¿Qué tan masivo puede ser un objeto sólido frío?

Entiendo que una estrella de neutrones es lo suficientemente densa como para que agregar más materia aumente directamente la cantidad de materia degenerada, y el límite de su tamaño es de aproximadamente 1,4 masas solares.

Pero si un objeto no se formó por una explosión que lo aplasta hasta convertirlo en materia de neutrones, ¿es necesariamente así?

Dados átomos normales de cualquier especie deseada, y se apila con cuidado para que no se caliente. Cuando alcance una masa solar, ¿colapsará necesariamente en una estrella de neutrones, o puede volverse más masiva? ¿Tal objeto eventualmente colapsará catastróficamente o puede tener un núcleo de materia degenerada y un espesor sustancial de materia menos comprimida encima y materia normal encima de eso?

¿Cuál es la mayor masa posible de un objeto sólido frío? ¿Pueden ser varias masas solares?

Por frío quiero decir que no es una estrella, hinchada por el continuo consumo de energía. Sea lo que sea de lo que esté hecho, no se está "usando".

Editar

No quise desviar a la gente sobre lo que se entiende por frío . Solo quiero decir que el objeto no fue aplastado hasta convertirse en materia degenerada en un paso separado. Frío aquí simplemente significa que no comenzó a fusionarse debido al calor de formación.

¿Qué tan frío tiene que ser? Las enanas marrones podrían tener un núcleo sólido, pero tendrían fusión de deuterio.
Soy flexible en eso. Hmm, ¿y si no tuviera duterium? ¿Se derrumbaría?
No estoy seguro de eso. Sé que las enanas marrones finalmente se quedan sin deuterio, pero no estoy lo suficientemente familiarizado con ellas para saber qué sucede entonces.
¡Pero una enana marrón no tendría 2 o 4 masas solares!
No, tengo mis dudas de que algo tan grande sea frío en cualquier tramo del plazo, pero estoy investigando un poco.
Bien, parece que cuando las enanas marrones se quedan sin deuterio simplemente se enfrían, así que no hay problema. Sin embargo, no creo que algo con más de 75 masas de Júpiter pueda considerarse genial. Dejaré una respuesta para aquellos más informados que yo.
@ named2voyage Según tengo entendido, después de que termina la fusión de deuterio, comienza la quema de litio. Después de que termina, la enana marrón comienza a contraerse nuevamente hasta que es apoyada por la presión de degeneración de electrones en su núcleo. En ese punto, alcanza aproximadamente su radio final, pero continuará enfriándose e irradiando energía térmica.
El 1.4 METRO ⊙ El límite TOV para estrellas de neutrones podría considerarse como el límite porque tiene en cuenta la presión de degeneración de neutrones, no la presión de degeneración de electrones. Tal como lo entiendo, las estrellas de quark u otras estrellas exóticas pueden ser más masivas y respaldadas por otros tipos de presión de degeneración, pero eso es un enorme "poder".
Realmente no entiendo la pregunta aquí. La materia degenerada puede formarse a partir de altas densidades o bajas temperaturas. Por lo tanto, puede ser extremadamente caliente si se forma a partir de la densidad, o extremadamente frío si se forma a partir de bajas temperaturas.
Sólo un pequeño punto, el 1.4 METRO ⊙ parece ser una referencia al límite de Chandrasekhar para enanas blancas respaldadas por la presión de degeneración de electrones. Las estrellas de neutrones, por supuesto, están respaldadas por la presión de degeneración de neutrones y tienen un límite de masa superior descrito por el límite TOV que varía de 1.5 METRO ⊙ a 3.0 METRO ⊙ , dependiendo de la ecuación de estado que elija (actualmente no se sabe qué EOS es correcto).
Creo que también debe haber una buena definición de lo que significa "frío" y, más específicamente, cómo se define "temperatura". Hay muchas formas de considerar el concepto de temperatura en grandes planetas y estrellas y no todas son equivalentes.
@zephyr Tienes razón sobre el límite; eso es un error tipográfico de mi parte.

Respuestas (1)

No se puede tener una gran masa de materia "normal" que esté fría y en equilibrio. La materia fría colapsará hacia su configuración de densidad de energía mínima. Para masas por debajo de la "masa de Chandrasekhar", de aproximadamente 1.4 METRO ⊙ para las composiciones más comunes, será una enana blanca sostenida por la presión de degeneración de electrones. Para masas más grandes, será una estrella de neutrones de mayor densidad.

Vale la pena señalar que una enana blanca de hidrógeno teóricamente podría ser soportada por la presión de degeneración de electrones hasta masas mucho más altas. Sin embargo, inevitablemente habrá fusión nuclear, incluso en material frío, porque a altas densidades se obtienen reacciones "picnonucleares" que fusionarán el hidrógeno en helio.

El límite de la masa de la estrella de neutrones es al menos 2 METRO ⊙ , ya que al menos dos han medido masas tan grandes como esta (por ejemplo, Demorest et al. 2010 ).

La respuesta a su pregunta es la misma que la respuesta a cuál es la masa máxima de una estrella de neutrones/quarks, ya que si comprime materia de cualquier tipo, esto es en última instancia en lo que se convertirá.

La respuesta a esta pregunta también se desconoce y depende de la ecuación de estado incierta (la relación entre presión, densidad y composición) a densidades ultraaltas, pero debe estar en algún lugar entre la 2 METRO ⊙ mencioné anteriormente y un límite superior de alrededor 3.5 METRO ⊙ , que viene impuesta por la Relatividad General y una ecuación de estado donde la velocidad del sonido es igual a la velocidad de la luz (la ecuación de estado más dura posible).

Si estos objetos altamente comprimidos son "sólidos" también es un tema de debate e investigación. La imagen convencional de una enana blanca antigua es que, de hecho, es un sólido cristalino. Es casi seguro que la mayor parte del interior de las estrellas de neutrones de masa moderada es un fluido de neutrones junto con algunos protones y electrones. Los neutrones pueden solidificarse a densidades muy altas y se cree que esta es una de las opciones "más difíciles" para la ecuación de estado.

Para responder a un comentario de @zephyr: frío en este contexto significa que las energías de Fermi de las especies de fermiones degeneradas son mucho más altas que k T . Las enanas blancas y las estrellas de neutrones (más viejas que unos pocos segundos) son "frías", a pesar de tener temperaturas interiores, en el caso de estas últimas, de mil millones de grados. Hacerlas aún más frías no cambia el tamaño/densidad del objeto, pero permite que cristalice el interior de una enana blanca.

Entonces, si acumulas materia normal, ¿obtienes necesariamente una enana blanca (o negra)? ¿No puede tener un gradiente de densidad más bajo que no sea la forma en que lo hace una estrella con el calor generado?
@JDługos Las enanas blancas y las estrellas de neutrones están hechas de "materia normal".
He aceptado alrededor de 1/3 de las preguntas que he publicado aquí, pero el número total que he hecho es demasiado pequeño para obtener estadísticas significativas. En este caso, el material de la estrella de neutrones no es lo que yo llamo "materia normal", como se indica claramente en el OP. Si tal materia exótica es "sólida" o no, no tiene nada que ver con lo que estaba preguntando.
@JDługosz si crea un objeto frío grande, necesariamente colapsará a su configuración de densidad de energía mínima. que por material > 1.4 METRO ⊙ es una estrella de neutrones, y para una masa mayor que entre 2 y 3,5 masas solares es un agujero negro. No se puede tener una gran masa de "materia normal" que esté fría y en equilibrio.
¿Qué tan masivo puede ser un objeto sólido frío?
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