Entre estrellas de neutrones y agujeros negros

Ciertamente podría haber algo extraño (literalmente) que podría suceder que podría producir estrellas estables de hasta aproximadamente 3 masas solares (las masas de estrellas de neutrones más altas observadas y precisas son de 2 masas solares), pero probablemente no mucho más.

La cuestión es que, incluso si postulas algún material loco con la ecuación de estado más difícil posible, la Relatividad General asegura que la presión en el núcleo de la estrella contribuye a la curvatura del espacio; y la creciente presión requerida para soportar una estrella más masiva en realidad resulta en su colapso. La masa exacta de este límite depende de la rotación de la estrella, pero no creo que pueda estar muy por encima de las 3 masas solares.

En la actualidad, parece haber una brecha notable entre las estrellas de neutrones más masivas y los agujeros negros de menor masa. O no se forman remanentes compactos (o las estrellas de neutrones no pueden acumularse lo suficiente) en este rango de masa o algo nos impide encontrarlos (quizás no se pueden formar en binarios).

El conocimiento y las teorías actuales, ... Sugieren una masa máxima para las estrellas de neutrones [de] alrededor de 2-3 masas solares, y [es] generalmente asumido que los agujeros negros son CUALQUIER objeto compacto por encima de eso, o más generalmente 5 masas solares.

Pregunta: ¿Puede la nueva física introducir nuevas poblaciones de objetos intermedios entre 2-3 masas solares y 5 masas solares?

A veces se mencionan objetos extremadamente compactos, pero... ¿Podrían también aumentar la masa mínima supuesta de los agujeros negros (observados indirectamente)?

Responderé a su pregunta sobre los pequeños agujeros negros y la última parte de su pregunta, citada anteriormente, primero; ya que esa parte de la respuesta es corta.

El rango de tamaños de objetos involucrados en su pregunta es de casi 3.2 M$_\odot\!$y 5M$_\odot$. Cualquier objeto en ese rango de masas no sería explicado por la ecuación de estado cosmológica . Citaré fuentes para respaldar los límites superior e inferior, luego discutiré la teoría detrás de lo que sucede con la materia dentro de ese rango de masas.

Si acepta esos números sin pruebas, puede ahorrarse una gran cantidad de lectura saltando hasta las tres cuartas partes de esta respuesta.

Citando de Wikipedia: Para los agujeros negros estelares, el tamaño mínimo es de 5 M$_\odot$, cualquier agujero negro más pequeño es un tipo hipotético de agujero negro que se formó poco después del Big Bang, conocido como agujero negro primordial . Dado que los agujeros negros primordiales no se formaron a partir del colapso gravitatorio estelar, sus masas pueden estar muy por debajo de la masa estelar (c.$2×10^{30}$kg). Hawking calculó que los agujeros negros primordiales podían pesar tan poco como 10$^{−8}$kg, aproximadamente el peso de un óvulo humano.

"Un agujero negro estelar (o agujero negro de masa estelar) es un agujero negro formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva. Tienen masas que van desde unas 5 hasta varias decenas de masas solares . El proceso se observa como una explosión de hipernova o como un estallido de rayos gamma.Estos agujeros negros también se conocen como colapsares.

...

El colapso gravitatorio de una estrella es un proceso natural que puede producir un agujero negro. Es inevitable al final de la vida de una estrella, cuando se agotan todas las fuentes de energía estelar. Si la masa de la parte de la estrella que colapsa está por debajo del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) para la materia degenerada de neutrones, el producto final es una estrella compacta, ya sea una enana blanca (para masas por debajo del límite de Chandrasekhar ) o una estrella de neutrones o una (hipotética) estrella de quark . Si la estrella que colapsa tiene una masa que excede el límite TOV, el aplastamiento continuará hasta que se logre un volumen cero y se forme un agujero negro alrededor de ese punto en el espacio.

La masa máxima que puede poseer una estrella de neutrones (sin convertirse en un agujero negro) no se comprende completamente. En 1939, se estimó en 0,7 masas solares, llamado límite TOV. En 1996, una estimación diferente colocó esta masa superior en un rango de 1,5 a 3 masas solares.

