Bijeli patuljak u dvojnom sustavu može završiti kao neutronska zvijezda, ali samo ako se nekoliko uvjeta poklopi. Trodimenzionalne simulacije istraživača s ETH Züricha opisuju kako gusti ostatak zvijezde prima materijal od svoje pratilje, približava se kritičnoj masi i urušava se umjesto da bude potpuno uništen u termonuklearnoj eksploziji.
Rad predvođen Laurenzom Thümmlerom objavljen je kao preprint na arXivu i još nije prošao recenziju. Autori proučavaju takozvani kolaps izazvan akrecijom, odnosno dotokom materijala, proces koji se desetljećima razmatra kao mogući put nastanka neutronskih zvijezda, ali dosad nije izravno opažen.
Dva različita završetka zvijezde
Zvijezde slične Sunčevoj na kraju ostavljaju bijele patuljke. Nakon što potroše gorivo i odbace vanjske slojeve, njihove se jezgre stisnu u tijelo približno veličine Zemlje. Zvijezde s najmanje osam Sunčevih masa obično završavaju kolapsom jezgre i eksplozijom supernove, nakon koje ostaje neutronska zvijezda ili crna rupa.
Postoji i treći put. Ako je bijeli patuljak sastavljen od kisika, neona i magnezija te se nalazi dovoljno blizu zvijezdi pratilji, može privlačiti njezin plin. Povećanje mase mijenja tlak u jezgri. Elektroni se počinju hvatati za jezgre neona i magnezija, čime se smanjuje potpora koja drži zvijezdu protiv gravitacije.
Prespor ili prebrz dotok ne uspijeva
Simulacije pokazuju da stopa nakupljanja mora biti u uskom rasponu. Ako je dotok prespor, ponavljajuće nove mogu izbaciti većinu prikupljenog materijala. Ako je prebrz, snažni vjetrovi, širenje omotača ili promjene u dvojnom sustavu mogu onemogućiti bijelom patuljku da dosegne uvjete za kolaps.
U povoljnom rasponu materijal pristiže dovoljno brzo i dovoljno mirno da se izbjegne nekontrolirano termonuklearno izgaranje. Bijeli se patuljak tada urušava i stvara neutronsku zvijezdu. Proces se razlikuje od uobičajene supernove jer nema masivnog omotača koji bi okruživao jezgru zvijezde.
Slab, ali prepoznatljiv bljesak
Takvi bi događaji trebali biti rijetki i kratkotrajni. Modeli predviđaju bljesak u ultraljubičastom i vidljivom svjetlu koji bi trajao dva do tri dana, uz moguću rendgensku i dugotrajniju radijsku komponentu. Izbačeni materijal nije raspoređen jednako u svim smjerovima: u simulacijama je najveći dio neutrona izbačen u području srednjih širina, gdje se sudaraju magnetski pogonjeni tokovi i vjetar zagrijan neutrinima.
Brzi i slabi bljeskovi mogli bi se tražiti u velikim pregledima neba koje će provoditi opservatorij Vera C. Rubin. Novorođene neutronske zvijezde vjerojatno bi imale malu masu, ali sama masa ne bi bila dovoljan dokaz njihova podrijetla. I neke obične supernove mogu stvoriti neutronske zvijezde slične mase.
Simulacije također istražuju mogu li takvi događaji proizvoditi teške elemente brzim hvatanjem neutrona. Najbrže rotirajući i najmagnetiziraniji modeli stvaraju dio elemenata izvan skupine željeza, ali nijedan ne daje pouzdan signal trećeg, najtežeg vrha elemenata nastalih r-procesom. Za sada je riječ o teorijskom putu koji treba potvrdu opažanjima, a ne o već pronađenom primjeru. Osnovne razlike između bijelih patuljaka objašnjene su u našem vodiču kroz te zvjezdane ostatke.
