¿Cuál es el límite de masa inferior teórico para una estrella de neutrones gravitacionalmente estable?

Creemos que la mayoría de las estrellas de neutrones se producen en los núcleos de estrellas masivas y resultan del colapso de un núcleo que ya tiene una masa de$\sim 1.1-1.2 M_{\odot}$y, como resultado, hay una masa mínima observada para las estrellas de neutrones de aproximadamente$1.2M_{\odot}$(ver por ejemplo Ozel et al. 2012 ). Actualización: la masa más pequeña y medida con precisión para una estrella de neutrones ahora es$1.174 \pm 0.004 M_{\odot}$- Martínez et al. (2015) .

El mismo artículo también muestra que parece haber una brecha entre las masas máximas de las estrellas de neutrones y la masa mínima de los agujeros negros.

Tiene razón en que el pensamiento actual es que el límite inferior en las masas observadas de estrellas de neutrones y agujeros negros es el resultado del proceso de formación en lugar de cualquier límite físico (por ejemplo , Belczynski et al. 2012 [gracias Kyle]).

En teoría, podría existir una estrella de neutrones estable con una masa mucho menor, si se pudiera encontrar una forma de formarla (¿quizás en una estrella de neutrones binaria cercana donde un componente pierde masa frente al otro antes de una fusión?). Si uno simplemente asume que de alguna manera podría evolucionar material a una densidad gradualmente creciente de alguna manera cuasiestática para que alcance un equilibrio estadístico nuclear en cada punto, entonces uno puede usar la ecuación de estado de dicho material para encontrar el rango de densidades dónde$\partial M/\partial \rho$es positivo. Esta es una condición necesaria (aunque no del todo suficiente) para la estabilidad y se complicaría con la rotación, así que ignoremos eso.

La ecuación de estado de temperatura cero "Harrison-Wheeler" (presión ideal de degeneración de electrones/neutrones, más equilibrio estadístico nuclear) da una masa estable mínima de 0,19$M_{\odot}$, una densidad central mínima de$2.5\times10^{16}$kg/m3$^3$y un radio de 250 km. ( Colpi et al. 1993 ). Sin embargo, el mismo documento muestra que esto depende de los detalles de la ecuación de estado adoptada. El Baym-Pethick-Sutherland EOS les da una masa mínima de 0,09$M_{\odot}$y densidad central de$1.5\times10^{17}$kg/m3$^3$. Ambos cálculos ignoran la Relatividad General.

Cálculos más modernos (que incorporan GR, por ejemplo, Bordbar & Hayti 2006 ) obtienen una masa mínima de 0,1$M_{\odot}$y afirmar que esto es insensible a la EOS en particular. Esto es apoyado por Potekhin et al. (2013) , quienes encuentran$0.087 < M_{\rm min}/M_{\odot} < 0.093$para EOS con un rango de "dureza". Por otro lado Belvedere et al. (2014) encontrar$M_{\rm min}=0.18M_{\odot}$con una EOS aún más difícil.

Un artículo de Burgio & Schulze (2010) muestra que la masa mínima correspondiente para material caliente con neutrinos atrapados en el centro de una supernova es más como 1$M_{\odot}$. Así que este es el punto clave: aunque podrían existir estrellas de neutrones de baja masa , es imposible producirlas en los núcleos de las supernovas.

Editar: pensé en agregar una breve razón cualitativa por la cual las estrellas de neutrones de menor masa no pueden existir. La causa fundamental es que para una estrella sustentada por una ecuación de estado politrópica$P \propto \rho^{\alpha}$, es bien sabido que la energía de enlace es solo negativa,$\partial M/\partial \rho>0$y el establo estelar, si$\alpha>4/3$. Esto se modifica un poco para GR, muy aproximadamente$\alpha > 4/3 + 2.25GM/Rc^2$. A densidades de$\sim 10^{17}$kg/m3$^3$la estrella puede ser soportada por una presión de degeneración de neutrones no relativista con$\alpha \sim 5/3$. Las estrellas de neutrones de menor masa tendrán radios más grandes ($R \propto M^{-1/3}$), pero si las densidades caen demasiado, entonces es energéticamente favorable que los protones y los neutrones se combinen en núcleos ricos en neutrones; eliminando neutrones libres, reduciendo$\alpha$y producir electrones libres relativistas a través de la desintegración beta. Eventualmente, la ecuación de estado queda dominada por los electrones libres con$\alpha=4/3$, suavizado aún más por la desintegración beta inversa, y la estabilidad se vuelve imposible.