En la teoría de la relatividad general, un agujero negro podría existir de cualquier masa. Cuanto menor es la masa, mayor debe ser la densidad de la materia para formar un agujero negro. (Véase, por ejemplo, la discusión en el radio de Schwarzschild, el radio de un agujero negro). No hay procesos conocidos que puedan producir agujeros negros con una masa inferior a unas pocas veces la masa del Sol. Si existen agujeros negros tan pequeños, lo más probable es que sean agujeros negros primordiales. Hasta 2016, el agujero negro estelar más grande conocido tenía 15,65 ± 1,45 masas solares. En septiembre de 2015, se descubrió un agujero negro de 62 ± 4 masas solares en ondas gravitacionales mientras se formaba en un evento de fusión de dos agujeros negros más pequeños. En abril de 2008, la NASA y otros informaron que XTE J1650-500 era el agujero negro de menor masa conocido actualmente por la ciencia, con una masa de 3,8 masas solares y un diámetro de solo 24 kilómetros (15 millas). Sin embargo, esta afirmación fue posteriormente retractada. La masa más probable es de 5 a 10 masas solares.

Existe evidencia observacional de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares. Son agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares) y agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias".

Eso establece el límite superior en 5 M$_\odot$.

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Ahora para abordar cómo se derivó el límite inferior.

• La página web de Wikipedia Stellar Mass - Properties enumera rangos categóricos de masa.

• En " The Neutron Star Mass Distribution " (18 de noviembre de 2010) de Kiziltan, Kottas y Thorsett, calculan la masa máxima de la estrella de neutrones en 3,2 M$_\odot\!$en la página 3:

2.3 . Masa Máxima

La masa y la composición de las estrellas de neutrones (NS) están íntimamente relacionadas. Una de las pistas empíricas más importantes que conduciría a restricciones en una amplia gama de procesos físicos es la masa máxima de NS. Por ejemplo, las restricciones seguras sobre la masa máxima brindan información sobre el rango de ecuaciones de estado viables ( EOS ) para la materia en densidades supranucleares.

Se puede obtener un límite superior teórico de primer orden integrando numéricamente las ecuaciones de Oppenheimer-Volkoff (también denominada ecuación de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, TOV) para una EOS de baja densidad en el estado de energía más bajo de los núcleos (Baym et al. 1971). ). Esto produce un límite superior extremo para la masa máxima de un NS en M$_{max}$∼ 3,2M$_\odot\!$(Rhoades y Ruffini 1974). Cualquier estrella compacta que soporte de manera estable masas más allá de este límite requiere fuerzas nucleares repulsivas de corto alcance más fuertes que endurecen las EOS más allá del límite causal. Para los casos en los que la causalidad no es un requisito (v→∞) sigue existiendo un límite superior en la relatividad general ≈ 5,2 M$_\odot\!$que considera esferas de densidad uniforme (Shapiro & Teukolsky 1983). Sin embargo, para estos casos, los EOS extremadamente rígidos que requieren que la velocidad del sonido sea superluminal (o FTL ) (dP/dρ ≥$c^2$) se consideran no físicos. [Ver: Materia Exótica] .

Los NS de rotación diferencial que pueden soportar una masa significativamente mayor que los rotadores uniformes pueden producirse temporalmente mediante fusiones binarias (Baumgarte et al. 2000). Si bien la rotación diferencial proporciona un exceso de estabilidad radial contra el colapso, incluso para campos magnéticos modestos, el frenado magnético y las fuerzas viscosas inevitablemente llevarán a los objetos que giran diferencialmente a una rotación uniforme (Shapiro 2000). Por lo tanto, los púlsares de radio pueden tratarse como rotadores uniformes al calcular la masa NS máxima.

Mientras que la relatividad general junto con el límite causal ponen un límite superior estricto a la masa máxima de NS en ∼ 3,2 M$_\odot\!$, el límite inferior está determinado principalmente por la EOS aún desconocida de la materia en estas densidades y, por lo tanto, no está bien restringida. Hay EOS modernos con inclusiones detalladas de procesos nucleares como la condensación de kaón y la dispersión nucleón-nucleón que afectan la rigidez. Estos EOS dan un rango de 1,5 a 2,2 M⊙ como límite inferior para la masa máxima de NS (Thorsson et al. 1994; Kalogera & Baym 1996). Aunque estos límites inferiores para una masa NS máxima están implícitos para una variación de EOS más realistas, aún no está claro si se favorece alguno de estos valores. Por lo tanto,

$$\qquad\qquad\qquad\qquad\qquad\qquad\qquad\qquad M_{max} \, ∼ \, 1.5–3.2 \; \text{M}_\odot \qquad\qquad\qquad\qquad\qquad (5)$$

puede considerarse un rango seguro para el valor máximo de masa NS.

