Как мы можем определить внутреннюю структуру звезды на расстоянии?

Нам не нужно «наблюдать» внутреннюю структуру звезды, чтобы знать, станут ли они белыми карликами или нейтронными звездами. вопрос только в том, чтобы найти массу их звезд-прародителей.

Я думаю, вас может смутить предел Чандрасекара, который дает вам только верхний предел массы белого карлика или нижний предел массы нейтронной звезды. Ваше замешательство заключается в том, что вы думаете, что 1,44$M_{\odot}$цифра, используемая в качестве верхней границы для белого карлика и в качестве нижней границы для нейтронной звезды, используется для различения звезд-прародителей, которым суждено превратиться в любую из них. Нейтронную звезду и белых карликов можно понимать как «последние» трупы мертвых звезд, а не звезд-прародителей, о которых вы спрашиваете.

Ответ на ваш вопрос заключается в том, что только звезды-прародители массивнее 8$M_{\odot}$-10$M_{\odot}$станут нейтронными звездами. Это связано с тем, что только достаточно массивные звезды будут иметь достаточно высокие температуры и давления в своих ядрах, чтобы вызвать горение углерода и кислорода внутри их ядер. Это сжигание в конечном итоге приведет к массивному железному сердечнику (1,44$M_{\odot}$масса), которая сколлапсирует в нейтронную звезду.

Звезды светлее 8$M_{\odot}$не будут сжигать углерод и кислород, а вместо этого сбросят свои водородные и гелиевые слои и оставят после себя холодную углеродно-кислородную звезду, называемую белым карликом.

Также существует «серая зона» между 8$M_{\odot}$- 10$M_{\odot}$это может привести либо к массивному белому карлику, либо к нейтронной звезде. Такой массивный белый карлик мог сжечь свой углеродный слой, но не имел достаточной массы, чтобы сжечь свой кислородный слой, оставив после себя массивного кислородно-неоново-магниевого белого карлика.

Теперь о вычислении их масс. До того, как звезды превратятся в белых карликов или нейтронных звезд, их массы будут более или менее постоянными после того, как они войдут в фазу главной последовательности. Итак, номер 8$M_{\odot}$звезда будет продолжать иметь эту массу в любой точке цикла своей главной последовательности. Таким образом, возникает вопрос о том, как рассчитать их массы. Существуют разные методы, вероятно, самый интуитивный и простой: если звезда находится в двойной системе, можно использовать ньютоновскую механику для определения массы.

РЕДАКТИРОВАТЬ: Отредактировал некоторые вещи вместо комментария Роберта Джеффриса.

В астрофизике отношение масса-светимость представляет собой уравнение, определяющее связь между массой звезды и ее светимостью. Связь представлена ​​уравнением:

$$\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^a$$ где L⊙ и M⊙ — светимость и масса Солнца, 1 < a < 6.[1] Значение a = 3,5 обычно используется для звезд главной последовательности.[2] Это уравнение и обычное значение a = 3,5 применимы только к звездам главной последовательности с массами 2M⊙ < M < 20M⊙ и не применимы к красным гигантам или белым карликам. Когда звезда приближается к светимости Эддингтона, тогда a = 1.

Таким образом, соотношения для звезд с разными диапазонами масс в хорошем приближении выглядят следующим образом:

$$\frac{L}{L_{\odot}} \approx .23\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{2.3} \qquad (M < .43M_{\odot})$$ $$\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^4 \qquad\qquad (.43M_{\odot} < M < 2M_{\odot})$$ $$\frac{L}{L_{\odot}} \approx 1.5\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{3.5} \qquad (2M_{\odot} < M < 20M_{\odot})$$ $$\frac{L}{L_{\odot}} \approx 3200 \frac{M}{M_{\odot}} \qquad (M > 20M_{\odot})$$

Это не я; это Википедия .