Между нейтронными звездами и черными дырами

Конечно, может произойти что-то странное (буквально), что может привести к образованию стабильных звезд с массой примерно до 3 солнечных (самая высокая наблюдаемая и точная масса нейтронной звезды составляет 2 массы Солнца), но, вероятно, не намного выше.

Дело в том, что даже если вы постулируете какой-то сумасшедший материал с самым сложным уравнением состояния, общая теория относительности гарантирует, что давление в ядре звезды способствует искривлению пространства; и возрастающее давление, необходимое для поддержания более массивной звезды, фактически приводит к ее коллапсу. Точная масса этого предела зависит от вращения звезды, но я не думаю, что она может превышать 3 массы Солнца.

В настоящее время, по-видимому, существует заметный разрыв между самыми массивными нейтронными звездами и черными дырами с наименьшей массой. Либо компактные остатки не образуются (или нейтронные звезды не могут достаточно аккрецировать) в этом диапазоне масс, либо что-то мешает нам их найти (возможно, они не могут образовываться в двойных системах).

Современные знания и теории ... Предложите максимальную массу нейтронных звезд [из] около 2-3 солнечных масс, и [это] обычно предполагается, что черные дыры - это ЛЮБОЙ компактный объект выше этого, или, в более общем случае, 5 солнечных масс.

Вопрос: Может ли новая физика ввести новые популяции промежуточных объектов между 2-3 массами Солнца и 5 массами Солнца?

Иногда упоминаются экстремально компактные объекты, но... Могут ли они также увеличить предполагаемую минимальную массу черных дыр (наблюдаемую косвенно)?

Сначала я отвечу на ваш вопрос о крошечных черных дырах и на последнюю часть вашего вопроса, приведенную выше; так как эта часть ответа короткая.

Диапазон размеров объектов, задействованных в вашем вопросе, составляет почти 3,2 млн.$_\odot\!$и 5 М$_\odot$. Любые объекты в этом диапазоне масс не могут быть объяснены космологическим уравнением состояния . Я процитирую источники, подтверждающие верхний и нижний пределы, затем я обсужу теорию, лежащую в основе того, что происходит с материей в этом диапазоне масс.

Если вы принимаете эти цифры без доказательств, вы можете сэкономить много времени на чтении, пропустив три четверти этого ответа.

Цитата из Википедии: Минимальный размер звездных черных дыр составляет 5 М.$_\odot$, любые меньшие черные дыры являются гипотетическим типом черной дыры, которая образовалась вскоре после Большого Взрыва и называется первичной черной дырой . Поскольку первичные черные дыры не образовались в результате звездного гравитационного коллапса, их массы могут быть намного меньше звездной массы (ок.$2×10^{30}$кг). Хокинг подсчитал, что первичные черные дыры могут весить всего 10$^{−8}$кг, примерно вес человеческой яйцеклетки.

«Звездная черная дыра (или черная дыра звездной массы) — это черная дыра, образованная в результате гравитационного коллапса массивной звезды. Они имеют массы от примерно 5 до нескольких десятков масс Солнца . Процесс наблюдается как взрыв гиперновой или как гамма-всплеск.Эти черные дыры также называют коллапсарами.

...

Гравитационный коллапс звезды — естественный процесс, который может привести к образованию черной дыры. Оно неизбежно в конце жизни звезды, когда все источники звездной энергии исчерпаны. Если масса коллапсирующей части звезды ниже предела Толмена-Оппенгеймера-Волкова (TOV) для нейтронно-вырожденного вещества, конечным продуктом является компактная звезда — либо белый карлик (для масс ниже предела Чандрасекара ) , либо нейтронная звезда или (гипотетическая) кварковая звезда . Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел TOV, сжатие будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут нулевой объем и вокруг этой точки в пространстве не образуется черная дыра.