• El artículo "Estrellas de neutrones y agujeros negros en binarios de rayos X" (13 de febrero de 1998), de Jan van Paradijs, está un poco desactualizado (para tamaños exactos y ecuaciones más precisas del rango de masa en cuestión) pero contiene una algunos diagramas informativos que ayudan a comprender que la masa solo se puede acumular en rangos particulares de masa.

En la página 12 está este diagrama:

"La falta actual de conocimiento de la EoS y las incertidumbres correspondientes en las masas NS previstas se ilustran en la Fig. 1.

Fig. 1. Panel izquierdo: rango de ecuaciones de estado de la materia densa (presión$P$versus densidad de masa$ρ$), según lo predicho por varios modelos y consistente con la existencia de estrellas de neutrones masivas. Las líneas punteadas etiquetadas como CL y FFG corresponden al límite causal y las ecuaciones de estado del gas libre de Fermi, respectivamente (ver Sec. 4). Panel derecho: rango correspondiente de masas permitidas$M$para estrellas de neutrones no rotatorias en función de la densidad numérica bariónica central$n_c$. Las líneas horizontales corresponden a las masas medidas con precisión de tres púlsares (ver Sec. 6)".

...

"Fig. 2. Masa fraccional$M_{in}/M$contenida en la región interna de un NS esférico estático de masa$M$y radio$R$, a la densidad$ρ > ρ_⋆$, para dos casos diferentes:$ρ_⋆ = 3 × 10^{14} \, g \, cm^{−3}$(izquierda) y$ρ_⋆ = 5 × 10^{14} \, g \, cm^{−3}$(bien). Las áreas sombreadas reflejan las incertidumbres en la EoS$^{28, 30}$en$ρ < ρ_⋆$. Solo los rangos de$M$y$R$permitido por la restricción de compacidad$^{16, 77}$ $r_g/R ≤ 6/8$son exhibidos. Ver el texto para más detalles.".

...

5. Efecto de la rotación sobre la masa máxima

La rotación aumenta la masa máxima de los NS porque la fuerza centrífuga actúa contra la gravedad. Consideraremos dos casos diferentes: (i) NS de rotación rígida y (ii) NS de rotación diferencial.

...

Ajuste M = 2M$_\odot\!$y R = 10 km y usando la Ec. (17) encontramos que la rotación aumenta la masa máxima en ∼ 3% solo para PSR J1748−2446, cuya frecuencia f = Ω/(2π) = 716 Hz es la más alta medida.

...

En la página 26 se encuentra este útil diagrama que muestra la aversión de la materia a formar masas de cierto tamaño. Este texto comienza en la página 25:

"... Unos años más tarde, McClintock & Remillard (1986) midieron la función de masa de la fuente transitoria A 0620–00 (que también tenía un espectro de rayos X muy suave durante su estallido en 1975) después de haber vuelto a la inactividad , para ser 3.18±0.16 M$_\odot$.

Esto inmediatamente (ver más abajo) mostró que la estrella compacta en este sistema es demasiado masiva para ser una estrella de neutrones, y dio cierta confianza en la idea de que los espectros de rayos X pueden ser una forma eficiente de seleccionar BHXB.

A pesar del hecho de que algunas características espectrales de rayos X de los agujeros negros y la rápida variabilidad también se observan en algunas estrellas de neutrones, su presencia combinada, en particular en los transitorios de rayos X, ha seguido siendo sorprendentemente eficaz para distinguir los agujeros negros.

Como se implica en la discusión anterior, el argumento principal de que el objeto compacto en un binario de rayos X en particular es un agujero negro es que las masas de las estrellas de neutrones no pueden exceder un cierto valor máximo. Esta suposición se basa en consideraciones muy generales, por ejemplo, que el sonido no puede viajar más rápido que la luz, sobre la base de las cuales Nauenberg & Chapline (1973) y Rhoades & Ruffini (1974) concluyeron que cualquier estrella de neutrones, independientemente de la ecuación de estado (EOS ) de materia de alta densidad, debe tener una masa$\small{\lesssim}$3M$_\odot$. La rotación de la estrella de neutrones (ignorada en los análisis anteriores) no aumenta el límite de masa en más del 20% (Shapiro & Teukolsky 1983). El modelado detallado de estrellas de neutrones, para una amplia gama de ecuaciones de estado, conduce ( ver Fig. 10 ) a límites superiores de masa entre ∼ 1,5 M$_\odot\!$(EOS muy suave) y ∼ 2 M$_\odot\!$(EOS muy rígido) (ver, por ejemplo, Arnett & Bowers 1977; Datta 1988; Cheng et al. 1993; Cook et al. 1994; Engvik et al. 1996; ver también la contribución de N. Glendenning a este Volumen).

