Astronomía

¿Qué pasaría si una estrella de neutrones se fusionara con una enana blanca?

¿Qué pasaría si una estrella de neutrones se fusionara con una enana blanca?


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Hemos oído hablar de fusiones de estrellas de neutrones y fusiones de enanas blancas. Pero, ¿qué resultaría en que una estrella de neutrones se fusionara con una enana blanca? ¿Habría una super / kilonova similar, hay algún ejemplo de ella y cuál sería el remanente / fusión?


  • A medida que aumenta la densidad, la temperatura no incrementar
  • Eventualmente enciende la combustión de carbono-oxígeno a una densidad suficientemente alta
  • Esto comienza a generar calor, pero no hay presión adicional para frenar el colapso.
  • El calor adicional conduce a una mayor fusión, lo que conduce a un mayor calor.
  • Fusión de los elementos ligeros en hierro y níquel
  • La enana blanca detona y se interrumpe completamente como un Supernova Tipo Ia.

Las supernovas de tipo Ia no dejan restos y pueden ser responsables de la producción de gran parte del hierro en el universo.


Las estrellas de neutrones se mantienen unidas por una fuerza gravitacional extremadamente fuerte. ¿Qué le pasaría a un trozo de la estrella si se hubiera quitado y se hubiera dejado solo?

¿La misma pregunta para un trozo de enana blanca?

Sin haber sido educado en esta área, solo puedo adivinar, pero diría que probablemente algún tipo de explosión. Sé en una enana blanca que muchos de los electrones tienen alta energía cinética. De wikipedia:

Este estado de los electrones, llamado degenerado, significaba que una enana blanca podía enfriarse a temperatura cero y aún poseer una alta energía. Otra forma de derivar este resultado es mediante el uso del principio de incertidumbre: la alta densidad de electrones en una enana blanca significa que sus posiciones están relativamente localizadas, creando una incertidumbre correspondiente en sus momentos. Esto significa que algunos electrones deben tener un momento elevado y, por tanto, una energía cinética elevada. [38] [40]

La compresión de una enana blanca aumentará la cantidad de electrones en un volumen dado. Aplicando el principio de exclusión de Pauli o el principio de incertidumbre, podemos ver que esto aumentará la energía cinética de los electrones, causando presión. [38] [41] Esta presión de degeneración de electrones es lo que apoya a una enana blanca contra el colapso gravitacional. Depende solo de la densidad y no de la temperatura. La materia degenerada es relativamente compresible, esto significa que la densidad de una enana blanca de masa alta es mucho mayor que la de una enana blanca de masa baja que el radio de una enana blanca disminuye a medida que aumenta su masa. [1]

Supongo que la eliminación de la presión del material daría como resultado una gran liberación de energía a medida que la materia se expande violentamente y los electrones de alta energía se encuentran con otras partículas.

En cuanto a las estrellas de neutrones, esperaría algo similar además de la desintegración de neutrones una vez que se elimine la presión extrema.


30 respuestas a & ldquoJournal Club & # 8211 Cuando las enanas blancas chocan & rdquo

Solo estoy vagamente interesado en la física, ya que afecta un poco a la cosmología. (Pero no demasiado, artículos de IIRC UT sobre el tema). *

Pero la formación científica interesa. Sí, diría que cualquier cosa predictiva, comprobable, es evidencia, hasta e incluyendo ad hocs que solo describe los resultados sin una conexión teórica. Como mínimo, se puede utilizar, como aquí, para comparar las probabilidades entre sí.

Sin embargo, esto es propenso a errores cuanto más se elimina el modelo de la teoría.

Sin embargo, lo que se hace aquí es relativamente sólido, es mi conjetura personal. A las estrellas les gusta formar binarios, y mi impresión (que fácilmente podría estar equivocada) es que estos sistemas están ponderados hacia estrellas de igual masa. Esos podrían evolucionar a binarios enanos blancos.

Y del mismo modo tuve la impresión (de nuevo, no basada en la literatura) de que las estrellas cercanas, especialmente las estrellas en evolución y, por lo tanto, que cambian de masa, chocan con bastante frecuencia.

Si es así, existe una conexión débil con la teoría básica. Y si de hecho es un modelo basado en escenarios, obtiene otra conexión ya que intenta agotar las posibilidades que abarcaría una teoría.
————————
* Mi sugerencia para la publicación del Journal Club es una revisión tardía / más reciente sobre esto, porque encajaría muy bien.

Mi comprensión incompleta de la historia sugiere que los modelos geocéntricos aristotélicos del sistema solar (con epiciclos, etc.) en realidad se ajustan mejor a los primeros datos de observación que los primeros modelos heliocéntricos, hasta que Kepler mostró que las órbitas planetarias eran elípticas en lugar de circulares. Un ejemplo de las complejidades de trabajar con modelos, supongo.

Sí, estos autores no parecían pensar que este nuevo enfoque era un problema importante para SN1ae como velas estándar (aunque no explicaron realmente por qué, y no, no he encontrado una buena reseña sobre todo eso. ¿Sugerencias?)

Mirar estudios de casos históricos desviaría el problema. Usaron otras ideas de la ciencia para empezar. Y en este caso hubo muchas preocupaciones e iteraciones externas.

Pero es un buen ejemplo en un entorno moderno, lo que un modelo básico sin mirar lo que implica la gravedad o la elección helio-vs geocéntrica.

En el modelado, determinista o estadístico, el uso de más grados de libertad hará un mejor ajuste. La mayoría de las veces, esos modelos son rechazados por parsimonia. Así que los tipos de modelo keplerianos ganan.

[Aparte de eso, no puedo decir nada sobre el problema del ajuste de datos helio-versus geocéntrico, ya que no sé nada al respecto. A menudo escuchas esta afirmación, pero nunca se hace referencia a ella.

Examinando Wikipedia, es evidente que nunca hubo una comparación entre modelos similares. En el mejor de los casos, los epiciclos de Ptolomeo & # 8217 & # 8216equant & # 8217 se compararon con los de Copérnico & # 8217 & # 8216true & # 8217.

