Y a-t-il une possibilité qu'une naine blanche puisse se transformer en étoile à neutrons ou en trou noir?

Je sais qu'une naine blanche est principalement équilibrée par la pression de dégénérescence des électrons et que si elle gagne plus de 1,4 masses solaires de n'importe quelle source (comme une étoile compagnon ou une collision), elle explose comme une supernova de type I. Mais existe-t-il une possibilité qu'une naine blanche puisse se transformer en étoile à neutrons (ou éventuellement en trou noir)?

La réponse est: à une étoile à neutrons - peut-être; à un trou noir, non.

Le processus par lequel une étoile à neutrons est formée est connu sous le nom d' effondrement induit par accrétion et fait l'objet de débats sérieux, en particulier dans le cas des naines blanches qui naissent à l'extrémité supérieure de la "gamme de masse naturelle" pour les naines blanches et qui accroissent ensuite plus de masse. dans le cadre d'un système binaire. Les sections introductives de Taurus et al. Constituent une excellente lecture . (2013) , qui passent par la motivation, le processus et les preuves observationnelles (limitées). Voir également Schwab et al. (2015) ; Ruiter et al. (2018) .

Explosion vs effondrement

Une naine blanche peut réagir à l'accumulation de matière en explosant ou en s'effondrant. Cela dépend de la compétition entre l'énergie libérée dans les réactions de fusion et l'énergie emprisonnée par les réactions endothermiques de capture d'électrons (également appelées neutronisation).

Si des réactions thermonucléaires sont déclenchées, le résultat probable est une réaction nucléaire incontrôlable - la pression à l'intérieur de l'étoile n'augmente pas assez rapidement pour empêcher la fusion de l'étoile entière. L'énergie libérée dépasse l'énergie de liaison gravitationnelle et le résultat probable est une supernova de type Ia.

D'un autre côté, la naine blanche est soutenue par la dégénérescence des électrons. Si la neutronisation commence à se produire dans le cœur, les protons (dans les noyaux) capturent les électrons pour former des neutrons. Cela déstabilise l'étoile et l'effondre. L'effondrement se déroulerait (rapidement) de la même manière qu'une supernova d'effondrement du cœur. Les noyaux se dissocieraient, la neutronisation serait presque terminée et l'effondrement serait stoppé par la formation d'une étoile à neutrons.

Il y a peu de chances qu'un trou noir puisse être formé par un tel effondrement. L'objet s'effondrant serait de l'ordre de 1,4 masses solaires et confortablement plus petit que la masse maximale des étoiles à neutrons observées (au moins 2 masses solaires). Par conséquent, l'effondrement sera arrêté à la phase des étoiles à neutrons.

Nains blancs de masse modérée

La plupart des naines blanches de masse modérée ont une composition C / O. Ils devront accumuler beaucoup de masse pour atteindre une densité (à environ$4\times 10^{13}$ kg / m$^3$, atteint à $1.38M_{\odot}$dans un WD non rotatif) où la neutronisation devient possible sur le plan énergétique. Avant cela, il est probable que les réactions de fusion soient allumées (en raison de la haute densité plutôt que de la température). La densité de seuil pour l' allumage est * inférieur * pour les noyaux à faible numéro atomique (He <C <O) en raison de la répulsion de Coulomb inférieur, et les densités de seuil d'allumage pour Lui et C sont aussi plus faible que le seuil de neutronisation C .

Cela signifie que dans un C / O WD qui a accumulé beaucoup de matière, l'inflammation pourrait avoir lieu en C au cœur, ou elle pourrait être déclenchée dans He (à des densités encore plus faibles) à la base d'une coquille de matière accrétée profonde . Le résultat serait probablement une fusion thermonucléaire galopante et la destruction complète de l'étoile.

