Los límites oficiales para una estrella de neutrón es $1.4 - 3.2\;M_\odot$. Pero leí que el límite depende de la estructura particular de una estrella para calcular que masa debe tener. También leí que las estrellas de neutrón con menos de $1.4\;M_\odot$ fueron observadas. Dada esta información, me gustaría saber si podemos estar seguros de que nuestro sol tiene definitivamente no hay suficiente masa para convertirse en una estrella de neutrón. ¿Hay límites de absolut (sin la necesidad de información adicional) de una estrella para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro?
Respuestas
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titus
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Observó las estrellas de neutrones rango de $1.0 \pm 0.1 M_{\odot}$ $2.7 \pm 0.2 M_{\odot}$según la tabla 1 de La central Nuclear de Ecuación de Estado y la Estrella de Neutrones de Masas, que enumera decenas de ejemplos. Tenga en cuenta que la masa de la estrella de neutrones es normalmente mucho menor que la masa de su estrella progenitora; tarde en el estelar del ciclo de vida de una gran cantidad de masa es soplado lejos, por ejemplo, una estrella que atraviesa una fase AGB puede perder más del 50% de su masa. Así que nuestro $1M_\odot$ Sol es probable que termine como un remanente estelar con $M < 1M_\odot$, probablemente una enana blanca.
De acuerdo a la Estructura de Quark Estrellas, la misa es el único parámetro a tener en cuenta para las estrellas de neutrones (pero no hipotético quark estrellas), aunque yo creo que la tasa de rotación podría ser un factor.
Esta referencia también a los estados que las estrellas de neutrones pueden ser tan pequeños como $0.1 M_{\odot}$, pero esto no implica que el sol se convertirá en realidad una estrella de neutrones.
De acuerdo a Posibles ambigüedades en la ecuación de estado para las estrellas de neutrones, es la teoría (ecuación de estado) de estrellas de neutrones que está causando la actual incertidumbre acerca de los límites de las estrellas de neutrones.
También, se desconoce si o no estrellas de neutrones pueden convertirse en quark estrellas antes de convertirse en agujeros negros. Hay un término "quark nova" para un caso hipotético.
Rob Jeffries
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Sí, hay límites absolutos (con algunos teóricos de la incertidumbre) para la masa de una estrella progenitora, que pueden convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro y el Sol está muy por debajo de ese límite.
Las otras respuestas aquí a hablar de la gama de masas de las estrellas de neutrones, pero no responden directamente a la pregunta que planteas: la respuesta surge de las consideraciones de lo que ocurre en el núcleo de las estrellas durante el curso de su evolución.
En una estrella de masa similar al Sol, el núcleo de la combustión del hidrógeno produce helio ceniza. Después de cerca de 10 mil millones de años, el núcleo se extingue y la combustión del hidrógeno en un shell de resultados en la producción de una gigante roja. Rama de las gigantes rojas se termina con la aparición de un núcleo de helio quema, dejando un núcleo de ceniza de carbono y de oxígeno a través de la triple alfa proceso. Después de que el núcleo se apaga de nuevo, no es un complicado ciclo de hidrógeno y helio quema en las conchas alrededor del núcleo. Durante esta fase, la estrella se hincha enormemente a convertirse en un asintótica gigante roja estrella en rama (AGB). AGB estrellas son inestables a las pulsaciones y perder una gran parte de sus sobres a través de un potente viento. El Sol se espera que perder alrededor de $0.4-0.5M_{\odot}$ en este momento.
Ahora llegamos al quid de la respuesta. Lo que queda detrás es un núcleo de carbono y oxígeno, con una fina capa de hidrógeno/helio en la parte superior. Con ninguna de las reacciones nucleares, pasando, este núcleo se contrae la medida en que es capaz y se enfría. En una estrella regida por la "normal" de la presión del gas, este proceso continuará hasta que el centro estaba suficientemente caliente para encender el carbón y el oxígeno quema (a mayor temperatura es necesaria para superar la mayor repulsión de Coulomb entre el protón más ricos de los núcleos). Sin embargo, los núcleos de las estrellas progenitoras con las masas $<8M_{\odot}$ son tan densas que la degeneración de electrones de la presión se hace cargo. Los electrones en el gas se comprime tanto que el Principio de Exclusión de Pauli resultados en todos los bajos de energía de los estados se llena completamente, dejando a muchos electrones con energías muy altas y los ímpetus. Es este impulso que proporciona la presión que soporta la estrella. Fundamentalmente, esta presión es independiente de la temperatura. Esto significa que el núcleo puede continuar fresco sin necesidad de contratar a cualquier otra. Como resultado de ello, no llega a ser más caliente en el centro y la fusión no se reinicia. El destino final de las estrellas como el Sol, y cualquier cosa con una secuencia principal masa de $<8M_{\odot}$ es ser un enfriamiento de la enana blanca. La figura de $8M_{\odot}$ es incierto por sobre $\pm 1M_{\odot}$, debido a que los detalles de la pérdida de masa durante la fase AGB no está completamente resuelto teóricamente y es difícil estimar empíricamente el progenitor masas de las enanas blancas.