Como dije, es mejor mantenerse alejado de la búsqueda de datos históricos. Especialmente aquí, esto tiene todos los signos de un cuento popular.]

Desafortunadamente, no hay sugerencias sobre la revisión.

Leí el titular y pensé que tal vez Dopey y Grumpy tuvieron una colisión frontal.

Desde la perspectiva de la cosmología, esto no es bienvenido. Una sola estrella enana blanca que extrae masa de una estrella compañera alcanza un punto de inflexión preciso para la explosión. Una fusión de enanas blancas explotaría de manera similar cuando la masa fusionada esté más allá del límite de Chandrasekhar, pero podría estar por encima de él en un porcentaje significativo de masa solar. Esto constituye un "ruido en el detector" que debe filtrarse.

Se han reportado masas de super-Chandrasekhar Type1as & # 8211 p. Ej. http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/Phys-weird-supernova.html & # 8211 el indicador clave de que tiene más de 1,4 masas solares siendo Nickel-56 aparentemente.

Un WD de giro rápido también debería tener un límite de masa de Chandrasekhar más alto que uno de giro lento.

Por otro lado, el modelado sugiere que demasiada masa le da a una estrella WD demasiada energía de enlace para permitir que ocurra una supernova (es decir, contiene la explosión y simplemente aumenta de tamaño). Por lo tanto, todavía hay una pequeña ventana en la que un SN1a es posible mediante colisión o acumulación de masa.

Así que la variabilidad es un poco molesta, pero no creo que sea suficiente para desafiar seriamente el modelo cosmológico actual.

¡Gracias por el recordatorio! El modelado de supernovas no es una cuestión corta y seca [espacio para esos errores] y, que yo sepa, no es un área resuelta. Pero al menos hay esperanza para las velas estándar en esto.

El límite de Chandrasekhar es el modelo de primer orden que tiene simetría esférica con un modo S. Siempre fue obvio que el momento angular influiría en las cosas, y el colapso ahora es dipolar o tiene un modo P dominante. No estoy seguro de cuánto perturba esto el límite S estándar. La coalescencia de dos WD tendrá modos de orden superior y podría implicar una masa neta considerablemente superior a 1,4 M_. Quizás si la masa es mucho mayor que 1.4M_ la energía de la fusión C-O a Ni-56 se destina a la producción de pares e-e ^ + y la energía se consume para generar más grados de libertad. Entonces, la energía podría liberarse más lentamente.

Para ser honesto, no veo cómo un escenario de fusión puede resultar en otra cosa que en una primaria superrotante con un límite de chandrasekhar efectivo significativamente por encima del límite de 1.4M.

Con el tiempo y un disco de acreción, puede desprenderse a través de la interacción magnética de cierto momento angular e iniciar el colapso, pero luego el colapso sería inmediatamente contrarrestado por un giro. Eso podría indicar que el encendido ocurre mientras el WD es semi-estable por rotación.

El secreto de todo esto es el número de enanas blancas muy cerca del límite de Chandresaker de 1,41 a 1,45 masas solares. Los progenitores de SNI deben poder disparar este límite para causar el colapso en primer lugar. Tengo entendido que la fusión de enanas blancas explica fácilmente exceder el límite, sin embargo, el problema es que dos de esas estrellas se acerquen lo suficiente (perdiendo su energía gravitacional) es el mayor problema a resolver.
Creo que la gigante roja / enana blanca todavía es viable, aunque el rango del punto de inflexión es mucho más estrecho. Es decir. Un par de centésimas de masas solares. La transferencia de masa de material de una estrella ordinaria a una enana blanca también es posible, pero también supone que la enana blanca está en el punto de inflexión.

Entre todos los escenarios debe haber varias subcatergorías de progenitores SNI.

Otro punto que no se suele mencionar son los cambios que se producen en las enanas blancas a medida que se enfrían muy lentamente. Sin duda, todavía hay algo de energía térmica que irradia desde el núcleo que disminuye ligeramente la densidad, lo que evita el colapso. Aquí, el punto de inflexión es donde la estrella que se enfría se comprime minuciosamente lo suficiente como para colapsar. Otros factores podrían ser la composición de la atmósfera de la enana blanca y el núcleo estelar interno. Una idea que se remonta a la década de 1970 es que los violentos terremotos de estrellas son suficientes para formar una cascada de energía en toda la enana blanca, donde el límite simplemente se sobrepasa, comenzando el punto de colapso sin retorno. Esto corre a través de la enana blanca en un instante formando SN Tipo 1. (Aquí no necesitas ninguna estrella compañera).

Otra posibilidad simple de la que rara vez he oído hablar es la colisión de un cuerpo planetario considerable con una enana blanca cerca de su punto de inflexión. El colapso podría ocurrir aumentando la masa lo suficiente como para causar el colapso (o por la posterior liberación de energía violenta que luego el colapso).

No puedo pensar que estemos perdiendo algo importante en nuestro conocimiento aquí. Hasta que sepamos algo más de las estructuras de las enanas blancas y su exótico estado de la materia, seguirá eludiéndonos.

Sin duda, todavía hay algo de energía térmica que irradia desde el núcleo que disminuye ligeramente la densidad, lo que evita el colapso.

La presión degenerada no depende de la temperatura, solo de la densidad (y de las propiedades de las partículas que provocan la presión degenerada, en este caso los electrones).

Una enana blanca fría tiene la misma densidad que una caliente, hasta la temperatura en la que la presión térmica del gas o la presión de radiación vuelven a ser dominantes. Entonces, enfriarse a este respecto no hará que la enana blanca se encoja.

Diciendo & # 8220Una enana blanca fría tiene la misma densidad que una caliente, ... & # 8221

Lo siento absolutamente no. (¡Qué idea tan loca! ¿Me estás tomando el pelo con una broma sutil?)

Si esto fuera así, ¿cómo se explica que se supone que las enanas blancas tienen una & # 8216 corteza & # 8217 y cristalización cuando la temperatura desciende por debajo de cierta temperatura?