Nains blancs plus massifs

Les WD O / Ne / Mg sont réalisés comme étapes finales d'étoiles plus massives ($8-10M_{\odot}$) et sont probablement nés comme des restes de masse beaucoup plus élevée $>1.2M_{\odot}$que les WD C / O typiques. Les WD plus massifs sont plus petits, avec une densité plus élevée. Les seuils de neutronisation pour O, Ne et Mg ne sont que$1.9\times10^{13}$, $6\times 10^{12}$ et $3\times 10^{12}$ kg / m$^3$respectivement (tous inférieurs à C, surtout pour Ne et Mg). Cela signifie qu'un O / Ne / Mg WD peut avoir à accumuler très peu de masse pour atteindre cette densité centrale, commencer la neutronisation, ce qui conduit à l'effondrement. De plus, si ces densités sont insuffisantes pour déclencher la combustion du C dans un C / O WD, elles ne seront certainement pas assez élevées pour déclencher la combustion dans le O / Ne / Mg en raison d'une répulsion coulombienne plus forte. De plus, si peu de masse s'accumule, il n'y aura pas d'enveloppe profonde de matériau accrété pour allumer la combustion excentrée.

Pour toutes ces raisons, les DEO O / Ne / Mg peuvent être plus susceptibles ( Liu et al.2018 ; mais voir aussi Wang 2018 ) de s'effondrer que d'exploser (l'effondrement provoquerait cependant un type de supernova d'effondrement du cœur).

Y a-t-il un effondrement induit par accrétion?

À l'heure actuelle, il n'y a que des preuves indirectes. Lorsque nous regardons les étoiles à neutrons récemment formées - identifiées comme des pulsars à rotation rapide - nous constatons qu'elles ont généralement des vitesses très élevées. On pense que ces vitesses résultent d'un «coup de pied» asymétrique délivré par une supernova de type II à effondrement du cœur. Cela suggère à son tour qu'il pourrait être assez difficile de conserver une étoile à neutrons dans un système binaire, mais de nombreuses étoiles à neutrons se trouvent dans des systèmes binaires, et nombre d'entre elles, en particulier les pulsars millisecondes, auraient subi un transfert de masse significatif dans le passé.

Des preuves supplémentaires proviennent de la rétention d'une importante population d'étoiles à neutrons à l'intérieur des amas globulaires. Encore une fois, les coups de pied auraient pu expulser la plupart d'entre eux. De plus, il existe un certain nombre d'exemples qui semblent être "jeunes", dans la mesure où le rapport de leurs périodes de spin au taux de décroissance du spin indique qu'ils se sont formés récemment. Puisqu'il n'y a pas d'étoiles de masse élevée dans les amas globulaires, et donc qu'il n'y a pas de progéniteurs possibles pour ces objets via l'effondrement du cœur d'étoiles massives, alors l'effondrement induit par accrétion d'une naine blanche de masse élevée est une possibilité.

Pas pour la plupart des naines blanches, car elles sont généralement pleines de matière fusionnable (notamment de carbone et d'oxygène). Quand un matériau comme celui-ci commence à subir un effondrement gravitationnel, il se réchauffe et fusionne, créant la supernova de type Ia et ne laissant rien derrière en raison de l'intensité de l'explosion. Mais certaines naines blanches ont des noyaux de fer, par exemple, https://arxiv.org/abs/astro-ph/9911371 , et on peut s'attendre à ce que le noyau de fer survive à la supernova. Que cela puisse gagner suffisamment de matière pour s'effondrer dans une étoile à neutrons, je ne pourrais pas dire, cela ne semble pas facile, mais ne dites jamais jamais.

Si votre nain blanc a un grand noyau de fer. . . peut être. Mais probablement pas. L'effondrement rapide de type 1a à la limite de Chandrasekhar, avec la pression radiative pressant dans le noyau de fer. . . juste peut-être, mais même là, je veux dire non, ce n'est pas possible, seulement cela, ce scénario pourrait avoir une chance.

Un trou noir est un non dur. Une étoile à neutrons de masse solaire de 2,5 (environ) peut se transformer en trou noir. Une naine blanche de masse solaire 1,4, même si elle est en fer, même si elle parvient d'une manière ou d'une autre à s'effondrer dans une étoile à neutrons, elle serait beaucoup trop légère pour s'effondrer dans un trou noir.