Límites de masa estelar para estrellas de neutrones y agujeros negros

No me odien si estoy preguntando algo muy básico y directo. Tengo algunas preguntas sobre los agujeros negros y las estrellas de neutrones.

  1. ¿Cuál es el rango de masa (en términos de masas solares) para que una estrella de secuencia principal termine su vida como . . .

    • A) una estrella de neutrones?
    • B) un agujero negro?

  2. ¿Existe un método posible (prácticamente observado o probado) para que una estrella de secuencia principal forme una estrella de neutrones (o un agujero negro) al final de su ciclo de vida sin pasar por el proceso de supernova ?

    En caso afirmativo, explícame o guíame algún artículo sobre este asunto.

  3. ¿Cuál es el rango de masa de una estrella de secuencia principal para terminar como una supernova de inestabilidad de pares?

    Si el rango de supernova de inestabilidad de pares se superpone con el de supernovas formadoras de estrellas de neutrones o agujeros negros, ¿cómo determinamos qué tipo de final tendría una estrella?

Respuestas (1)

En la siguiente imagen se proporciona un resumen sucinto de los tipos de supernova basado en Heger et al. (2003) :


Imagen cortesía del usuario de Wikipedia Fulvio 314 bajo la licencia Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0 Unported . El gráfico se basa en el gráfico de la Fig. 1 del documento vinculado.

El reino de inestabilidad de pares es superior a ~100 masas solares, aunque depende de la metalicidad (Pregunta 3). Como muestra la Figura 1 (abajo), las estrellas de neutrones se forman en el rango de masa de >9 masas solares; nuevamente, esto depende de la metalicidad (Pregunta 1a). A partir de alrededor de 25 masas solares, se formarán agujeros negros (Pregunta 1b).

Se cree que es posible que se forme un agujero negro sin una supernova (consulte la sección del gráfico marcada como "agujero negro directo"). Esto no ha sido confirmado por observación, aunque hay algunas posibilidades. He escrito sobre esto con más detalle aquí .

Respuesta extremadamente útil (y). Solo pregunto un par de cosas más aquí en los comentarios. 1) ¿Cuál es el nombre común (no la categoría de temperatura del código estelar, sino el nombre común, como gigante roja, enana naranja, enana marrón, etc.) de estas estrellas? Como en, ¿cómo llamamos a una estrella que se sometería a una supernova para crear una 1) estrella de neutrones 2) un agujero negro 3) una supernova de inestabilidad de pares. Admito que su respuesta realmente responde a todas mis preguntas básicas, solo le pido que haga un esfuerzo adicional por favor :)
Solo agregaré que los gráficos anteriores muestran que, de hecho, existe la posibilidad de que una estrella pueda colapsar directamente en un agujero negro. Está etiquetado como "agujero negro directo" en la segunda gráfica y solo está marcado como negro en la primera gráfica. Solo los agujeros negros por retroceso son el resultado de una supernova de colapso del núcleo. Una supernova de tipo Ia es una detonación termonuclear; nada se queda atrás. El reciente descubrimiento de GW de la fusión de agujeros negros de 30 masas solares puede ser la primera evidencia de agujeros negros de colapso directo, ya que es poco probable que los BH de retroceso sean tan masivos.
@YoustayIgo Supergigante e hipergigante son los términos comúnmente utilizados para denotar estas estrellas, en comparación con las enanas de secuencia principal , como el Sol.
@HDE226868: Gracias. Entonces, ¿no hay más términos precisos para diferenciar, digamos, una estrella de masa solar 10x de una estrella de masa solar 25x? Como en, ¿hay algún término preciso para diferenciar un comienzo que colapsaría para formar una estrella de neutrones, de uno que sería aniquilado por completo en una supernova de inestabilidad de pares? Si no hay nombres comunes tan elaborados, ¿estas estrellas se clasifican en diferentes categorías de temperatura (OBAF, etc.)?
@YoustayIgo: no conozco ningún término preciso como el que sugiere. En cuanto al tipo espectral: todas estas estrellas comenzarían como estrellas O o B de secuencia principal (todas las realmente masivas serían estrellas O). Pero dado que el tipo espectral depende de la temperatura de la superficie , las estrellas individuales pueden cambiar de tipo espectral durante su evolución, de modo que cuando explotan, pueden ser supergigantes O o B o supergigantes rojas (K, M). (Dependiendo de cosas como metalicidad, efectos binarios, etc.)
@YoustayIgo Lo que dijo Peter.
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