El hecho de que objetos compactos con estimaciones de masa dinámica superiores a ∼ 3 M$_\odot\!$no pueden ser estrellas de neutrones, no equivale a que sean agujeros negros, tal como se define en la estructura espacio-temporal particular descrita por las métricas de Schwarzschild y Kerr, que se caracterizan, en particular, por la ausencia de una superficie dura. Esto ha llevado al uso extensivo del término "candidato a agujero negro" para estos objetos. Por supuesto, la detección de pulsaciones de rayos X o ráfagas de rayos X descalifica inmediatamente a una estrella compacta como un agujero negro, pero ha sido muy difícil obtener pruebas positivas de la ausencia de una superficie dura. Esto no debería ser una sorpresa, ya que un valor nominal (M = 1,4 M$_\odot$, R = 10 km) la estrella de neutrones es solo 2,5 veces más grande que su radio de Schwarzschild, y uno puede esperar que el flujo de acreción sea muy similar al de un agujero negro de masa comparable. La liberación de energía en la superficie de la estrella de neutrones, que está ausente en un agujero negro, podría dar lugar a diferencias observables en los espectros y la variabilidad, pero a menos que el origen de los espectros y la variabilidad de las binarias de rayos X se comprenda mucho mejor de lo que es hoy en día, la conclusión de que se ha encontrado un agujero negro sobre la base de tales fenómenos debe considerarse débil en el mejor de los casos".

[Los autores se refieren nuevamente a la Figura 10 mucho más adelante, en la página 41.]

4. Determinaciones de masas de estrellas compactas en binarias de rayos X

4.1. MASAS DE LAS ESTRELLAS DE NEUTRONES Y ECUACIÓN DE ESTADO

Aparte de su papel crucial para distinguir los agujeros negros de las estrellas de neutrones, la importancia de medir las masas de estrellas compactas en binarias de rayos X es que pueden proporcionar restricciones sobre las propiedades de la materia de alta densidad en el interior de las estrellas de neutrones.

Estas propiedades se describen mediante una ecuación de estado (EOS) , que junto con las ecuaciones de Oppenheimer-Volkov permiten calcular modelos de la estructura interior de las estrellas de neutrones (ver, por ejemplo, Shapiro & Teukolsky 1983). Dado que las estrellas de neutrones pueden considerarse objetos de temperatura cero, estos modelos forman una secuencia de un parámetro en la que la masa, M, y el radio, R, dependen solo de la densidad central. Para una ecuación de estado dada, se tiene una relación masa-radio única. Arnett & Bowers (1977) y Datta (1988) han realizado extensos cálculos de modelos de estrellas de neutrones; para una discusión detallada me refiero a la contribución de N. Glendenning a este Volumen.

Las ecuaciones de estado se pueden distinguir convenientemente por la compresibilidad de la materia de la estrella de neutrones; para EOS muy "rígida" y muy "blanda", se encuentra que las estrellas de neutrones tienen radios de ∼ 15 km y ∼ 8 km, respectivamente (ver Fig. 10 ). Además, la masa máxima posible de una estrella de neutrones depende de la EOS; es ∼ 1.5 M$_\odot\!$para EOS muy suave y hasta ∼ 2,5 M$_\odot\!$para la EOS más rígida .

Como se discutirá con más detalle a continuación, la mayoría de las masas de las estrellas de neutrones son consistentes con un valor cercano a 1,4 M$_\odot$. De la Fig. 10 parece que en este valor las masas no permiten sacar conclusiones sobre la rigidez de la EOS de la materia de la estrella de neutrones. Para eso, se necesitarían masas observadas superiores a 1,6 M$_\odot$, lo que excluiría la EOS más suave (tenga en cuenta que las ecuaciones de estado rígidas no están excluidas por masas de estrellas de neutrones bajas). De manera similar, las mediciones del corrimiento al rojo gravitacional,$z$, en la superficie de la estrella de neutrones por sí sola no son un discriminante EOS sensible, ya que tanto las ecuaciones de estado rígidas como las blandas permiten$M/R$proporciones de hasta ∼ 0,2 M$_\odot km^{-1}$(ver Fig. 10 ), correspondiente a desplazamientos hacia el rojo de hasta ∼ 0,6.