De hecho, se muestra muy simplemente que la opacidad del material de las enanas blancas (negando las enanas blancas cristalizadas) sigue la muy básica ley de Kramer & # 8217s & kappa = & kappa0. & rho. T ^ -3,5

Donde & kappa es la opacidad, & rho es la densidad y T es la temperatura.

A partir de este equilibrio hidrostático y radiativo a mantener, esta densidad debe cambiar dependiendo de la profundidad dentro de la enana blanca, (También cambia y depende de la composición del material frente a la profundidad. Es decir & kappa (& rho, T)

Si esto NO fuera cierto, no podríamos calcular los tiempos de enfriamiento de las enanas blancas (e incluso de las estrellas de neutrones).

Además, Ni-56 se encuentra principalmente en SNII, no en SN I. ¡¡No hay restos en SNI & # 8217s !!

[¡Creo que estás confundiendo todo esto con la teoría de las estrellas de neutrones!]

Sí, la superficie de la enana blanca no está degenerada, tienes razón en eso. Pero en general, el WD está en un estado degenerado y la temperatura de la superficie tiene un efecto general extremadamente pequeño. A menos que la superficie esté a millones de grados de calor, y creo que puedes estar de acuerdo en que la superficie se enfría por debajo de eso muy rápidamente.

Además, Ni-56 se encuentra principalmente en SNII, no en SN I. ¡¡No hay restos en SNI & # 8217s !!

La curva de luz de SN Ia está impulsada principalmente por la desintegración de grandes cantidades de Ni-56, incluso puede ver referencias a eso en los comentarios de este artículo. O como dice en wikipedia (para una fácil referencia)

Las supernovas de tipo Ia siguen una curva de luz característica, el gráfico de luminosidad en función del tiempo, después de la explosión. Esta luminosidad es generada por la desintegración radiactiva del níquel-56 a través del cobalto-56 al hierro-56. [

No dije que hay un remanente en SN-Ia normal (no lo hay), pero hay una clase teórica de supernova donde el WD colapsando contiene un núcleo de oxígeno-neón-magnesio. Y este tipo, si ocurre, crea una estrella de neutrones en la explosión. Serían raros, si es que existieran, pero técnicamente serían una enana blanca colapsando.

Es posible que deba verificar sus referencias.

& # 8220Sí, la superficie de la enana blanca no está degenerada, tienes razón en eso. Pero en general, el WD está en un estado degenerado y la temperatura de la superficie tiene un efecto general extremadamente pequeño. A menos que la superficie esté a millones de grados de calor, y creo que puede estar de acuerdo en que la superficie se enfría muy rápidamente por debajo. & # 8221

Bien. Excelente. Confirmas mi punto principal. Está de acuerdo en que muestra que su afirmación & # 8220Una enana blanca fría tiene la misma densidad que una caliente ... & # 8221 ¡es bastante incorrecta!

Mi punto es que las densidades varían enormemente desde las enanas blancas más pequeñas hasta las más grandes.

Bien. Excelente. Confirmas mi punto principal. Está de acuerdo en que muestra que su afirmación & # 8220Una enana blanca fría tiene la misma densidad que una caliente ... & # 8221 es bastante incorrecta

Una capa delgada en la superficie tiene muy poco efecto cuando aproximadamente el 99% de la masa total está en un estado degenerado. No, no me equivoco.

¿Y sigue afirmando que SNIa no produce grandes cantidades de Ni56?

La presión reactiva en la materia degenerada no se ve afectada por la temperatura, solo en función de la densidad.

La amplia gama de densidades en las enanas blancas se debe a que están degeneradas, no a la temperatura. Cuando aumenta la carga de masa sobre la materia degenerada, se contrae, lo que provoca un gran aumento de la densidad. Las enanas blancas más pesadas son las que tienen el tamaño más pequeño, y la temperatura no es un factor.

Los fermiones ocupan estados de manera diferente a los bosones. El número de ocupación de los fermiones en el i-ésimo estado con energía E_i viene dado por las estadísticas de Fermi-Dirac (FD)

por ? el potencial químico. El potencial químico a temperatura cero es la energía máxima que puede tener el fermión, lo que define una superficie de Fermi. Para la temperatura T tal que kT =? / X, esta ocupación funciona en el límite x & # 8212 & gt? con constante? se acerca a una función escalonada para = 1 con e_i /? & lt 1 y = 0 con e_i /? & gt 1. Para x pequeño, esta función se vuelve más parecida a la de Boltzmann apareciendo como una función de descomposición exponencial de e_i / ?.

Por supuesto, hay complicaciones con las estrellas enanas blancas, pero en general, después del colapso, la temperatura de la WD es extrema, alrededor de un billón de K.Por supuesto, las presiones también son enormes, por lo que hay un gran?, Pero las estadísticas se desvían de la función de paso. . Este será particularmente el caso de la materia cercana a la superficie, y los WD también tienen una especie de atmósfera. A medida que el WD se enfría, se vuelve menos blanco y un WD frío se convierte en una enana negra. Todos los electrones se alinean en sus estados FD apropiados que son únicos y la ecuación de estado se acerca a una condición en la que el número de ocupación para el i-ésimo estado encaja en la función escalón.

Sí, ofc, una vez que se haya iniciado el colapso, las temperaturas se dispararán.

Pero me refería a las condiciones estables. Un viejo WD de 1Ma se habría asentado en un estado degenerado estable, con la presión interna dominada por la degeneración. Y aunque la superficie está caliente en comparación con la mayoría de las estrellas normales, el WD sería frío en comparación con cualquier situación en la que la degeneración pudiera desaparecer.

¡Una enana blanca no puede ser un billón de K caliente!

A un billón de K, todos los núcleos se descomponen rápidamente por la disociación causada por los rayos gamma (esto en realidad ocurre alrededor de 6 mil millones de K, y este proceso consume energía y es el iniciador de un colapso en una estrella de neutrones). Un billón de K caliente podría aplicarse a una estrella de neutrones recién creada, pero no a una WD.

¿Te refieres a Billion K hot? Durante el SN real sí, debería ser incluso más caliente que eso ya que se produce Ni56.

Sí, por supuesto, son mil millones de K, no un billón. Un billón de K convertiría núcleos en un gas protón-neutrón.