Las estrellas más masivas que este tiene núcleos que hacer contrato lo suficiente como para comenzar nuevas etapas de fusión, lo que resulta en la producción de hierro/níquel núcleo. La fusión no puede producir más energía a partir de estos núcleos, que están en la cresta de la energía de enlace por nucleón de la curva, y por lo tanto la estrella finalmente colapso y tiene un núcleo de masa mayor que puede ser apoyado por la degeneración de electrones de la presión. Es este colapso de núcleo que forma una estrella de neutrones o un agujero negro.
Una interesante advertencia a mi respuesta es que no puede ser una evolución de ruta para una estrella como el Sol para convertirse en una estrella de neutrones si se tratara de un sistema binario. De acreción de un compañero puede aumentar la masa de la estrella enana blanca, empujando por encima de la masa de Chandrasekhar - la masa máxima que puede ser soportada por la degeneración de electrones de la presión. Aunque en principio esto podría formar una estrella de neutrones, se considera que el escenario más probable es que la totalidad de la estrella va a estallar como una Supernova Tipo Ia, sin dejar nada atrás.
Hay dos preguntas, a saber acerca de los límites sobre la estrella de neutrones de masas, y sobre la posibilidad de que nuestro sol convertirse en uno. Voy a tratar de argumentar que son cuestiones diferentes, a saber. la primera acerca de la estabilidad y la segunda acerca de la formación de tales objetos.
1) DavePhD de referencia en los comentarios (aquí, la integridad) respuestas completamente. Hay un montón de espacio para la estrella de neutrones de masas, ya que depende intrínsecamente de la ecuación de estado de la materia nuclear (y, posiblemente, sub-nuclear) de la materia. Puesto que no sabemos la correcta ecuación de estado es difícil dar estricto de los límites. Sin una ecuación de estado que uno podría tener una masa tan grande como se desee, sólo por el aumento de radio. Así que, cualitativamente, la mejor que uno puede hacer depende de la interacción entre la masa y el radio, o la densidad.
El más estricto límite viene de radio de Schwarzschild, es que si se hacen demasiado densos una estrella generaría un horizonte de sucesos y colapsar en un agujero negro. Junto a esto, se observa que la velocidad del sonido aumenta con la densidad, por lo que si intenta hacer demasiado denso de una estrella que se han velocidad del sonido mayor que la velocidad de la luz, la violación de la causalidad. Esto le da una limitación en las diferentes ecuaciones de estado posible. Los límites superiores de alrededor de 3,5 masas solares viene a partir de esta consideración. Encontrará todo esto más profundamente discutido en el mencionado documento. El resumen está en la Figura 3, página 51. Soy completamente ignorante de un análogo de argumento para que los límites inferiores de las masas que utilizan sólo algunos principios físicos (a pesar de mi primera, incorrecta, la respuesta que relacionan el momento angular y Rob Jeffries amablemente me corrigió en los comentarios), así que he eliminado el anterior incorrecto parte.
2)con Cierta independencia de la discusión anterior, podemos estar seguros de que el sol nunca se convertirá en una estrella de neutrones, no importa lo que la ecuación de estado es correcto. Esto es debido a que el colapso gravitacional de una estrella es un sistema altamente no lineal del proceso, que además de las diferentes fusión nuclear ciclos, se generan ondas de choque. Por lo tanto no se proceda adiabático, por el contrario, este proceso se derramó más de una estrella de masa. Por lo tanto, para producir una estrella de neutrones, tenemos que empezar con una muy pesados, por lo general del orden de decenas de masas solares. Esta es la razón por la que el atributo estrella de neutrones formación de supernova eventos.