Se han determinado masas de estrellas de neutrones muy precisas a partir de una variedad de efectos relativistas generales en los tiempos de llegada de pulsos de radio de los sistemas de estrellas de neutrones dobles. Estos resultados se resumirán brevemente en la Secc. 4.2.1. Se han determinado las masas de estrellas de neutrones para seis púlsares HMXB a partir de mediciones del tiempo de llegada del pulso, en combinación con observaciones de la velocidad radial de sus compañeros masivos (ver Secc. 4.3). También se han estimado masas para el radio púlsar binario de baja masa PSR J1012+5307, cuyo compañero es una enana blanca, y para las estrellas de neutrones en los LMXB Cyg X-2 (una fuente Z), Cen X-4 (un SXT ) y 4U 1626–67 (un púlsar de rayos X). Estos resultados se describen en las Secciones 4.2.1, 4.3.3 y 4.3.4, respectivamente.

Además de las mediciones directas de masa y radio, se ha propuesto una variedad de otras formas de obtener restricciones de observación en la EOS de las estrellas de neutrones". ...

• En el artículo " Sobre la masa máxima de las estrellas de neutrones " (18 de noviembre de 2013), de Chamel, Haensel, Zdunik y Fantina, en la página 11, en la Tabla 1, enumeran la masa máxima de las estrellas de neutrones:

$$\tiny{\begin{array}{c} \hline & BHF & BHF & DBHF & VCS & pQCD & RMF & RMF & RMF/NJL & RMF/MBM \\ & (N) & (NH) & (N) & (N) & (NQ) & (N) & (NH) & (NQ) & (NQ) \\ \hline Mmax/M_\odot & 2.0-2.5 & 1.3-1.6 & 2.0-2.5 & 2.0-2.2 & 2.0 & 2.1-2.8 & 2.0-2.3 & 2.0-2.2 & 2.0-2.5 \\ \hline \end{array}}$$

"Tabla 1. Masa máxima de una estrella de neutrones predicha por diferentes teorías de la materia densa. Se supone que el núcleo contiene nucleones (N), nucleones e hiperones (NH), nucleones y quarks (NQ).

Cálculos microscópicos: Brueckner Hartree-Fock (BHF),$^{35, 50–52}$Dirac Brueckner Hartree-Fock (DBHF),$^{31, 36}$método de suma de cadena variacional (VCS),$^{40}$cromodinámica cuántica perturbativa (pQCD).$^{64}$

Modelos efectivos: Campo Medio Relativista (RMF),$^{57, 60, 70}$Nambu-Jona-Lasinio (NJL),$^{59, 65, 71}$Modelo de Bolsa Modificado (MBM).$^{72, 73}$Si la masa máxima más grande M$_{max 2}$para una clase dada de modelos excede 2.0M$_\odot$, y la masa máxima más pequeña M$_{max 1}$es inferior a 2,0 M$_\odot\!$presentamos la gama más estrecha de masas 2M$_\odot\!$− METRO$_{max 2}$consistente con las observaciones. Sin embargo, si M$_{max 2}$< 2,0 millones$_\odot$, entonces el rango de M$_{max}$mostrado es M$_{max 1}$− METRO$_{max 2}$; tal clase de modelos está descartada por las observaciones.

Para más explicaciones ver el texto.".

References:

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Eso establece el límite inferior en alrededor de 3,2 M$_\odot\!$o menos. En la práctica, más que en la teoría, es menos de tres en los objetos observados.

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Ahora, ¿cómo podemos lograr que ocurra una masa dentro de ese rango? Pista: suma o resta.

• Es importante echar un vistazo a las estrellas binarias porque:

"Los sistemas de estrellas binarias son muy importantes en astrofísica porque los cálculos de sus órbitas permiten determinar directamente las masas de las estrellas que los componen, lo que a su vez permite estimar indirectamente otros parámetros estelares, como el radio y la densidad. Esto también determina un análisis empírico. relación masa-luminosidad (MLR) a partir de la cual se pueden estimar las masas de estrellas individuales.

...

