Если звезда имеет массу больше предела Чандрасекара, она обязательно станет в будущем черной дырой или для нее нужно удовлетворять дополнительным условиям? Позволь мне объяснить. Предположим, что коллапс звезды происходит через образование промежуточной стадии нейтронной звезды. Возможно ли, что нейтронная звезда навсегда останется стабильной и перестанет развиваться в черную дыру в будущем?
Примечание по терминологии: предел Чандрасекара . для электронно-вырожденной материи. Аналогичный предел для нейтронно-вырожденного вещества, , назван в честь Толмана, Оппенгеймера и Волкова . У нас гораздо меньше уверенности в нашей оценке предела TOV, чем в пределе Чандрасекара, потому что мы знаем меньше об уравнении состояния для нейтронно-вырожденной материи, чем для электронно-вырожденной материи.
Нам известны несколько стабильных нейтронных звезд с массами ; в статье Википедии, указанной выше, есть неполный список. Но я подозреваю, что вы спрашивали об устойчивости нейтронных звезд с массами выше .
В литературе высказываются предположения о возможном существовании кварковых звезд , в которых растворяются нуклонные степени свободы и звезда поддерживается давлением вырождения среди свободных кварков. В принципе возможно, что нейтронная звезда, накопившая массу за может коллапсировать в кварковую звезду, аналогично коллапсу белого карлика (или электронно-вырожденного звездного ядра) в нейтронную звезду. Но об уравнении состояния кварковой материи мы знаем еще меньше, чем о нейтронной материи. Я не думаю, что известно наверняка, что предел массы кварковой звезды больше, чем предел массы нейтронной звезды. Также неизвестно, будут ли кварковые звезды состоять из верхних и нижних кварков, как обычная барионная материя, или фазовый переход приведет к образованию значительной доли странных кварков.
На странице Википедии перечислены несколько (неподтвержденных) кандидатов в кварковые звезды и описано, почему подтверждение так сложно. Вполне может быть, что кварковых звезд не существует, и сверхмассивная нейтронная звезда определенно обречена стать черной дырой.
В результате слияния нейтронных звезд GW170817 образовался объект с конечной массой . Это гравитационно-волновое событие предполагает, что новый объект коллапсирует в черную дыру в течение нескольких секунд (в отличие от миллисекунд или часов). Если вас интересуют мельчайшие подробности образования черных дыр из «сверхмассивных нейтронных звезд», это путь в литературу.
Масса Чандрасекара - это (номинальный) верхний предел массы белого карлика, поддерживаемого идеальным давлением вырождения электронов. Это около 1,4 солнечных масс для наиболее правдоподобного состава белых карликов.
В действительности белые карлики, находящиеся немного ниже этого предела, либо схлопнутся, либо взорвутся . Что произойдет, очень чувствительно зависит от детального состава белого карлика, от того, как он накапливает дополнительную массу, и от неопределенной физики пикноядерных реакций в плотных материалах.
Если белый карлик коллапсирует, он может образовать стабильную нейтронную звезду. Максимальная масса нейтронной звезды составляет где-то между 2 и 3 массами Солнца и намного больше, чем масса Чандрасекара.
Если нейтронная звезда больше не накапливает массу, то нет причин, по которым она не может оставаться стабильным объектом.
NB: Я говорю о стабильности во временных масштабах многих миллиардов лет и игнорирую такие возможности, как распад протона , который может произойти в гораздо более длительных временных масштабах.
Изолированная нейтронная звезда с массой ниже максимальной массы нейтронной звезды. стабилен и не рухнет в черную дыру. Поскольку он удерживается вместе за счет давления вырождения, он не сжигает топливо, поэтому давление не «исчерпается».
Нейтронная звезда, которая аккрецирует вещество или сливается с другой нейтронной звездой, может образовать черную дыру, если она накопит достаточно массы, чтобы стать неустойчивой.
Первоначально я написал «предел Чандрасекара», но, как указал @ProfRob, хотя это относится к белым карликам, для нейтронных звезд максимальную массу рассчитать непросто, и она зависит от уравнения состояния нейтронной звезды. Однако существует некоторая максимальная масса, которую можно поддерживать.
Что касается этого вопроса, мы не совсем уверены, станет ли она черной дырой. В худшем случае нейтронной звезде очень не повезло, и она никогда больше не встретится с другим атомом. Затем он будет медленно распадаться, подобно излучению Хокинга и квантовому туннелированию. Более того, свет может ускользнуть и от нейтронных звезд, а поскольку свет представляет собой малую часть энергии, то нейтронные звезды не только остаются на месте, но постепенно и они исчезают.
Примечание: нейтронные звезды остывают и становятся темными через очень долгое время. Однако квантовый распад и «излучение Хокинга» останутся.
Лорен Пехтель
ПрофРоб
Кевин Костлан