Είναι πλέον γνωστό πως οι αστέρες νετρονίων “γεννιούνται” στις εκρήξεις υπερκαινοφανών, οι οποίες είναι εκρήξεις που προκύπτουν από την κατάρρευση ενός μαζικού αστέρα (με μάζα περισσότερη από 8-10 ηλιακές μάζες [1]). Κατά την κατάρρευση του αστέρα, δημιουργείται ένας αστέρας νετρονίων ή μια μελανή οπή. Πέρα από τον τρόπο αυτό, πώς αλλιώς μπορούν να δημιουργηθούν οι αστέρες νετρονίων;

Οι αστέρες νετρονίων μπορούν να δημιουργηθούν και από την κατάρρευση ενός λευκού νάνου! Παρόλο που το φαινόμενο αυτό δεν έχει παρατηρηθεί, έχουμε εντοπίσει πολλούς αστέρες νετρονίων, για τους οποίους έχουμε ισχυρές ενδείξεις ότι έχουν σχηματιστεί μέσω αυτού του μηχανισμού.

Πώς όμως συμβαίνει η κατάρρευση ενός λευκού νάνου; Σε ποια αστροφυσικά συστήματα είναι εφικτή;

Ας σκεφτούμε ένα διπλό σύστημα αστέρων, στο οποίο το ένα άστρο είναι λευκός νάνος και το άλλο είναι ένα άστρο που θα αναφέρουμε ως κύριο άστρο. Κατά την εξέλιξη αυτού του συστήματος, υπό προϋποθέσεις, εκροή μάζας από το κύριο αστέρι πέφτει πάνω στον λευκό νάνο και αυξάνει τη μάζα του τελευταίου, μέχρι το όριο Chandrasekhar. Η μάζα (ή όριο) Chandrasekhar είναι το ανώτατο όριο μάζας που μπορεί να έχει ένα συμπαγές αντικείμενο το οποίο υποστηρίζεται από την πίεση εκφυλισμού των ηλεκτρονίων του, όπως δηλαδή ένας λευκός νάνος, πριν καταρρεύσει από την ίδια του τη βαρύτητα. Στο παραπάνω σενάριο, δύο διαφορετικές διαδικασίες μπορούν να πραγματοποιηθούν. Σε μερικές περιπτώσεις, και κυρίως όταν ο λευκός νάνος αποτελείται σε μεγάλο ποσοστό από άνθρακα και οξυγόνο (Carbon-Oxygen, δηλ., CO white dwarfs), μια θερμοπυρηνική αντίδραση θα καταστρέψει το λευκό νάνο, με μια έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου Ια.

Ένα εναλλακτικό σενάριο που αφορά κυρίως λευκούς νάνους που αποτελούνται από οξυγόνο, νέον και μαγνήσιο (Oxygen-Neon-Magnesium, ONeMg white dwarfs), δε θα οδηγηθούμε  σε έκρηξη υπερκαινοφανούς, αλλά στην κατάρρευση του λευκού νάνου σε έναν αστέρα νετρονίων. Αυτό συμβαίνει μέσα από τη διαδικασία της ταχείας σύλληψης ηλεκτρονίων. Όταν δηλαδή τα ηλεκτρόνια “αιχμαλωτίζονται” από τους πυρήνες διάφορων ατόμων που υπάρχουν στο λευκό νάνο (κυρίως σύλληψη ηλεκτρονίου από μαγνήσιο), έχουμε λιγότερα ηλεκτρόνια για να διατηρήσουν την πίεση εκφυλισμού. Για να κατανοήσουμε καλύτερα το παραπάνω φαινόμενο αρκεί να σκεφτούμε ότι τα εκφυλισμένα ηλεκτρόνια είναι ηλεκτρόνια σε πολύ χαμηλές θερμοκρασίες, που καταλαμβάνουν συγκεκριμένες ενεργειακές στάθμες και δημιουργούν αρκετή πίεση ώστε να μην καταρρεύσει ο λευκός νάνος κάτω από την ίδια του τη βαρύτητα [2]. Επομένως, όταν αυτά τα ηλεκτρόνια δεν είναι αρκετά για να διατηρήσουν την πίεση που εξισορροπεί τον λευκό νάνο (διότι έχουν συλληφθεί από πυρήνες μαγνησίου), ο λευκός νάνος δεν μπορεί παρά να καταρρεύσει υπό την ίδια του τη βαρύτητα.  

Η κατάρρευση του λευκού νάνου θα σταματήσει όταν δημιουργηθεί ένας αστέρας νετρονίων. Ταυτόχρονα, από αυτή τη διαδικασία, ένα μικρό ποσοστό της ύλης του λευκού νάνου θα εκτοξευτεί στο μεσοαστρικό χώρο που οδηγεί στην πυρηνογένεση βαρέων μετάλλων, όπως συμβαίνει στο περιβάλλον υπερκαινοφανών ή κατά τη συγχώνευση αστέρων νετρονίων.

Το παραπάνω φαινόμενο αναφέρεται ως Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs, στην αγγλική ορολογία (μετάφραση: κατάρρευση Λευκών Νάνων μέσω προσαύξησης μάζας). Πέρα από το διπλό σύστημα αστέρα-λευκού νάνου, η παραπάνω διαδικασία θεωρητικά μπορεί να συμβεί και κατά τη συγχώνευση δύο λευκών νάνων. 

[1] Μάζα Ήλιου = 1.9891 × 10³⁰  kg

[2] Διαβάστε περισσότερα για τους λευκούς νάνους και την πίεση εκφυλισμού εδώ: https://2science.gr/white-dwarfs/