¿Hay alguna manera de calcular la masa de un remanente estelar dada la masa inicial de la estrella?

Para las estrellas masivas y sus remanentes, uno solo puede guiarse por mediciones teóricas en la actualidad, ya que no tenemos masas para estrellas de neutrones y agujeros negros aislados, ni mediciones de las masas de los progenitores de cualquier estrella de neutrones o agujeros negros (solo límites). Aquí hay dos tramas tomadas de la extensa revisión de Limongi (2017) . Estos muestran las relaciones que desea (las líneas rojas) entre la masa remanente final (en el eje y) y la masa progenitora inicial en el eje x. Los cálculos dependen en gran medida de la metalicidad, por lo que aquí se proporcionan gráficos (hay más en el artículo) para la metalicidad solar ([Fe/H]=0) y una milésima parte de la metalicidad solar ([Fe/H]=-3). También existe una dependencia de la rotación, que puede ser importante.

Debe tener en cuenta que estas curvas rojas son muy inciertas y dependen del modelo.

La situación es mucho más clara en masas más bajas. Las masas de las enanas blancas, incluso las enanas blancas aisladas, se pueden estimar bastante bien y su presencia en sistemas binarios y cúmulos de estrellas proporciona los medios para estimar sus edades. Combinando esto con sus edades de enfriamiento da una buena estimación del tiempo que su progenitor pasó como una estrella "normal" y luego los modelos de evolución estelar dan una estimación de la masa del progenitor. Tanto el modelado como las medidas son mucho más seguros, por lo que la relación de masas inicial-final de las enanas blancas está bastante bien.

La siguiente trama es de un resumen de Kalirai (2013) . Es probable que sea reemplazado en el próximo año o dos por la gran cantidad de datos que llegan sobre las enanas blancas del satélite Gaia. Los nombres en la gráfica son los grupos en los que se encontraron las enanas blancas en calibración. Verá en la trama que Kalirai da una fórmula simple que representa esta relación y podría ser lo que está buscando. Creo que la línea discontinua es de algún modelo de evolución estelar.

Cuando las condiciones iniciales, como la masa, la composición química y la rotación, son las mismas, para la gran mayoría de las estrellas no hay variaciones intrínsecas en su desarrollo. Por supuesto, existen variaciones estadísticas, como la convección. Pero estos actúan en escalas demasiado pequeñas para influir en el desarrollo de la estrella, en particular en su núcleo.

En algunas estrellas ocurren variaciones intrínsecas a gran escala. Un ejemplo famoso es Betelgeuse, cuyo dramático cambio en la luminosidad se especula que es causado por procesos de convección a gran escala. Pero dudo que influya en el desarrollo del núcleo.

Tal vez la rotación tenga el potencial de inducir procesos estadísticos a gran escala que pueden conducir a resultados diferentes para una condición inicial idéntica, es decir, una tasa de rotación inicial fija. Otro proceso pueden ser las variaciones estadísticas durante la explosión de la supernova.

Hay varios parámetros físicos en el modelado que influyen fuertemente en el desarrollo de las estrellas, como las tasas de reacción nuclear, la opacidad, la convección y los modelos de rotación. Pero mientras mantenga fijos esos parámetros, el resultado del cálculo del modelo será el mismo.

No creo que exista una ecuación para calcular la masa remanente que esté justificada por la percepción física. Pero, por supuesto, puede aplicar alguna curva de ajuste al resultado de miles de cálculos del modelo y usarla como ecuación.