¿Puede una estrella de neutrones tener menos de 1,44 masas solares (el límite de Chandrasekhar)? ¿Por qué no?

Aprendí que el límite de Chandrasekhar es el límite SUPERIOR, en términos de masa, para una enana blanca...

Pero, nunca he oído que una estrella de neutrones esté POR DEBAJO de esa masa, así que me he preguntado, recientemente, si ese también es un límite INFERIOR para las estrellas de neutrones...

Supongo que los protones y electrones aplastados de los que está hecha la estrella de neutrones podrían perder su 'degeneración', si el potencial gravitatorio es (o se vuelve) lo suficientemente bajo, y la estrella podría 'esfumarse' (o la prueba retrocede). ) a una enana blanca...

¿Se ha sabido que esto suceda alguna vez?

¿Puede una estrella de neutrones experimentar la radiación de Hawking y perder masa, como un agujero negro?

Si los agujeros negros pueden, al menos teóricamente, existir en masas muy pequeñas siempre que sean lo suficientemente pequeños voluminosamente (compactados dentro de sus radios Swarzschild o Kerr), ¿por qué no pueden existir las estrellas de neutrones?

Los binarios NS-BH pueden hacer que el componente NS pierda masa por debajo del límite de Chandrasekhar. Vea esta pregunta de Physics SE.
Necesita un horizonte de eventos para la radiación de Hawking. OTOH, las estrellas de neutrones calientes irradian EM como lo hace cualquier cuerpo caliente, y pueden perder energía a través de interacciones electromagnéticas con el plasma en el vecindario, pero, por supuesto, esa energía es bastante pequeña en relación con su masa en reposo.
Hay una respuesta bastante informativa a continuación, y hasta ahora no veo ningún comentario que sugiera lo contrario. Comencé una campaña para buscar entre mis preguntas antiguas que tienen respuestas pero ninguna aceptada todavía para ver si puedo aumentar mi tasa de aceptación (objetivo personal). Vea mi respuesta a ¿Por qué los que hacen preguntas no aceptan respuestas?

Respuestas (1)

Varias estrellas de neutrones en sistemas binarios han medido masas por debajo de 1.44 METRO ⊙ (por ejemplo, un púlsar de masa 1.251 ± 0.021 METRO ⊙ , McKee et al. 2020 ). Creo que el actual contendiente de menor masa es 1.174 ± 0.004 METRO ⊙ ( Martinez et al. (2015) . Vea el gráfico a continuación con una representación pictórica del estado actual de las mediciones de masa de estrellas de neutrones de Horvath et al. (2020) . Convenientemente, la línea vertical es, creo, alrededor de 1,4 masas solares.

de Horvath et al. (2020)

La masa de Chandrasekhar para una bola de hierro en el centro de una supernova de colapso del núcleo se parece más a 1.15 METRO ⊙ porque el hierro ionizado tiene 2,15 unidades de masa por electrón, en lugar de las 2 del carbono o el oxígeno, y porque la energía de los electrones necesaria para neutronizar el hierro es mucho menor que la del carbono y el oxígeno.

El límite inferior teórico de la masa de la estrella de neutrones es de aproximadamente 0.1 − 0.2 METRO ⊙ , pero ninguno se ha observado a continuación 1 METRO ⊙ y no hay ningún mecanismo astrofísico conocido para producirlos. Una respuesta mucho más completa a esta última parte, que no cortaré y pegaré aquí, se puede encontrar en Physics SE . En resumen, el límite inferior surge porque el índice adiabático del material en el interior cae por debajo de 4/3 (debido al decaimiento beta inverso, la formación de núcleos pesados ​​ricos en neutrones y la desaparición de algunos neutrones libres) y el material es demasiado comprimible. para formar una estrella estable con una energía de enlace negativa.

¿Cuán fuertemente depende la masa inferior teórica de los NS de la ecuación de estado nuclear (incierta)? ¿Y tiene una fuente para este límite inferior teórico?
@DaddyKropotkin, el enlace a la respuesta mucho más completa que di en Physics SE contiene muchas referencias a los artículos de revistas relevantes. Tiene muy poco que ver con la estrella de neutrones EOS porque la densidad de la "estrella de neutrones" está muy por debajo de la de la materia nuclear en estas masas.
@DaddyKropotkin o al menos las incertidumbres de EOS no son las mismas que son problemáticas para determinar los radios NS o la masa máxima de las estrellas de neutrones. Son incertidumbres en la EOS del material de la "corteza" de la estrella de neutrones. Además, la rotación jugaría un papel.
Acabo de ver tu actualización y he actualizado allí en consecuencia :-)
ProfRob, ¿entonces el límite de 1,4 se refiere a la primera población? En otras palabras, el límite depende de la composición, no solo de la masa, ¿y esto debido al diferente comportamiento de los elementos?
@Alchamista La "masa de Chandrasekhar" siempre ha dependido de la composición, incluso en los documentos originales de la década de 1930. Depende del número de electrones que tenga por unidad de masa en el gas. Sin embargo, el límite superior real también puede depender de los umbrales de energía para la desintegración beta inversa, la fotodesintegración o las reacciones piconucleares, todas las cuales tienen lugar a una densidad finita con una masa ligeramente inferior (por ejemplo, 1,38 masas solares para una composición de carbono).
¿Puede una estrella de neutrones tener menos de 1,44 masas solares (el límite de Chandrasekhar)? ¿Por qué no?
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