Mi comprensión de las supernovas de Tipo Ia es que se espera que, en la mayoría de los casos, destruyan la(s) enana(s) blanca(s) que entraron en ellas, sin dejar remanentes de alta densidad (es decir, sin enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro). Se espera que las colisiones agujero negro/agujero negro dejen atrás un agujero negro, por supuesto, con menos masa que la suma de las masas de los agujeros negros que entraron en la colisión . ¿Esperamos que una kilonova deje atrás nada más que gas y radiación o algún tipo de remanente estelar? Si deja un remanente, ¿qué clase esperamos que sea (enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro) y qué masa? La adición de masa parece redundante, pero las líneas divisorias entre las masas de estos objetos se basan en los límites superiores de la masa de la clase menos densa (límite de Chandrasekhar para enanas blancas, límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para estrellas de neutrones), y en realidad no se aplican como límites inferiores para la masa de la clase de alta densidad. Por ejemplo, las estrellas de neutrones a veces se denominan núcleos gigantes , lo que pondría el límite inferior de su masa en o unidades de masa atómica, dependiendo de si la presencia de un neutrón y la estabilidad a la desintegración radiactiva son requisitos. Sí, en esos momentos la gente está siendo poética debido a la diferencia en los mecanismos de estabilización (gravedad versus fuerzas nucleares), pero el punto sigue siendo que es posible que una estrella de neutrones sea teóricamente estable a menos de . El único límite inferior de la masa del agujero negro que conozco sería el límite de vida de la evaporación del agujero negro .
Dicho de otra manera, ¿creemos que la densidad en cualquier punto de cualquiera de las estrellas de neutrones inspiradoras es lo suficientemente alta como para formar un horizonte de eventos? Si eso sucede, parece una forma plausible de producir agujeros negros que son más pequeños que los producidos por el colapso del núcleo de las supernovas , algo así como la forma en que se puede lograr la masa crítica para las bombas atómicas reuniendo suficiente material fisionable o comprimiendo el material disponible lo suficiente. (por ejemplo, el mecanismo de detonación del hombre gordo frente al del niño pequeño ).
Creo que, en general, se espera que la fusión de dos estrellas de neutrones conduzca a la formación de un agujero negro. Lo que es más incierto es si ese agujero negro se forma de inmediato, o si se forma un estado intermedio de una estrella de neutrones hiper (/ supra) masiva (ver, por ejemplo, Sec IIC de Hotokezaka et al , PRD, 044026, 2013 para una definición de hipermasivo y estrellas de neutrones supermasivas), que luego colapsa en un agujero negro después de un corto tiempo. Algunos artículos que analizan la estabilidad de tales estrellas de neutrones hipermasivas formadas a partir de una fusión binaria son - 1 , 2 , 3 y 4(consulte las referencias y citas de ellos para obtener más información). En las primeras tres referencias, creo que se espera el colapso de un agujero negro en un segundo (consulte la Tabla 2 en Hotokezaka et al , PRD, 044026, 2013 para conocer los tiempos de vida esperados antes del colapso para varias ecuaciones de estado y masas de estrellas de neutrones), mientras que en el último se encuentran un rango de tiempos de colapso desde fracciones de segundo hasta varias decenas de miles de segundos.
Una búsqueda de un remanente posterior a la fusión de la fusión binaria de estrellas de neutrones GW170817 ahora está disponible aquí . En la introducción de este documento se describen con más detalle algunas de las posibilidades remanentes posteriores a la fusión que mencioné anteriormente. Las búsquedas no encuentran ninguna evidencia de una señal, pero dada su sensibilidad, esto no es sorprendente (¡requerirían más que la masa total del sistema para haberse convertido en ondas gravitacionales para ver algo!)
Phil N De Blanc
ACAC
ProfRob
Sean lago