Максимальная масса, которой может обладать нейтронная звезда (не превращаясь в черную дыру), до конца не изучена. В 1939 году она была оценена в 0,7 массы Солнца, что было названо пределом TOV. В 1996 году по другой оценке эта верхняя масса находилась в диапазоне от 1,5 до 3 солнечных масс.

Согласно общей теории относительности, черная дыра может существовать любой массы. Чем меньше масса, тем выше должна быть плотность материи, чтобы образовалась черная дыра. (См., например, обсуждение радиуса Шварцшильда, радиуса черной дыры.) Нет известных процессов, которые могут создавать черные дыры с массой, меньшей, чем в несколько раз превышающей массу Солнца. Если такие маленькие черные дыры существуют, они, скорее всего, являются первичными черными дырами.. До 2016 года самая большая известная звездная черная дыра имела массу 15,65 ± 1,45 массы Солнца. В сентябре 2015 года в гравитационных волнах была обнаружена черная дыра массой 62 ± 4 солнечных, поскольку она образовалась в результате слияния двух черных дыр меньшего размера. По состоянию на апрель 2008 года НАСА и другие сообщили, что XTE J1650-500 является самой маленькой черной дырой, известной в настоящее время науке, с массой 3,8 массы Солнца и диаметром всего 24 километра (15 миль). Однако впоследствии это требование было отозвано. Более вероятная масса составляет 5–10 солнечных масс.

Имеются данные наблюдений для двух других типов черных дыр, которые намного массивнее звездных черных дыр. Это черные дыры промежуточной массы (в центре шаровых скоплений) и сверхмассивные черные дыры в центре Млечного Пути и других галактик».

Это устанавливает верхний предел в 5 M$_\odot$.

---

Теперь обратимся к тому, как был получен нижний предел.

• На веб-странице Википедии Stellar Mass - Properties перечислены категориальные диапазоны массы.

• В « Распределении массы нейтронной звезды » (18 ноября 2010 г.) Кизилтана, Коттаса и Торсетта они рассчитали максимальную массу нейтронной звезды на уровне 3,2 M.$_\odot\!$на странице 3:

2.3 . Максимальная масса

Масса и состав нейтронных звезд (НЗ) тесно связаны. Одним из наиболее важных эмпирических ключей, который может привести к ограничениям на широкий спектр физических процессов, является максимальная масса НЗ. Например, надежные ограничения на максимальную массу дают представление о диапазоне жизнеспособных уравнений состояния ( УС ) для материи при надъядерных плотностях.

Теоретический верхний предел первого порядка можно получить путем численного интегрирования уравнений Оппенгеймера-Волкова (также называемых уравнением Толмена-Оппенгеймера-Волкова, TOV) для УС низкой плотности в самом низком энергетическом состоянии ядер (Baym et al., 1971). ). Это дает крайнюю верхнюю границу максимальной массы НЗ при M$_{max}$~ 3,2 М$_\odot\!$(Роудс и Руффини, 1974). Любая компактная звезда, чтобы стабильно поддерживать массы за пределами этого предела, требует более сильных ядерных сил отталкивания ближнего действия, которые делают EOS более жесткими за пределами причинного предела. Для случаев, когда причинность не является обязательной (v→∞), в общей теории относительности все еще существует верхний предел ≈ 5,2 M$_\odot\!$который рассматривает сферы с одинаковой плотностью (Шапиро и Теукольский, 1983). Однако для этих случаев чрезвычайно жесткие УС, требующие, чтобы скорость звука была сверхсветовой (или сверхсветовой ) (dP/dρ ≥$c^2$) считаются нефизическими. [См.: Экзотическая материя] .

Дифференциально вращающиеся NS, которые могут поддерживать значительно большую массу, чем однородные ротаторы, могут быть временно созданы бинарными слияниями (Baumgarte et al. 2000). В то время как дифференциальное вращение обеспечивает избыточную радиальную устойчивость против коллапса, даже для умеренных магнитных полей магнитное торможение и вязкие силы неизбежно приведут дифференциально вращающиеся объекты в равномерное вращение (Шапиро 2000). Поэтому радиопульсары можно рассматривать как однородные ротаторы при расчете максимальной массы НЗ.