La dinámica orbital Won & # 8217t proporciona alguna evidencia de fusiones binarias, después de que todos los sistemas binarios no solo chocan de frente (aunque eso debe suceder a veces), bailan entre sí a medida que sus órbitas decaen. No he trabajado en los efectos de marea de dos cuerpos, pero supongo que el tirón del otro cuerpo contrarrestaría la propia presión gravítica interna de la estrella, lo que significaría que el volumen más cercano a la otra estrella se dibujaría en un cono de materia. que se gradúa de materia degenerada cerca del núcleo a materia no degenerada de densidad decreciente hasta el punto de lagrange y luego de regreso a la otra estrella.

¿Es una suposición justa que cada estrella está girando, por lo que un volumen de la estrella fluctuaría dinámicamente entre la materia degenerada y la materia no degenerada y se movería hacia y hacia atrás desde el punto de lagrange a medida que gira? Seguramente esta dinámica daría lugar a algún fenómeno dinámico observable único. No tengo el conocimiento suficiente para averiguar qué podría ser, pero tal vez se mostraría en el bajo nivel de las emisiones de rayos X o en el desplazamiento gravítico al rojo de la luz.

Además, ¿qué sucedería dentro de este cono de materia no degenerada? Si la fusión de carbono y oxígeno se reiniciara, entonces cada estrella se volvería progresivamente más densa a medida que el material fusionado retroceda en rotación, lo que causaría una disminución exponencial de sus órbitas, por lo que quizás es por eso que todo sucede así repentinamente.

¿Es una suposición justa que cada estrella está girando, por lo que un volumen de la estrella fluctuaría dinámicamente entre la materia degenerada y la materia no degenerada y se movería hacia y hacia atrás desde el punto de lagrange a medida que gira?

Este escenario producirá un bloqueo de marea muy fuerte, ambas estrellas estarán & # 8216 enfrentadas & # 8217 a la otra con el mismo lado.

Aparte de eso, sí, la interacción se vuelve muy compleja.

Sin embargo, ¿no tienen mucha energía de rotación? Esa es la fuente de energía de un púlsar, ¿verdad? Desarrollar ese bloqueo de marea debe significar perder mucha energía, con bastante rapidez. Dependiendo de la escala de tiempo, eso podría tener efectos observables.

O tal vez estoy confundido y el campo magnético de una enana blanca en realidad reduce la rotación a cero, por lo que las mareas solo tienen que girarla hacia arriba para que los períodos de rotación y revolución coincidan.

Tienes razón, la energía rotacional debe ser derramada.

Pero el plazo para que las enanas blancas se acerquen para la fusión es de muchos millones, a veces incluso miles de millones, de años. Y la fuerza de las mareas aquí es muchos, muchos órdenes de magnitud mayor que dentro del sistema Tierra-Luna, o cualquier otro sistema bloqueado por mareas en el sistema solar. Imagínese las mareas si la Luna estuviera orbitando solo unos pocos radios terrestres o menos, y cada uno de la Tierra y la Luna pesara como el sol.

Esa energía se convierte en calor por la fricción dentro de cada cuerpo respectivo y, hasta cierto punto, también se transfiere a cambios orbitales que eventualmente se pierden de todos modos debido al frenado atmosférico y la radiación gravitacional.

Estoy seguro de que los campos magnéticos también tienen algo que decir en esto, pero sin ejemplos específicos sobre fortalezas, es difícil determinar hasta qué punto, y deben simularse en detalle para una mejor vista. Unos pocos millones o incluso miles de millones de años de estrecha interacción seguramente tendrán un gran efecto.

Lo que sucede muy cerca antes de la fusión real es muy complejo y requiere simulaciones para representarlo correctamente. Pero hasta el punto de la disuasión real de una o ambas enanas blancas en una corriente de materia, el bloqueo de marea sería extremadamente poderoso y mantendría a ambos enfrentados con el mismo lado, presentes efectos de libración.

También debe tenerse en cuenta que en el momento en que una de las enanas blancas comienza a romperse, la pérdida de masa hacia la compañera hará que la enana blanca menos masiva se expanda. Esta es la naturaleza de la materia degenerada, cuanto menos masiva se vuelve, mayor es el tamaño físico, lo opuesto directo de la materia bajo presiones más normales. Cuanta más masa se elimine, más rápido y más fácil será eliminar más masa.

Todas las buenas sugerencias & # 8211, pero se espera que los binarios enanos blancos tarden muchísimo en evolucionar hasta el borde de SN1a-ness. Por lo tanto, actualmente no es posible encontrar un sistema candidato del que pueda extraer todos estos datos de dinámica orbital previos a la explosión.

No estoy seguro acerca de un WD & # 8220 que fluctúa dinámicamente entre la materia degenerada y la materia no degenerada y se mueve hacia y hacia atrás desde el punto de lagrange mientras gira. & # 8221

¿No es esto sólo el viejo experimento mental de lo que sucedería si el Sol de repente se convirtiera en un agujero negro que poseyera la misma masa y # 8211 pero varios órdenes de magnitud más de densidad? Y la respuesta es que todos moriríamos por falta de luz solar, pero la órbita de la Tierra no cambiaría significativamente.

Se nos ha ofrecido la posibilidad de elegir entre una compañera enana blanca o una gigante roja. ¿Son estas todas las opciones? La enana blanca puede estar sentada en una nebulosa planetaria. Es probable que las bonitas nebulosas planetarias esféricas nunca regresen a la estrella madre, pero algunas de las formas más perturbadas pueden filtrar material nuevamente o ser rechazado por estrellas vecinas.

Si algo alimenta a la enana blanca con materia extra, probablemente tendrá un disco de acreción. Para la mayoría de las direcciones de visualización, el disco no ocultará la estrella y la supernova directamente. El documento mostró que una fusión entre dos enanas blancas donde una era el doble del tamaño de la otra todavía daba una estructura con un disco de acreción reconocible incluso si solo sobrevivía durante una órbita más o menos: había que conseguir una coincidencia muy cercana en la estrella. tamaños para obtener el patrón simétrico con una mancha central y dos valores atípicos. Sospecho que esto puede ser bastante raro.

