Nếu hai sao lùn trắng va chạm, liệu họ có trở thành một ngôi sao?

Liệu nhiệt độ trong một vụ va chạm như vậy có thể đốt cháy phản ứng tổng hợp hạt nhân, đưa ngôi sao chết trở lại với cuộc sống? Nếu vậy, nó chỉ có thể hợp nhất trong một thời gian ngắn trước khi hết nhiên liệu, hoặc nó sẽ biến thành một ngôi sao chính thức?

Câu trả lời cho câu hỏi của bạn là cả có và không, tùy thuộc vào hoàn cảnh.

Hai sao lùn trắng va chạm sẽ có khả năng tạo ra siêu tân tinh loại Ia , giả sử khối lượng kết hợp vượt quá giới hạn Chandrasekhar ( khối lượng mặt trời ). Vật thể không ổn định do va chạm không thể được hỗ trợ bởi áp suất thoái hóa điện tử; khi nhiệt độ tăng nhanh do va chạm, không có gì ngăn cản được (so sánh với áp suất nhiệt trong một ngôi sao "bình thường", có thể làm cho ngôi sao giãn nở hoặc co lại để bù cho sự thay đổi nhiệt độ).$\sim1.4$

Sự gia tăng nhiệt độ kích hoạt phản ứng tổng hợp, sau đó làm tăng nhiệt độ, gây ra phản ứng tổng hợp nhiều hơn. . . và vân vân và vân vân, trong một khoảng thời gian rất ngắn. Đây là quá trình tương tự, ít nhiều, như trong một siêu tân tinh loại Ia được bồi đắp. Vụ nổ kết quả sẽ phá hủy vật thể, đẩy vật chất vào không gian.

Như với siêu tân tinh loại Ia bình thường, loại va chạm này có thể sẽ xảy ra trong một hệ nhị phân, với hai sao lùn trắng trong quỹ đạo gần mất năng lượng với sóng hấp dẫn và xoắn ốc (tỷ lệ của hai sao lùn trắng không liên quan va chạm là rất, rất thấp). Tôi không chắc sự kiện này sẽ phát sáng như thế nào trong phổ sóng hấp dẫn; có khả năng mờ hơn một cảm hứng sao neutron-sao neutron nhưng vẫn mạnh mẽ. Tốc độ của các thành phần có thể khá nhanh, có nghĩa là rất nhiều năng lượng sẽ được giải phóng trong vụ va chạm.

Mọi thứ sẽ phức tạp hơn một chút nếu khối lượng kết hợp nhỏ hơn giới hạn Chandrasekhar. Một hệ thống ví dụ được dự đoán sẽ trải qua một vụ va chạm là SDSS J010657.39-100003.3 . Tổng khối lượng của hai sao lùn trắng là khối lượng mặt trời, chắc chắn dưới giới hạn. Trong khoảng 37 triệu năm ( Kilic và cộng sự (2011) ), chúng sẽ va chạm và tạo thành một nhánh phụ - hợp nhất helium, đủ thú vị (so sánh với phản ứng tổng hợp carbon / oxy trong siêu tân tinh loại Ia, trong những trường hợp đó là không ổn định). Các kịch bản tương tự có thể diễn ra trong các hệ thống khác.$\sim0.6$

Loại ngôi sao này sẽ không phải là một ngôi sao "bình thường" theo nghĩa là nó sẽ không thực sự nằm trong chuỗi chính - chỉ một chút bên dưới nó. Nó sẽ là một nhánh con loại O hoặc B, kém sáng hơn các sao chuỗi chính cùng loại. Tôi thấy một vài bài báo về những vật thể này tuyên bố rằng chúng sẽ là những ngôi sao giống như Mặt trời - điều đó không đúng! Cho rằng các sao lùn trắng bị thiếu hydro rất nhiều - hãy nhớ rằng, chúng là lõi thoái hóa của các ngôi sao cũ - hầu như không thể đốt cháy hydro, ngay cả trong vỏ. Đốt cháy helium lõi là lựa chọn duy nhất.

Trên một lưu ý cuối cùng, một lời giải thích cho sự hình thành các biến R Coronae Borealis là sự va chạm của hai sao lùn trắng. Tôi không nghĩ chúng ta có bằng chứng chắc chắn về việc thích điều này hơn các mô hình khác (ví dụ như thứ gì đó liên quan đến mất hydro từ lớp vỏ ngoài cùng), nhưng nếu đó là con đường chính xác, thì câu trả lời cho câu hỏi của bạn có thể là có. Lưu ý rằng điều này sẽ đòi hỏi các tổ tiên lùn trắng khối lượng trung gian.