¿Cómo podemos determinar la estructura interna de una estrella desde la distancia?

No necesitamos "observar" la estructura interna de una estrella para saber si terminarán como enanas blancas o estrellas de neutrones. es solo una cuestión de encontrar la masa de sus estrellas progenitoras.

Creo que podría estar confundido acerca del límite de Chandrasekhar, que solo le da el límite de masa superior de la enana blanca o el límite de masa inferior de la estrella de neutrones. Tu confusión radica en que crees que el 1.44$M_{\odot}$La cifra utilizada como límite superior para una enana blanca y como límite inferior para una estrella de neutrones se usa para diferenciar entre las estrellas progenitoras destinadas a convertirse en cualquiera. La estrella de neutrones y las enanas blancas podrían entenderse como los cadáveres "finales" de las estrellas muertas, no como las estrellas progenitoras sobre las que está preguntando.

La respuesta a tu pregunta es que solo las estrellas progenitoras tienen una masa superior a 8$M_{\odot}$-10$M_{\odot}$se convertirán en estrellas de neutrones. Esto se debe a que solo las estrellas lo suficientemente masivas tendrán temperaturas y presiones suficientemente altas en sus núcleos para desencadenar la quema de carbono y oxígeno dentro de sus núcleos. Esta quema eventualmente conducirá a un núcleo de hierro masivo (1.44$M_{\odot}$masa) que colapsará en una estrella de neutrones.

Estrellas más ligeras que 8$M_{\odot}$no quemará carbono y oxígeno y, en cambio, se desprenderá de sus capas de hidrógeno y helio y dejará atrás una estrella fría de carbono/oxígeno, denominada enana blanca.

También hay un "área gris" entre 8$M_{\odot}$- 10$M_{\odot}$eso podría conducir a una enana blanca masiva o una estrella de neutrones. Una enana blanca tan masiva podría haber quemado su capa de carbono pero no tener la masa suficiente para quemar su capa de oxígeno, dejando atrás una enana blanca masiva de oxígeno, neón y magnesio.

Ahora, sobre el cálculo de sus masas. Antes de que las estrellas colapsen en enanas blancas o estrellas de neutrones, sus masas serán más o menos constantes una vez que entren en la fase de secuencia principal. Entonces un n 8$M_{\odot}$la estrella continuará teniendo esa masa en cualquier punto de su ciclo de secuencia principal. Entonces, la pregunta se convierte en cómo calcular sus masas. Existen diferentes métodos, probablemente el más intuitivo y simple es que si la estrella está en un sistema binario, se podría usar la mecánica newtoniana para derivar la masa.

EDITAR: editó algunas cosas en lugar del comentario de Robert Jeffries.

En astrofísica, la relación masa-luminosidad es una ecuación que da la relación entre la masa de una estrella y su luminosidad. La relación está representada por la ecuación:

$$\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^a$$ donde L⊙ y M⊙ son la luminosidad y la masa del Sol y 1 < a < 6.[1] El valor a = 3.5 se usa comúnmente para las estrellas de la secuencia principal.[2] Esta ecuación y el valor habitual de a = 3,5 solo se aplica a las estrellas de la secuencia principal con masas 2M⊙ < M < 20M⊙ y no se aplica a las gigantes rojas ni a las enanas blancas. Cuando una estrella se acerca a la luminosidad de Eddington, entonces a = 1.

En resumen, las relaciones para estrellas con diferentes rangos de masa son, en una buena aproximación, como las siguientes

$$\frac{L}{L_{\odot}} \approx .23\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{2.3} \qquad (M < .43M_{\odot})$$ $$\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^4 \qquad\qquad (.43M_{\odot} < M < 2M_{\odot})$$ $$\frac{L}{L_{\odot}} \approx 1.5\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{3.5} \qquad (2M_{\odot} < M < 20M_{\odot})$$ $$\frac{L}{L_{\odot}} \approx 3200 \frac{M}{M_{\odot}} \qquad (M > 20M_{\odot})$$

Este no soy yo; es Wikipedia .