¿Veríamos líneas de absorción si la enana blanca estuviera absorbiendo un lento goteo de hidrógeno o carbono? ¿Se absorbería una pequeña cantidad de materiales nuevos y ligeros en la mayor parte, o siempre se extendería a lo largo de la cromosfera y daría una firma espectral?

Creo que es debido a que la firma espectral puede resolver las enanas blancas que capturan cometas y otros polvos, por lo que se descarta el material no estelar.

Hmm, una vela estándar que depende de WD de tamaño aleatorio chocando entre sí, lo que creo que iniciaría explosiones de tamaño aleatorio, por lo tanto, no es una vela estándar. Además, aquí entra en juego la cuestión de la edad. ¿Qué posibilidades hay de que las enanas blancas binarias se descompongan orbitalmente hasta el punto en que ya no se mantengan separadas? ¿No es ese un escenario de miles de millones de años? Me alegro de que el escenario binario WD / RG esté perdiendo credibilidad, ya que nunca me gustó, pero creo que algunas de las sugerencias aquí de sucesos extraños dentro de WD & # 8217s a medida que envejecen o se comprimen es probablemente la respuesta más probable.

Las estrellas enanas blancas tienen un poco de atmósfera. Dos estrellas enanas en una órbita mutua pueden, si están lo suficientemente cerca, intercambiar sus atmósferas un poco. Las enanas blancas son extraordinariamente calientes, por lo que sus atmósferas se evaporan a medida que la superficie se evapora un poco para reemplazarla. Esto significa que las dos estrellas enanas están orbitando en un medio que arrastra sus órbitas. Existe una contribución relativista general en la producción de ondas de gravedad, pero es probable que este sea un proceso mucho más débil que el arrastre.

Las estrellas de neutrones son mucho más compactas y no tienen la atmósfera tan extensa de una enana blanca. En este caso, la órbita de dos estrellas de neutrones decaerá por la emisión de ondas de gravedad y no se arrastrará.

Si las enanas blancas & # 8217 requieren un aumento repentino de energía, para convertirse en supernova, podría ser solo de una fuente o fuentes más distantes de lo que generalmente se considera. Los agujeros negros no se comprenden completamente, pero es posible que en nuestro universo fracturado y en expansión, parte de su energía se transfiera a través del espacio plegado para volver a emerger en los puntos de atracción. Si la influencia cósmica de las enanas blancas hace que sean & # 8220 imanes & # 8221 para este tipo de transferencia de energía, entonces la sobrecarga repentina y su resultado contribuirían en gran medida a explicar los fenómenos y mantener el equilibrio universal.

He escuchado muy poco sobre el tema, por lo que no tengo un cierto punto de vista sobre este punto, pero si lo planteo como una simple pregunta si el modelado por computadora cuenta como evidencia o no, la respuesta es evidente & # 8211 absolutamente no . Y quiero agradecerle por el artículo al que le dio el enlace & # 8211 que fue bastante curioso de leer.



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Se puede encontrar una explicación de cómo la fusión forma elementos pesados ​​en las estrellas se puede encontrar en este video de TED-Ed y su sección Profundizar.

Las supernovas solo ocurren para estrellas pesadas, aproximadamente diez veces la masa del sol. Las estrellas más pesadas, como las hogueras, arden más rápidamente. En estrellas más ligeras y típicas (como nuestro sol, que se llama estrella de secuencia principal), la fusión del elemento ligero lleva miles de millones de años, pero no hay suficiente material para sintetizar elementos más allá del carbono y el oxígeno. Estas estrellas acaban con sus vidas como enanas blancas. Un libro de texto clásico que describe la nucleosíntesis y la evolución estelar es “Calderos en el cosmos”, de C.E. Rolfs y W.S. Rodney (Prensa de la Universidad de Chicago). El artículo histórico que describe los diversos procesos de nucleosíntesis estelar se conoce como B2FH (en honor a los autores): EM Burbidge GR Burbidge WA Fowler & amp F. Hoyle (1957), "Synthesis of the Elements in Stars" Reviews of Modern Physics 29 (4 ): 547.

Un buen libro que describe las estrellas de neutrones, las ondas de gravedad y los fenómenos asociados es “Nuevos ojos en el universo: 12 misterios cósmicos y herramientas que necesitamos para resolverlos”, de Stephen Webb (Springer / Praxis Publishing, Chichester, 2012). La explicación de un profano es dada por National Geographic.

Un trabajo autorizado sobre la física de las estrellas de neutrones es de Lattimer y Prakash, publicado en la revista Science: (una versión previa a la publicación está disponible en arXiv).

El sitio de la r (para la captura rápida de neutrones) es una de las "once preguntas principales de la física" (ver pregunta 3). Asociado durante mucho tiempo con supernovas pero nunca observado, el sitio de la r El proceso fue revelado por la dramática detección de la fusión de estrellas de neutrones descrita en esta animación, que produjo una kilonova. El resplandor de una kilonova (no introducido durante la animación) es causado por la desintegración de nucleidos radiactivos producidos durante el r proceso. Una kilonova es unas mil veces más brillante que una nova (lo que ocurre cuando una estrella enana blanca compacta acumula materia de una compañera binaria) pero unas mil veces más tenue que una supernova típica.

Wikipedia tiene buenas entradas para las estrellas de neutrones y los púlsares que revelaron su existencia. Jocelyn Bell es famosa por no habiendo compartido el Premio Nobel por el descubrimiento de los púlsares (ganado por Anthony Hewish y Martin Ryle, sin embargo, ganó el premio Breakthrough (más lucrativo) en 2018.

Púlsar binario: el llamado púlsar de Taylor-Hulse es un sistema binario de dos estrellas de neutrones, pero solo una de ellas se detecta como púlsar. La contracción de la órbita del púlsar a lo largo del tiempo se explica perfectamente por la emisión de ondas gravitatorias del sistema, lo que confirma indirectamente su existencia. Taylor y Hulse recibieron el Premio Nobel de 1993 por su descubrimiento.