Configuración del sistema

Otra clasificación se basa en la distancia entre las estrellas, en relación con sus tamaños:[33]

Las binarias separadas son estrellas binarias donde cada componente está dentro de su lóbulo de Roche , es decir, el área donde la atracción gravitatoria de la estrella es mayor que la del otro componente. Las estrellas no tienen un efecto importante entre sí y esencialmente evolucionan por separado. La mayoría de los binarios pertenecen a esta clase.

Las estrellas binarias adosadas son estrellas binarias en las que uno de los componentes llena el lóbulo de Roche de la estrella binaria y el otro no. El gas de la superficie del componente de relleno del lóbulo de Roche (donante) se transfiere a la otra estrella en acumulación. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En muchos casos, el gas entrante forma un disco de acreción alrededor del acrecentador.

Una binaria de contacto es un tipo de estrella binaria en la que ambos componentes de la binaria llenan sus lóbulos de Roche . La parte superior de las atmósferas estelares forma una envoltura común que rodea a ambas estrellas. Como la fricción de la envoltura frena el movimiento orbital, las estrellas eventualmente pueden fusionarse. W Ursae Majoris es un ejemplo.

Variables cataclísmicas y binarios de rayos X

Cuando un sistema binario contiene un objeto compacto, como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, el gas de la otra estrella (donante) puede acumularse en el objeto compacto. Esto libera energía potencial gravitacional, lo que hace que el gas se caliente y emita radiación. Las estrellas variables cataclísmicas, donde el objeto compacto es una enana blanca, son ejemplos de tales sistemas. En las binarias de rayos X, el objeto compacto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Estos binarios se clasifican como de baja masa o de alta masa según la masa de la estrella donante. Las binarias de rayos X de gran masa contienen una estrella donante joven, de tipo primitivo y de gran masa que transfiere masa a través de su viento estelar, mientras que las binarias de rayos X de baja masa son binarias adosadas en las que el gas de una estrella donante de tipo tardío o una enana blanca desborda el lóbulo de Roche y cae hacia la estrella de neutrones o agujero negro. ...

...

Formación

Si bien no es imposible que se puedan crear algunos binarios a través de la captura gravitacional entre dos estrellas individuales, dada la muy baja probabilidad de tal evento (en realidad se requieren tres objetos, ya que la conservación de la energía descarta que un solo cuerpo gravitatorio capture a otro) y el gran número de binarios actualmente en existencia, este no puede ser el proceso de formación principal. La observación de binarias que consisten en estrellas que aún no están en la secuencia principal apoya la teoría de que las binarias se desarrollan durante la formación estelar. La fragmentación de la nube molecular durante la formación de protoestrellas es una explicación aceptable para la formación de un sistema estelar binario o múltiple.

El resultado del problema de los tres cuerpos , en el que las tres estrellas tienen una masa comparable, es que eventualmente una de las tres estrellas será expulsada del sistema y, suponiendo que no haya más perturbaciones significativas, las dos restantes formarán un sistema binario estable. .

Transferencia de masa y acreción

A medida que una estrella de la secuencia principal aumenta de tamaño durante su evolución, en algún momento puede exceder su lóbulo de Roche, lo que significa que parte de su materia se aventura en una región donde la atracción gravitacional de su estrella compañera es mayor que la suya. El resultado es que la materia se transferirá de una estrella a otra a través de un proceso conocido como desbordamiento del lóbulo de Roche (RLOF) , ya sea absorbido por impacto directo o a través de un disco de acreción. El punto matemático a través del cual ocurre esta transferencia se llama primer punto Lagrangiano . No es raro que el disco de acreción sea el elemento más brillante (y, por lo tanto, a veces el único visible) de una estrella binaria.

Si una estrella crece fuera de su lóbulo de Roche demasiado rápido para que toda la materia abundante se transfiera al otro componente, también es posible que la materia abandone el sistema a través de otros puntos de Lagrange o como viento estelar, por lo que ambos componentes la pierden. Dado que la evolución de una estrella está determinada por su masa, el proceso influye en la evolución de ambas compañeras y crea etapas que no pueden alcanzar estrellas individuales.

