Для коллапсирующей звезды при какой массе неизбежно образование черной дыры?

Не уверен, насколько всеобъемлющим это будет, но оно укажет на то, что известно, и различные ссылки.

Предел TOV для нейтронных звезд был впервые разработан примерно в 1939 году и составлял 0,7 массы Солнца. Более поздние оценки приводят к 1,5-3 массам Солнца в 1996 г., что объясняет сильное взаимодействие (см. ссылку 1 в вики-статье с приведенным выше URL, I. Bombaci (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия. и астрофизики, 305: 871–877. Бибкод: 1996A&A...305..871B).

Были также некоторые расчеты того, что она может стать более массивной, превратившись в кварковую звезду, и на самом деле это может произойти в области ядра нейтронной звезды — маловероятно, что кварки могут быть внешней областью, поскольку предполагается, что они не были бы стабильны в контакте с пустым пространством, так что они были бы либо странной кварковой материей (т. е. из странных кварков), либо просто возможной в областях ядра, так что они были бы сверхплотными нейтронными звездами .

Механизм всегда коллапс, а затем возможность равновесной конфигурации для нейтронно-вырожденного вещества. Уравнения состояния для них малоизвестны. Понимание состоит в том, что предел может быть в 3-5 солнечных масс, но это не окончательный вывод. См. сюжет в этой вики-статье для возможных состояний равновесия, без включенных возможностей кварковых звезд и предела LOV - Ландау вместо Толмана).

Статья в Википедии цитирует Кэрролла как ссылку на вывод о том, что ни один известный механизм не может остановить коллапс, хотя точный предел массы неизвестен. Обратите внимание, что при взрывах сверхновых массы, даже превышающие примерно 20 солнечных масс, могут оставить оставшийся объект не намного больше, чем 5 солнечных масс, поэтому конечное состояние ограничено вырождением или сильным силовым давлением, сам коллапс может варьироваться.

Это зависит от того, что вы подразумеваете под «звездой». Действительно, у нейтронной звезды есть максимальная масса. Это должно быть не менее 2 солнечных масс, так как теперь есть два примера с измеренными массами около этого значения - PSR 1614-2230 при$1.97\pm0.04\ M_{\odot}$( Деморест и др. 2010 ) и PSR J0348+0342 на$2.01\pm 0.04\ M_{\odot}$( Антониадис и др., 2013 ).

Точное значение зависит от очень неопределенного уравнения состояния нуклонной материи при высоких плотностях.

Более «жесткие» уравнения состояния могут поддерживать более массивные нейтронные звезды. Это могло бы иметь место, если бы нейтроны сохраняли свою идентичность при плотности, намного превышающей плотность ядерной материи, где сильное взаимодействие становится очень отталкивающим. В качестве альтернативы нейтроны могут претерпевать фазовый переход в гиперзвуковую или даже кварковую материю. Это смягчит уравнение состояния, что приведет к меньшей максимальной массе.

Крайний верхний предел находится путем экстраполяции хорошо известного уравнения состояния (например, жидкости n, p, e при субъядерных плотностях) до$P=\rho c^2$при высокой плотности (предел, установленный причинно-следственной связью, где скорость звука$c$) и решение уравнения гидростатического равновесия Толмена-Оппенгеймера-Волхоффа в условиях ОТО. Звезда становится нестабильной при конечной плотности с максимальной массой около 3,5 солнечных масс, которую можно немного увеличить за счет быстрого вращения.

Физически здесь происходит то, что добавление частицам все большего и большего импульса для обеспечения требуемых все более и более высоких центральных давлений в конечном счете контрпродуктивно, потому что в ОТО это дополнительное давление и импульс просто добавляются к гравитационному полю, сокрушающему гравитационное поле. звезда внутрь.

Таким образом, предел находится где-то между 2 и 3,5 массами Солнца. Примечательно, однако, что нет убедительных кандидатов в черные дыры с массами ниже 4 масс Солнца (см. Озел и др., 2012 ). Пока неясно, связано ли это с тем, что они не образуются или их не видели, но существует разрыв в измеренных массах компактных объектов между 2 и 4 массами Солнца.

Конечно, есть много «нормальных» звезд с массой выше этих пределов. Это звезды, поддерживаемые нормальным давлением газа, а ядерные реакции нагревают их недра. Конечные фазы жизни массивной звезды включают в себя потерю большого количества массы ветром и последнюю сверхновую. Упомянутые выше пределы массы относятся к инертному ядру звезды после прекращения ядерных реакций и сдувания оболочки в виде сверхновой. Часто это предотвратило бы образование черной дыры (оценки разнятся, но для этого может потребоваться звезда начальной массы$>25$солнечной массы для образования черной дыры), поэтому они относительно редки (хотя могут быть$\sim 10^8$в нашей Галактике, и их также почти невозможно обнаружить, кроме как в тесных двойных системах).