Las ondas gravitacionales son las oscilaciones del propio espacio-tiempo y fundamentalmente diferentes de las ondas electromagnéticas, con propagarse a través del espacio-tiempo con carga oscilante. Dado que la gravedad es mucho más débil que la carga eléctrica, sus ondas son mucho más difíciles de detectar. Las primeras detecciones de ondas de gravedad fueron realizadas por los instrumentos LIGO (Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser) y Virgo (llamado así por el cúmulo de estrellas). Estas colaboraciones tienen excelentes kits de prensa y medios disponibles en sus sitios web y también aquí está la conferencia de prensa celebrada para anunciar la detección de la fusión de estrellas de neutrones y las observaciones posteriores. Es bastante largo (¡más de 3 horas!) Pero hay numerosos científicos discutiendo los diferentes aspectos de este evento histórico y ¡difícilmente pudieron contener su emoción!

El Premio Nobel de 2017 fue otorgado por la detección de ondas gravitacionales.

Astronomía de múltiples mensajeros: se publicó un artículo histórico en The Astrophysical Journal Letters que resume todas las observaciones realizadas sobre la primera fusión de estrellas de neutrones. Este artículo presagia el comienzo de la astronomía de mensajeros múltiples y es excepcional por el número de autores.

Aquí hay otra lección de TED-Ed que es muy útil para las ondas de gravedad (incluida la sección "Profundizar").


El Universo Eterno

Paschalidis y col. Simuló recientemente lo que sucederá cuando una enana blanca colisione con una estrella de neutrones en una colisión frontal incorporando los efectos de la relatividad general.

En cada caso, enumeraré la masa de la enana blanca y la estrella de neutrones en masas solares, (es decir, la masa de estos objetos después de dividir mi masa del sol) la relación entre el radio de la enana blanca y el de la estrella de neutrones. y cuánta separación hay entre los dos objetos inicialmente en términos de radios de enanas blancas.

Caso 1.
Masa de la estrella de neutrones: 1,5
Masa de la enana blanca: 0,98
RWD/ RNS: 9.96
Separación inicial: 4 radios enanos blancos.

El gráfico de arriba muestra los resultados para este caso. La estrella de neutrones es el objeto inicialmente a la izquierda y la enana blanca está inicialmente a la derecha. Las líneas son líneas de contorno de densidad y cuanto más rojo es el color, más densa es la región. Como puede ver, la estrella de neutrones es mucho más pequeña que la enana blanca y es mucho más densa.

Dejaré que los autores describan lo que está sucediendo ya que creo que la descripción es buena. Sin embargo, dado el lenguaje técnico, confieso de antemano que el texto ha sido muy parafraseado en algunas secciones.:

De todos modos, me impresionó la cantidad de materia que se expulsa durante la colisión para calentar. También es interesante cómo ha aumentado el radio del combo final, mientras que el núcleo del nuevo objeto es el de una estrella de neutrones. Tendría curiosidad si alguien aquí sabe cuán abundantes son estos tipos de abyectos en el universo.

Estos dos casos siguientes son cualitativamente iguales, por lo que no agregaré más comentarios. Pero estoy agregando los casos de todos modos, ya que ayudan a ver cómo la masa y la distancia de separación afectan los procesos.

Caso 2.
Masa de la estrella de neutrones: 1,5
Mass of white dwarf: 0.98
RWD/RNS: 4.99
Initial separation: 8 white dwarf radii.

Case 3.
Mass of neutron star: 1.5
Mass of white dwarf: 0.98
RWD/RNS: 20.01
Initial separation: 2 white dwarf radii.

I applaud the authors being able to simulate these collisions incorporating the effects of general relativity. These simulations have been most interesting to me.

Vasileios Paschalidis, Zachariah Etienne, Yuk Tung Liu, & Stuart L. Shapiro (2010). Head-on collisions of binary white dwarf--neutron stars: Simulations in
full general relativity Submitted to PRD. arXiv: 1009.4932v1


12 Replies to &ldquoWhite Dwarf “Close” to Exploding as Supernova&rdquo

To show everybody that I actually read the articles and I don’t just look for typos, I would like to address an issue in the article:

This particular white dwarf contains at least double that mass but has a diameter just half that of Earth. It also rotates once every 13 seconds, the fastest of any known white dwarf. […] At 1.3 solar masses, the white dwarf is now close to a dangerous limit.

When it grows larger than 1.4 solar masses, a white dwarf is thought either to explode or collapse to form an even more compact object called a neutron star.

That limit, known as the Chandrasekhar limit, applies to non-rotating white dwarfs however, according to this paper, “Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation [PDF]”, this limit may increase if the white dwarf is rotating rapidly and non-uniformly.

From Wikipedia — Chandrasekhar limit:

A type Ia supernova apparently from a supra-limit white dwarf

On April 2003, the Supernova Legacy Survey observed a type Ia supernova, designated SNLS-03D3bb, in a galaxy approximately 4 billion light-years away. According to a group of astronomers at the University of Toronto and elsewhere, the observations of this supernova are best explained by assuming that it arose from a white dwarf which grew to twice the mass of the Sun before exploding. They believe that the star, dubbed the “Champagne Supernova” by David R. Branch, may have been spinning so fast that centrifugal force allowed it to exceed the limit. Alternatively, the supernova may have resulted from the merger of two white dwarfs, so that the limit was only violated momentarily. Nevertheless, they point out that this observation poses a challenge to the use of type Ia supernovae as standard candles.

HD 49798 / HIP 32502 is a 8.3v magnitude southern star in the constellation of Puppis, and is position at : RA 06h 48m 22 Dec. -44 deg 19′ 35″ some 2.5 degrees south-east of Nu Puppis. Based on the parallax of 1.16+/-0.63 milli arcseconds, the distance is about 862 parsecs or 2800 light-years from us.

Let’s hope this object doesn’t blow in the near future, as the Gamma ray and emp pulse might no be such an enjoyable experience for those in southern ‘clines.

Were it to happen, those in the far northern latitudes – above -56 degrees north would be totally safe from its radiation (at least for the next 2000 years or so, as the slow precession of the equinoxes might change that!) .

