¿Por qué una estrella más allá de cierto límite de masa (límite de Chandrasekhar) solo se convierte en un agujero negro?

Estás un poco confundido en tu modelo de evolución estelar. Después de la ignición de la fusión de hidrógeno en el núcleo de una estrella, luego progresará a la fusión de helio, luego a la fusión de carbono/oxígeno a través del proceso triple-alfa (he saltado muchos pasos y detalles allí, si quieres el detalles que puede ver en el texto Stellar Interiors de Hansen & Kawaler o en el texto Introducción a la estructura estelar de Dina Prialnik ). Lo que sucede a continuación depende de la masa (usando$M_\odot\simeq2\cdot10^{33}$g y la masa de la estrella como$M_\star$):

• $M_\star\gtrsim 8M_\odot$
  • capaz de continuar la fusión en el núcleo
  • luego explotará en eventos de supernova de colapso del núcleo, produciendo una estrella de neutrones o un agujero negro (dependiendo de la masa) después de formar hierro en el núcleo
• $M_\star\in(\sim0.5,\,\sim8)M_\odot$
  • incapaz de continuar la fusión en el núcleo debido a temperaturas insuficientes
  • pasará a la fase de nebulosa planetaria (que no tiene nada que ver con la formación de planetas, pero su descubridor, William Herschel , pensó que se estaba formando un sistema planetario)
  • estas estrellas forman las enanas blancas a las que se aplica el límite de Chandrasekhar
• $M_\star\lesssim0.5M_\odot$
  • incapaz de producir helio en el núcleo (temperaturas insuficientes)
  • se espera que siga quemando hidrógeno durante$t_{burn}>t_{age\,of\,universe}$

Así, no todas las estrellas producen hierro en el núcleo ; esto solo se aplica a las estrellas con masa$\gtrsim8M_\odot$.

El límite de Chandrasekhar surge de comparar las fuerzas gravitatorias con un$n=3$ politropo (vea esta buena herramienta del Dr. Bradley Meyer en la Universidad de Clemson sobre politropos): los politropos básicamente significan$P=k\rho^{\gamma}$dónde$P$es la presión,$k$alguna constante,$\rho$la densidad de masa y$\gamma$el índice adiabático.

Es decir, para encontrar el límite, necesita usar la presión hidrostática,

La masa de Chandrasekhar no es la línea divisoria entre esos remanentes estelares que se convertirán en agujeros negros y aquellos que se convertirán en otra cosa.

Una enana blanca fría y compacta (es decir, una enana soportada por la presión de degeneración de electrones) puede volverse inestable y colapsar cerca del valor de$M_{Ch}=1.44(\mu_e/2)^{-2}M_{\odot}$, dónde$\mu_{e}$es el número de unidades de masa por electrón libre ($\mu_e=2$para Carbono u Oxígeno) y se deriva usando mecánica newtoniana simple. [De hecho, es probable que la masa de Chandrasekhar sea menor debido a (i) las correcciones electrostáticas de Coulomb en la ecuación de estado; (ii) inestabilidad inducida por decaimiento beta inverso y/o (iii) inestabilidad relativista general a densidad finita]. De todos modos, probablemente sea entre 1,3 y 1,4 masas solares para una WD de carbono/oxígeno. Si una enana blanca ganara más masa que esta, explotaría como una supernova de tipo Ia o colapsaría para formar una estrella de neutrones estable (p. ej., Fryer et al. 1999 ); y ciertamente no formaría un agujero negro.

El escenario descrito en la pregunta es el de una estrella que forma un núcleo de hierro. En este caso$\mu_e =56/26$y$M_{Ch}$calculado a partir de la presión de degeneración de electrones ideal es más como 1.24$M_{\odot}$y reducido aún más a 1.06$M_{\odot}$por la inestabilidad de la desintegración beta inversa. (por ejemplo, Boshkayev et al. 2018 ).

Si el núcleo excede este valor, colapsará, pero eso no significa que se formará un agujero negro. El resultado más probable, al menos para las masas progenitoras$<20-30M_{\odot}$puede ser la formación de una estrella de neutrones sustentada por la fuerte repulsión nuclear entre neutrones estrechamente empaquetados. La línea divisoria entre los objetos que se convierten en agujeros negros y los que se convierten en estrellas de neutrones es muy incierta y puede depender en gran medida de otros factores como la rotación.