Каков теоретический нижний предел массы гравитационно стабильной нейтронной звезды?

Мы думаем, что большинство нейтронных звезд рождаются в ядрах массивных звезд и являются результатом коллапса ядра, которое уже имеет массу$\sim 1.1-1.2 M_{\odot}$и поэтому в результате минимальная наблюдаемая масса нейтронных звезд составляет около$1.2M_{\odot}$(см., например , Ozel et al. 2012 ). Обновление - наименьшая, точно измеренная масса нейтронной звезды теперь$1.174 \pm 0.004 M_{\odot}$- Мартинес и др. (2015) .

В той же статье также показано, что существует разрыв между максимальной массой нейтронных звезд и минимальной массой черных дыр.

Вы правы в том, что в настоящее время считается, что нижний предел наблюдаемых масс нейтронных звезд и черных дыр является результатом процесса формирования, а не каким-либо физическим пределом (например , Белчински и др., 2012 [спасибо Кайлу]).

Теоретически стабильная нейтронная звезда могла бы существовать с гораздо меньшей массой, если бы удалось разработать способ ее формирования (возможно, в тесной двойной нейтронной звезде, где один компонент теряет массу перед слиянием с другим?). Если просто предположить, что вы можете каким-то образом эволюционировать материал с постепенно увеличивающейся плотностью каким-то квазистатическим способом, так что он достигает ядерного статистического равновесия в каждой точке, то можно использовать уравнение состояния такого материала, чтобы найти диапазон плотностей куда$\partial M/\partial \rho$положительный. Это необходимое (хотя и не совсем достаточное) условие устойчивости, и оно осложнилось бы вращением, так что давайте его проигнорируем.

Уравнение состояния Харрисона-Уилера при нулевой температуре (идеальное давление вырождения электронов и нейтронов плюс ядерное статистическое равновесие) дает минимальную стабильную массу 0,19.$M_{\odot}$, минимальная центральная плотность$2.5\times10^{16}$кг/м$^3$и радиусом 250 км. ( Колпи и др., 1993 ). Однако в той же статье показано, что это зависит от деталей принятого уравнения состояния. EOS Бейма-Петика-Сазерленда дает им минимальную массу 0,09.$M_{\odot}$и центральная плотность$1.5\times10^{17}$кг/м$^3$. Оба этих расчета игнорируют общую теорию относительности.

Более современные расчеты (включая ОТО, например Bordbar & Hayti 2006 ) дают минимальную массу 0,1.$M_{\odot}$и утверждают, что это нечувствительно к конкретному EOS. Это подтверждают Потехин и др. (2013) , кто находит$0.087 < M_{\rm min}/M_{\odot} < 0.093$для EOS с диапазоном «жесткости». С другой стороны, Бельведер и соавт. (2014) найти$M_{\rm min}=0.18M_{\odot}$с еще более жестким EOS.

В статье Burgio & Schulze (2010) показано, что соответствующая минимальная масса горячего материала с захваченными нейтрино в центре сверхновой больше похожа на 1$M_{\odot}$. Итак, это ключевой момент — хотя нейтронные звезды с малой массой могут существовать, их невозможно произвести в ядрах сверхновых.

Редактировать: я решил добавить краткую качественную причину, по которой нейтронные звезды с меньшей массой не могут существовать. Основная причина в том, что для звезды, поддерживаемой политропным уравнением состояния$P \propto \rho^{\alpha}$, хорошо известно, что энергия связи только отрицательна,$\partial M/\partial \rho>0$и звезда стабильная, если$\alpha>4/3$. Это немного изменено для GR - очень грубо$\alpha > 4/3 + 2.25GM/Rc^2$. При плотности$\sim 10^{17}$кг/м$^3$звезда может поддерживаться нерелятивистским давлением вырождения нейтронов с$\alpha \sim 5/3$. Нейтронные звезды с меньшей массой будут иметь больший радиус ($R \propto M^{-1/3}$), но если плотность падает слишком низко, то протонам и нейтронам энергетически выгодно объединяться в ядра, богатые нейтронами; удаление свободных нейтронов, уменьшение$\alpha$и производство релятивистских свободных электронов посредством бета-распада. В конце концов в уравнении состояния преобладают свободные электроны с$\alpha=4/3$, далее смягчается обратным бета-распадом, и стабильность становится невозможной.