Those hammered overhead by the radiation would like suffer considerably from a Supernova Type 2 this close. (Considering the Crab Nebula / M1 in Taurus lies about 2000 parsecs away !)
as for Denotation Day, well it depends on the mass of the white dwarf. The precision of 1.3 solar masses means it will be ages in the future. Assuming a transfer rate of 10^-6 solar masses per year, would be 100,000 years from now. (Roughly the greatest transfer rates known – most observed are around 10^-9 solar masses per year.) The denotation date is made more complicated as the mass for the companion feeding the accretion disk – mostly hydrogen – can ignite and be thrown off a shell of material as a nova. This can also happen a couple of times, reacting as a recurrent nova. Such events could extend denotation day for millions of years (Assuming the normal star orbiting it would last so long.

The other alternative possibility is the star and white dwarf could merge some time in the future- though this depends on the period around each other or whether the star at the end of its evolution swells enough when it expands as a red giant and swallows the white dwarf. This latter scenario would be enough to set off the “firecracker”.

However, there is also an error in the order of 0.3 or 0.4 solar masses, which is made worst by the fact that the 1.4 solar masses of the Chandrasaker Limit is also still slightly inaccurate. Es decir. around 1.44+/-0.2 solar masses. Worst this limit is based on a number of general assumptions too I.e. The composition of the fused materials left with the white dwarf.
Nice article Nancy, even though the view is a bit simplistic – especially in view of expected responses from the fringe elements and the nutters.
Those like our dear Anaconda, at least have nothing to worry about, as they don’t believe in dense stars like white dwarfs.

I said “Those hammered overhead by the radiation would like suffer considerably from a Supernova Type 2 this close.

This is, of course, simply wrong.

I meant a Supernovae Type 1 !!

IVAN3MAN, that’s putting severe spin on it. AFAIU the 2 times Sun mass limit is the result from actual mass accretion processes in binaries, in idealized model cases it seems it can be 4 (!) times. Perhaps processes exist that goes into that regime as well.

Btw, that paper mentions a connection between presupernova instabilities and gravitational wave radiation. When will such a binary spinup dwarf start to emit something that _may_ trigger detectors? Es decir. is this close dwarf a candidate for GW detection?

Hon. Salacious B. Crumb -thank you for the info, I learn much when you post.

yeah, it was an interesting and informative comment/explanation.

too bad it was tainted at the end with the customary anaconda trolling.

Yeah, it was an interesting and informative comment/explanation.
too bad it was tainted at the end with the customary anaconda trolling.

Tainted? Trolling? How stupid are you? My statement is actually true. Frankly nipping the alternative nonsense attacks before they start is the only way to sink these dingbats. Don’t like it, don’t read it.

If the white dwarf does explode, what would happen to the companion star?

I can’t say for sure, but there is an illustration (1093 x 800 pixels) from ESO of SN 2006X, before and after the Type Ia Supernova Explosion, and an explanation of the event here:
eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/phot-31-07.html

Hon. Salacious B. Crumb: “Tainted? Trolling? How stupid are you? My statement is actually true. Frankly nipping the alternative nonsense attacks before they start is the only way to sink these dingbats. Don’t like it, don’t read it.”

I have a completely different opinion about this, as I have already said in the past: Your way of attacking those “special” people is not appropriate. By mentioning them again and again and again — even before anything had happened at all — they win again and again and again. Above that, insulting other participants — e.g. calling them stupid — goes against the comment policy stating:

“Be nice … I think you know when you’re being rude. Stop it.”

“Don’t like it, don’t read it” does not work, because others have to read before they realize, what kind of statement it is. I don’t want to read your noise — just as much as I don’t want to read the noise produced by those “special” people. I would prefer you to stay away from the comment sections of Universe Today for a while.

Remember, what a certain Hon. Salacious B. Crumb answered on April 24th, 2009 at 10:28 pm:
I am pleased with you decision to moderate Universe Today, and support your move to remove “alternative theory” which has predominated this site for last five months or so.
Hopefully, some of the irrelevancies by several here might encourage other to have an opportunity to ask questions and not be intimidated by the fringe elements.
Regarding conforming to the rules, it might be advisable to point out issues in comments for a week or two and then start implementing immediate deletions.
Anyway, hopefully the “out there” comments will now settle down.

As Duncan Ivry properly pointed out…

Remember, what a certain Hon. Salacious B. Crumb answered on April 24th, 2009 at 10:28 pm:

I am pleased with you decision to moderate Universe Today, and support your move to remove “alternative theory” which has predominated this site for last five months or so.
Hopefully, some of the irrelevancies by several here might encourage other to have an opportunity to ask questions and not be intimidated by the fringe elements.
Regarding conforming to the rules, it might be advisable to point out issues in comments for a week or two and then start implementing immediate deletions.
Anyway, hopefully the “out there” comments will now settle down.

Si. But this was before Anaconda started describing us “pigs”, and sillily disclosed his own agenda of trying to get people to join his crazy cause.
In the wake of the deliberate misery this individual has created – well I totally agree with the Australian aborigine’s time-honoured judicial system known as “payback.” – something which Anaconda (Mark) is now actually learning to appreciate.

The physics of SNi’s and the Chandrasekhar limit for degenerate electron physics in white dwarf stars is adjusted by athe angular momentum of such stars. This imposes error bars with the cosmological standard candle. It does not mean that observed luminosity drop with increasing distance is wrong. That would presume there is some consistent change in physical or “chemical” properties of white dwarfs the further out we look. That is a more problematic assumption than interpreting the data as evidence for accelerated expansion.



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What is the composition of a white dwarf or neutron star and why does it still shine?

You are actually asking about 2 different things so I will answer for each of them.

A white dwarf is an extremely dense small star. It is the remains of a star that has gone nova. The force of gravity is what creates it's high density (think mass of the sun compressed into the volume of the Earth). Essentially it is electrons and protons all packed together tightly with essentially no space between them.

A white dwarf shines not because it is generating any energy, but because the nova process has heated it up to such a high temperature. The "shine" is the heat slowly dissipating into space. This process is thought to take trillions of years and once a white dwarf has radiated all that heat away it will be a black dwarf.