В то время как общая теория относительности наряду с причинным пределом установила строгий верхний предел максимальной массы НЗ на уровне ~ 3,2 M$_\odot\!$, нижняя граница в основном определяется все еще неизвестным уравнением состояния материи при этих плотностях и, следовательно, не имеет хороших ограничений. Существуют современные ЭОС с детальным включением ядерных процессов, таких как конденсация каонов и нуклон-нуклонное рассеяние, влияющих на жесткость. Эти EOS дают диапазон 1,5–2,2 M⊙ в качестве нижней границы максимальной массы NS (Thorsson et al., 1994; Kalogera & Baym, 1996). Хотя эти нижние границы максимальной массы НС подразумеваются для вариации более реалистичных УС, все еще неясно, являются ли какие-либо из этих значений предпочтительными. Поэтому,

$$\qquad\qquad\qquad\qquad\qquad\qquad\qquad\qquad M_{max} \, ∼ \, 1.5–3.2 \; \text{M}_\odot \qquad\qquad\qquad\qquad\qquad (5)$$

можно считать безопасным диапазоном максимального значения массы НЗ.

• Статья Яна ван Парадийса "Нейтронные звезды и черные дыры в рентгеновских двойных системах" (13 февраля 1998 г.) немного устарела (в отношении точных размеров и более точных уравнений рассматриваемого диапазона масс), но она содержит несколько информативных диаграмм, которые помогают понять, что масса может накапливаться только в определенных диапазонах массы.

На странице 12 есть эта схема:

«Нынешнее отсутствие знаний об EoS и соответствующие неопределенности в предсказанных массах NS показаны на рис. 1.

Рис. 1. Левая панель: ряд уравнений состояния плотного вещества (давление$P$по сравнению с массовой плотностью$ρ$), как предсказывается различными моделями и согласуется с существованием массивных нейтронных звезд. Пунктирные линии, обозначенные CL и FFG, соответствуют причинному пределу и уравнениям состояния свободного ферми-газа соответственно (см. раздел 4). Правая панель: соответствующий диапазон допустимых масс$M$для невращающихся нейтронных звезд в зависимости от плотности центрального барионного числа$n_c$. Горизонтальные линии соответствуют точно измеренным массам трех пульсаров (см. раздел 6).".

...

"Рис. 2. Дробная масса$M_{in}/M$содержащихся во внутренней области неподвижной сферической НЗ массы$M$и радиус$R$, при плотности$ρ > ρ_⋆$, для двух разных случаев:$ρ_⋆ = 3 × 10^{14} \, g \, cm^{−3}$(слева) и$ρ_⋆ = 5 × 10^{14} \, g \, cm^{−3}$(верно). Заштрихованные области отражают неопределенности в EoS.$^{28, 30}$в$ρ < ρ_⋆$. Только диапазоны$M$и$R$допускается ограничением компактности$^{16, 77}$ $r_g/R ≤ 6/8$показаны. См текст для деталей.".

...

5. Влияние вращения на максимальную массу

Вращение увеличивает максимальную массу НС, потому что центробежная сила действует против силы тяжести. Мы рассмотрим два различных случая: (i) жестко вращающиеся НС и (ii) дифференциально вращающиеся НС.

...

Настройка М = 2М$_\odot\!$и R = 10 км и используя уравнение. (17) находим, что вращение увеличивает максимальную массу на ∼ 3% только для PSR J1748−2446, у которого частота f = Ω/(2π) = 716 Гц является самой высокой из измеренных.

...

На странице 26 есть эта полезная диаграмма, показывающая нежелание материи образовывать массы определенного размера. Этот текст начинается на странице 25:

"...Несколько лет спустя McClintock & Remillard (1986) измерили функцию масс транзиентного источника A 0620–00 (который также имел очень мягкий рентгеновский спектр во время вспышки в 1975 г.) после того, как он вернулся в состояние покоя. , чтобы быть 3,18±0,16 М$_\odot$.