Los estudios del Algol ternario eclipsante condujeron a la paradoja de Algol en la teoría de la evolución estelar: aunque los componentes de una estrella binaria se forman al mismo tiempo, y las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas, se observó que el componente más masivo Algol A todavía está en la secuencia principal, mientras que Algol B, menos masivo, es un subgigante en una etapa evolutiva posterior. La paradoja se puede resolver mediante la transferencia de masa: cuando la estrella más masiva se convirtió en subgigante, llenó su lóbulo de Roche y la mayor parte de la masa se transfirió a la otra estrella, que todavía está en la secuencia principal. En algunos binarios similares a Algol, en realidad se puede ver un flujo de gas.

Fugitivos y novas

También es posible que binarias muy separadas pierdan el contacto gravitatorio entre sí durante su vida útil, como resultado de perturbaciones externas. Los componentes luego pasarán a evolucionar como estrellas individuales. Un encuentro cercano entre dos sistemas binarios también puede resultar en la interrupción gravitatoria de ambos sistemas, con algunas de las estrellas expulsadas a altas velocidades, lo que lleva a estrellas fuera de control.

Si una enana blanca tiene una estrella compañera cercana que desborda su lóbulo de Roche, la enana blanca acrecentará constantemente gases de la atmósfera exterior de la estrella. Estos se compactan en la superficie de la enana blanca por su intensa gravedad, se comprimen y se calientan a temperaturas muy altas a medida que se atrae material adicional. La enana blanca consiste en materia degenerada y, por lo tanto, en gran medida no responde al calor, mientras que el hidrógeno acumulado no lo hace. La fusión de hidrógeno puede ocurrir de manera estable en la superficie a través del ciclo CNO, lo que hace que la enorme cantidad de energía liberada por este proceso elimine los gases restantes de la superficie de la enana blanca. El resultado es un estallido de luz extremadamente brillante, conocido como nova.

En casos extremos, este evento puede hacer que la enana blanca exceda el límite de Chandrasekhar y desencadene una supernova que destruya toda la estrella, otra posible causa de fugas. Un ejemplo de tal evento es la supernova SN 1572, que fue observada por Tycho Brahe. El Telescopio Espacial Hubble recientemente tomó una fotografía de los restos de este evento.

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Ahora que tenemos ese rango de masa dentro de un área pequeña, ¿con qué terminamos?

No terminamos con un solo objeto con una masa entre ~ \3.2 M$_\odot\!$y 5M$_\odot\!$(excepto, posiblemente, durante el Big Bang donde$v→c$) ya que parte de la masa se convierte y se emite como rayos X, parte se expulsa como un disco de acreción del campo de velocidad Kepleriano en órbita, y parte puede transferirse de nuevo a las otras estrellas en un sistema jerárquico .

La cantidad de compresión está limitada por el principio de exclusión de Pauli . Un excelente sitio web de física con explicaciones algo simples es Hyperphysics.phy-astr.gsu.edu .

El otro límite (a esta respuesta) es nuestra comprensión de la degeneración de Quark :

"A densidades mayores que las soportadas por la degeneración de neutrones, se espera que ocurra materia de quarks. Se han propuesto varias variaciones de esta hipótesis que representan estados degenerados de quarks. La materia extraña es un gas degenerado de quarks que a menudo se supone que contiene quarks extraños en Además de los usuales quarks arriba y abajo. Los materiales superconductores de color son gases degenerados de quarks en los que los quarks se emparejan de una manera similar al emparejamiento de Cooper en los superconductores eléctricos. Las ecuaciones de estado para las diversas formas propuestas de quark-materia degenerada varían ampliamente, y generalmente también están mal definidos, debido a la dificultad de modelar interacciones de fuerzas fuertes.

La materia degenerada de quarks puede ocurrir en los núcleos de las estrellas de neutrones, dependiendo de las ecuaciones de estado de la materia degenerada de neutrones. También puede ocurrir en estrellas hipotéticas de quarks, formadas por el colapso de objetos por encima del límite de masa de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para objetos degenerados de neutrones. Que la materia degenerada de quarks se forme en estas situaciones depende de las ecuaciones de estado tanto de la materia degenerada de neutrones como de la materia degenerada de quarks, las cuales son poco conocidas . Las estrellas de quark se consideran una categoría intermedia entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Pocos científicos afirman que las estrellas de quarks y los agujeros negros son lo mismo. No existen suficientes datos para apoyar cualquier hipótesis.pero las estrellas de neutrones con espectros incómodos se han utilizado en los argumentos.".

Ver también: " Transferencia masiva y formación de discos en sistemas binarios AGB " (13 de abril de 2017), por Chen, Frank, Blackman, Nordhaus y Carroll-Nellenback.