A neutron star comes from a much bigger star than makes a white dwarf, but not a giant star. Due to the larger mass the force of gravity is greater and the particles are not just packed together but we actually have protons and electrons fusing to form neutrons. The density of these stars is much greater even than a white dwarf (think twice the mass of the sun in the volume about the same as the asteroid that wiped out the dinosaurs).

A neutron star also doesn't generate any new energy, so in theory it could also become a black dwarf. That being said, neutron stars can rotate extremely fast due to the law of conservation of angular motion. If you think of a spinning figure skater bringing their arms in causes them to speed up rotation, now apply that on a massive scale and you can end up with a rotating neutron star. In this situation it generates a vast magnetic field which causes it to emit radiation from the poles. Since it is spinning the radiation it emits comes out in pulses. This is a pulsar.


Bizarre Pulsar-White Dwarf Pair Proves Einstein’s Theory of Relativity

An international team of astronomers using ESO’s Very Large Telescope (VLT) has discovered and studied a strange stellar pair about 7,000 light-years away that consists of the most massive neutron star confirmed so far, orbited every 2.46 hours by a white dwarf star. According to the team, this binary proves that Albert Einstein’s theory of relativity is still right.

PSR J0348+0432 (John Antoniadis et al)

The neutron star is a pulsar labeled PSR J0348+0432. It is twice as heavy as the Sun, but just 20 km across. The gravity at its surface is more than 300 billion times stronger than that on Earth and at its center every sugar-cubed-sized volume has more than one billion tones of matter squeezed into it. Its companion white dwarf star is only slightly less exotic – it is the glowing remains of a much lighter star that has lost its atmosphere and is slowly cooling.

John Antoniadis of the Max Planck Institute for Radio Astronomy in Bonn, lead author of a paper reporting the discovery in the journal Ciencias (arXiv.org version), said: “I was observing the system with ESO’s Very Large Telescope, looking for changes in the light emitted from the white dwarf caused by its motion around the pulsar. A quick on-the-spot analysis made me realize that the pulsar was quite a heavyweight. It is twice the mass of the Sun, making it the most massive neutron star that we know of and also an excellent laboratory for fundamental physics.”

Einstein’s general theory of relativity, which explains gravity as a consequence of the curvature of space-time created by the presence of mass and energy, has withstood all tests since it was first published almost a century ago. But it cannot be the final explanation and must ultimately break down.

Scientists have devised other theories of gravity that make different predictions from general relativity. For some of these alternatives, these differences would only show up in extremely strong gravitational fields that cannot be found in the Solar System.

In terms of gravity, PSR J0348+0432 is a truly extreme object, even compared to the other pulsars that have been used in high precision tests of Einstein’s general relativity. In such strong gravitational fields small increases in the mass can lead to large changes in the space-time around such objects. Up to now astronomers had no idea what would happen in the presence of such a massive neutron star as PSR J0348+0432. It offers the unique opportunity to push tests into new territory.

This artist’s impression shows PSR J0348+0432. The object consists of a tiny, but very heavy neutron star that spins 25 times each second, orbited every two and a half hours by a white dwarf star (ESO / L. Calçada)

The team combined VLT observations of the white dwarf with very precise timing of the pulsar from radio telescopes. Such a close binary radiates gravitational waves and loses energy. This causes the orbital period to change very slightly and the predictions for this change from general relativity and other competing theories are different.

“Our radio observations were so precise that we have already been able to measure a change in the orbital period of 8 millionths of a second per year, exactly what Einstein’s theory predicts,” said co-author Dr Paulo Freire, also from the Max Planck Institute for Radio Astronomy.

Bibliographic information: John Antoniadis et al. 2013. A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary. Ciencias, vol. 340, no. 6131 doi: 10.1126/science.1233232


Respuesta

Physicist Andrew Pontzen pontificated about Jane's question.

Andrew - Well, it's not advisable to bring a thimble full of neutron star here. Neutron stars are a gift really, they are just the weirdest things out there in space, or amongst the weirdest things.

Something like two times the mass of our own Sun and yet it's concentrated into a tiny, tiny region about twenty kilometres across and, for comparison, the size of the Sun itself is more like a million kilometers across. So you're cramming a huge amount of stuff into a tiny amount of space almost getting towards black hole type proportions.

Chris - And why are they called neutron stars?

Andrew - They're called neutron stars because when you do that, the thing that actually happens is that you cram all of the electrons, which are the negatively charged particles, into the protons. And that actually turns them into neutrons because you combine negatively and positively charged particles and you end up with only neutrons left over.

That, in fact, is part of the reason why you would never want to take a thimble full of this material here to Earth, a number of things would happen. First of all to get that much stuff in that small a space you need to compress it down and that's held together by the immense gravity on a neutron star. But if you take just a thimble full of it, that gravity's gone and, essentially, this thing is just going to spring apart really fast. And you're talking about a Mount Everest or perhaps several Mount Everest's worth.

Chris - From one thimble full?

Andrew - From one thimble full which is why we always talk about the thimble fulls of course because it's a great statistic, an entire Mount Everest packed into a thimble. But it's going to try and spring apart to be the size of Mount Everest, so that's not great to start with.

But, even worse than that, even if you survived that happening, then you have all of these neutrons, and neutrons on their own are not actually stable particles. They're going to try and decay back down to the protons and electrons, which most of them were formed from in the first place and that process of nuclear decay is not pretty either. It's going to release a huge amount of energy. I tried doing a bit of an estimate of this, it does depend a bit on the exact assumptions you make, but I think it's something like one trillion H bomb explosions. That much energy is going to be released over the space of a few minutes as all of these neutrons turn back into protons and electrons.

Chris - That could give even a photon torpedo a run for it's money, couldn't it, in Start Trek?

Andrew - It certainly could. And, if you bear in mind that's a sort of factor of ten, no even bigger than that, it's probably a factor of ten thousand times more energy than was involved in the collision with the asteroid that we think killed the dinosaurs, you get the sense of just the enormous amounts of energy that would be released by doing this. So, please, please, please, don't do it!