¿Una estrella de neutrones colapsará siempre en un agujero negro en el futuro?

Nota terminológica: el límite de Chandrasekhar $M_C \approx 1.4 M_\text{sun}$es para materia degenerada de electrones. El límite análogo para la materia degenerada por neutrones,$M_\text{TOV} \sim 2.5 M_\text{sun}$, lleva el nombre de Tolman, Oppenheimer y Volkoff . Tenemos mucha menos confianza en nuestra estimación del límite TOV que en el límite de Chandrasekhar, porque sabemos menos sobre la ecuación de estado para la materia degenerada por neutrones que sobre la materia degenerada por electrones.

Somos conscientes de varias estrellas de neutrones estables con masas$M_C < M_\text{object}$; hay una lista parcial en el artículo de Wikipedia vinculado anteriormente. Pero sospecho que estabas preguntando sobre la estabilidad de las estrellas de neutrones con masas superiores$M_\text{TOV}$.

Hay especulaciones en la literatura sobre la posible existencia de estrellas de quarks , en las que los grados de libertad del nucleón se disuelven y la estrella se sostiene por la presión de degeneración entre los quarks libres. En principio, es posible que una estrella de neutrones que haya acumulado masa más allá$M_\text{TOV}$podría colapsar a una estrella de quark, de manera análoga al colapso de una enana blanca (o de un núcleo estelar degenerado de electrones) a una estrella de neutrones. Pero sabemos aún menos sobre la ecuación de estado de la materia de quarks que de la materia de neutrones. No creo que se sepa con certeza que el límite de masa de una estrella de quark sea mayor que el límite de masa de una estrella de neutrones. También se desconoce si las estrellas de quarks consistirían en quarks arriba y abajo, como la materia bariónica normal, o si la transición de fase produciría una fracción sustancial de quarks extraños.

La página de Wikipedia enumera una serie de candidatos a estrellas de quarks (no confirmados) y describe por qué la confirmación es tan difícil. Es muy posible que las estrellas de quarks no existan y que una estrella de neutrones demasiado masiva esté definitivamente condenada a convertirse en un agujero negro.

El evento de fusión de estrellas de neutrones GW170817 produjo un objeto con masa final$2.74^{+0.04}_{-0.01}M_\text{sun}$. Ese evento de onda gravitacional sugirió que el nuevo objeto colapsó en un agujero negro en una escala de tiempo de unos pocos segundos (en lugar de milisegundos u horas). Si está interesado en los detalles esenciales de la formación de agujeros negros a partir de "estrellas de neutrones supermasivas", ese sería un camino hacia la literatura.

La masa de Chandrasekhar es un límite superior (nominal) para la masa de una enana blanca soportada por una presión de degeneración de electrones ideal. Se trata de 1,4 masas solares para la mayoría de las composiciones plausibles de enanas blancas.

En realidad, las enanas blancas que están un poco por debajo de este límite colapsarán o explotarán . Lo que suceda depende en gran medida de la composición detallada de la enana blanca, cómo acumula la masa adicional y la física incierta de las reacciones picnonucleares en materiales densos.

Si la enana blanca colapsa, es probable que forme una estrella de neutrones estable. La masa máxima de una estrella de neutrones está entre 2 y 3 masas solares y mucho más grande que la masa de Chandrasekhar.

Si la estrella de neutrones no acumula más masa, entonces no hay razón por la que no pueda permanecer como un objeto estable.

NB: Estoy hablando de estable en escalas de tiempo de muchos miles de millones de años e ignorando posibilidades como la descomposición de protones que podría ocurrir en escalas de tiempo mucho más largas.

Una estrella de neutrones aislada con una masa por debajo de la masa máxima de una estrella de neutrones$^\star$es estable y no colapsará en un agujero negro. Dado que se mantiene unido por la presión de degeneración, no está quemando combustible, por lo que no se "agotará" la presión.

Una estrella de neutrones que acumula materia o que se fusiona con otra estrella de neutrones puede formar un agujero negro, si acumula suficiente masa para que ya no sea estable.

$^\star$Originalmente escribí "Límite de Chandrasekhar", pero como señaló @ProfRob, si bien esto se aplica a las enanas blancas, para las estrellas de neutrones, la masa máxima no es fácil de calcular y depende de la ecuación de estado de la estrella de neutrones. Sin embargo, hay cierta masa máxima que se puede soportar.

Para esta pregunta, no estamos completamente seguros de si se convertirá en un agujero negro. En el peor de los casos, la estrella de neutrones tiene muy mala suerte y nunca vuelve a encontrarse con otro átomo. Luego, decaerá lentamente, de forma similar a la radiación de Hawking y al Túnel Cuántico. Además, la luz también puede escapar de las estrellas de neutrones, y como la luz es una pequeña porción de energía, no solo las estrellas de neutrones se quedan, también desaparecerán gradualmente.

Nota: las estrellas de neutrones se enfriarán y se oscurecerán después de mucho tiempo. Sin embargo, la desintegración cuántica y la 'radiación de Hawking' aún permanecerán.