provocar la quema en O / Ne / Mg debido a una repulsión de culombio más fuerte. Además, si se acumula poca masa, entonces no habrá una envoltura profunda de material acretado para encender la quema fuera del centro.

Por todas estas razones, los WD de O / Ne / Mg pueden ser más propensos ( Liu et al.2018 ; pero ver también Wang 2018 ) colapsar que explotar (aunque el colapso causaría un tipo de supernova de colapso del núcleo).

¿Se produce un colapso inducido por acreción?

En la actualidad solo hay evidencia indirecta. Cuando observamos las estrellas de neutrones recientemente formadas, identificadas como púlsares que giran rápidamente, vemos que generalmente tienen velocidades muy altas. Se cree que estas velocidades son el resultado de una "patada" asimétrica entregada por una supernova de colapso del núcleo tipo II. Esto a su vez sugiere que podría ser bastante difícil retener una estrella de neutrones en un sistema binario, pero se observa que muchas estrellas de neutrones se encuentran en sistemas binarios, y se cree que muchas de ellas, particularmente los púlsares de milisegundos, han sufrido una transferencia de masa significativa en el pasado.

La evidencia adicional proviene de la retención de una población significativa de estrellas de neutrones dentro de los cúmulos globulares. De nuevo, se podría haber esperado que las patadas expulsaran la mayoría de estos. Además, hay una serie de ejemplos que parecen ser "jóvenes", en el sentido de que la proporción de sus períodos de centrifugado con respecto a la velocidad de decaimiento del centrifugado indica que se formaron recientemente. Dado que no hay estrellas de gran masa en los cúmulos globulares, y por lo tanto no hay posibles progenitores para estos objetos a través del colapso del núcleo de las estrellas masivas, entonces el colapso inducido por acreción de una enana blanca de alta masa es una posibilidad.

No para la mayoría de las enanas blancas, ya que generalmente están llenas de material fusionable (especialmente carbono y oxígeno). Cuando un material como ese comienza a sufrir un colapso gravitacional, se calienta y se fusiona, creando la supernova de tipo Ia y sin dejar nada atrás debido a la intensidad de la explosión. Pero algunas enanas blancas tienen núcleos de hierro, por ejemplo, https://arxiv.org/abs/astro-ph/9911371 , y se podría esperar que el núcleo de hierro sobreviviera a la supernova. No podría decir si podría obtener suficiente material para colapsar en una estrella de neutrones, no parece fácil, pero nunca digas nunca.

Si tu enana blanca tiene un gran núcleo de hierro. . . tal vez. Pero probablemente no. El rápido colapso de tipo 1a en el límite de Chandrasekhar, con la presión radiativa presionando en el núcleo de hierro. . . tal vez, pero incluso entonces quiero decir que no, no es posible, solo eso, ese escenario podría tener una oportunidad.

Un agujero negro es un duro no. Una estrella de neutrones de masa solar de 2.5 (aproximadamente) puede convertirse en un agujero negro. Una enana blanca de 1,4 masas solares, incluso si está hecha de hierro, incluso si de alguna manera logra colapsar en una estrella de neutrones, sería demasiado ligera para colapsar en un agujero negro.