Para una estrella que colapsa, ¿a qué masa es inevitable la formación de un agujero negro?

No estoy seguro de cuán completo será esto, pero señalará lo que se sabe y varias referencias.

El límite de TOV para las estrellas de neutrones se calculó por primera vez alrededor de 1939 y era de 0,7 masas solares. Estimaciones más recientes conducen a 1,5-3 masas solares, en 1996, lo que explica la fuerza fuerte (ver Ref. 1 en el artículo wiki con url arriba, I. Bombaci (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomía y Astrofísica 305: 871– 877. Bibcode: 1996A&A...305..871B).

También ha habido algunos cálculos de que podría volverse más masivo al convertirse en una estrella de quarks y, de hecho, esto podría suceder en el área central de una estrella de neutrones; no es probable que los quarks puedan ser el área exterior, ya que se conjetura que no serían estables en contacto con el espacio vacío, por lo que serían materia de quarks extraños (es decir, de quarks extraños) o solo posibles en las áreas centrales, por lo que serían estrellas de neutrones sobredensas .

El mecanismo es siempre el colapso, pero luego la posibilidad de una configuración de equilibrio para la materia degenerada por neutrones. Las ecuaciones de estado para aquellos no son bien conocidas. El entendimiento es que el límite podría estar en las 3-5 masas solares, pero no es una conclusión firme. Vea la trama en ese artículo wiki para los posibles estados de equilibrio, sin incluir las posibilidades de estrella de quark, y el límite LOV: Landau en lugar de Tolman).

El artículo de Wikipedia cita a Carroll como referencia para la conclusión de que ningún mecanismo conocido puede detener el colapso, aunque se desconoce el límite de masa exacto. Tenga en cuenta que en las explosiones de supernovas, las masas incluso superiores a unas 20 masas solares pueden dejar un objeto sobrante de no mucho más de 5 masas solares, por lo que es el estado final el que está limitado por la degeneración o las fuertes presiones de fuerza, el colapso en sí puede variar.

Depende de lo que entiendas por "estrella". De hecho, hay una masa máxima para una estrella de neutrones. Esto debe ser al menos 2 masas solares ya que ahora hay dos ejemplos con masas medidas alrededor de este valor: PSR 1614-2230 en$1.97\pm0.04\ M_{\odot}$( Demorest et al. 2010 ) y PSR J0348+0342 en$2.01\pm 0.04\ M_{\odot}$( Antoniadis et al. 2013 ).

El valor exacto depende de la muy incierta ecuación de estado de la materia nucleónica a altas densidades.

Las ecuaciones de estado "más duras" pueden soportar estrellas de neutrones más masivas. Este podría ser el caso si los neutrones mantienen su identidad en densidades mucho más altas que la materia nuclear, donde la fuerza fuerte se vuelve altamente repulsiva. Alternativamente, los neutrones podrían sufrir un cambio de fase a materia hiperónica o incluso quark. Esto suavizaría la ecuación de estado que conduce a una masa máxima más baja.

El límite superior extremo se encuentra extrapolando una ecuación de estado bien conocida (por ejemplo, un fluido n, p, e en densidades subnucleares) hasta$P=\rho c^2$a altas densidades (un límite establecido por la causalidad, donde la velocidad del sonido es$c$), y resolviendo la ecuación de equilibrio hidrostático de Tolman-Oppenheimer-Volkhoff en condiciones de GR. La estrella se vuelve inestable a una densidad finita, con una masa máxima de alrededor de 3,5 masas solares, que podría aumentar un poco con una rotación rápida.

Físicamente, lo que está sucediendo aquí es que la adición de más y más momento a las partículas para proporcionar las presiones centrales cada vez más altas requeridas es en última instancia contraproducente, porque en GR esta presión y momento adicionales simplemente se suman al campo gravitatorio que está aplastando el estrella hacia adentro.

Entonces, el límite está entre 2 y 3,5 masas solares. Es notable, sin embargo, que no hay candidatos convincentes a agujeros negros con masas por debajo de 4 masas solares (ver Ozel et al. 2012 ). Todavía no está claro si esto se debe a que no se forman o no se han visto, pero hay una brecha en las masas de objetos compactos medidos entre 2 y 4 masas solares.

Por supuesto, hay muchas estrellas "normales" con masas por encima de estos límites. Estas son estrellas sostenidas por una presión de gas normal, con reacciones nucleares calentando sus interiores. Las fases finales de la vida de una estrella masiva implican que arroja grandes cantidades de masa en forma de vientos y una supernova final. Los límites de masa mencionados anteriormente se refieren al núcleo inerte de la estrella después de que han cesado las reacciones nucleares y la envoltura ha desaparecido en una supernova. Con frecuencia, eso impediría la formación de un agujero negro (las estimaciones varían, pero podría requerir una estrella de masa inicial$>25$masas solares para producir un agujero negro), por lo que son relativamente raros (aunque podría haber$\sim 10^8$en nuestra Galaxia y también son casi imposibles de detectar a menos que se encuentren en sistemas binarios cercanos).