Las enanas blancas SOLO se forman si la masa remanente (núcleo) de una estrella evolucionada está por debajo del límite de Chandrasekar (de aproximadamente 1,5 masas solares). Este límite se establece por la presión degenerada que se puede ofrecer al “apretar” electrones para sostener la masa de la enana blanca. Esta condición degenerada asegura que la enana blanca sea (casi) isotérmica (a la misma temperatura en todas partes). Entonces, si se forma un disco de acreción alrededor de una enana blanca (por la transferencia de materia desde una estrella compañera) y suministra una corriente de materia no degenerada en cantidad suficiente a la superficie de la enana blanca, la materia fresca se calienta explosivamente y encendido, creando una supernova Tipo Ia.
Este proceso es (bastante) bien entendido (aparte de los detalles de la viscosidad en el disco de acreción), proporcionando así la base para etiquetar las supernovas de tipo Ia como “velas estándar”.
Las colisiones, por otro lado, son desordenadas y dependiendo de los detalles de cualquier colisión (de frente, mirando) se pueden esperar resultados muy diferentes, además de una posible fusión (poco probable). Pero si dos enanas blancas se fusionaron y su masa combinada ahora es mayor que el límite de Chandrasekhar, el objeto fusionado colapsaría repentinamente, formando una estrella de neutrones o incluso un agujero negro. En ese caso, dado que la masa fusionada sería variable, dependiendo de los detalles de la colisión, tales objetos no serían buenas “velas estándar” (o incluso serían visibles).
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