Это сразу (см. ниже) показало, что компактная звезда в этой системе слишком массивна, чтобы быть нейтронной звездой, и придало некоторую уверенность в том, что рентгеновские спектры могут быть эффективным способом отбора ЧРД.

Несмотря на то, что некоторые рентгеновские спектральные характеристики черных дыр и быстрая переменность также наблюдаются у некоторых нейтронных звезд, их совместное присутствие, в частности, в рентгеновских транзиентах, остается поразительно эффективным для выделения черных дыр.

Как следует из приведенного выше обсуждения, основной аргумент в пользу того, что компактный объект в конкретной рентгеновской двойной системе является черной дырой, заключается в том, что массы нейтронных звезд не могут превышать определенного максимального значения. Это предположение основано на очень общих соображениях, например, что звук не может двигаться быстрее света, на основании чего Науенберг и Чаплайн (1973) и Роудс и Руффини (1974) пришли к выводу, что любая нейтронная звезда, независимо от уравнения состояния (УЭС ) вещества высокой плотности, должен иметь массу$\small{\lesssim}$3 М$_\odot$. Вращение нейтронной звезды (которое не учитывалось в приведенных выше анализах) не увеличивает предел массы более чем на 20% (Шапиро и Теукольский, 1983). Детальное моделирование нейтронных звезд для широкого диапазона уравнений состояния приводит ( см. рис. 10 ) к верхним пределам массы между ~ 1,5 M$_\odot\!$(очень мягкий EOS) и ∼ 2 M$_\odot\!$(очень жесткое уравнение состояния) (см., например, Arnett & Bowers 1977; Datta 1988; Cheng et al. 1993; Cook et al. 1994; Engvik et al. 1996; см. также вклад N. Glendenning в этот том).

Тот факт, что компактные объекты с оценками динамической массы, превышающими ∼ 3 M$_\odot\!$не могут быть нейтронными звездами, не эквивалентны тому, что они являются черными дырами, определяемыми особой пространственно-временной структурой, описываемой метриками Шварцшильда и Керра, которые характеризуются, в частности, отсутствием твердой поверхности. Это привело к широкому использованию термина «кандидат в черные дыры» для этих объектов. Конечно, обнаружение пульсаций рентгеновского излучения или рентгеновских всплесков сразу же делает компактную звезду непригодной для использования в качестве черной дыры, но получить убедительные доказательства отсутствия твердой поверхности было очень трудно. Это не должно вызывать удивления, поскольку номинальная (М = 1,4 М$_\odot$, R = 10 км) нейтронная звезда всего в 2,5 раза больше, чем ее радиус Шварцшильда, и можно ожидать, что аккреционный поток будет очень похож на поток черной дыры сравнимой массы. Выделение энергии на поверхности нейтронной звезды, отсутствующее у черной дыры, могло бы привести к наблюдаемым различиям в спектрах и переменности, но если происхождение спектров и переменности рентгеновских двойных систем не будет понято гораздо лучше, чем в настоящее время, вывод о том, что черная дыра была обнаружена на основе таких явлений, следует считать в лучшем случае слабым».

[Авторы снова ссылаются на рисунок 10 намного позже, на странице 41.]

4. Определение масс компактных звезд в рентгеновских двойных системах

4.1. МАССЫ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД И УРАВНЕНИЕ СОСТОЯНИЯ

Помимо их решающей роли в различении черных дыр от нейтронных звезд, важность измерения масс компактных звезд в рентгеновских двойных системах заключается в том, что они могут дать ограничения на свойства вещества высокой плотности внутри нейтронных звезд.

Эти свойства описываются уравнением состояния (УС) , которое вместе с уравнениями Оппенгеймера-Волкова позволяет рассчитывать модели внутреннего строения нейтронных звезд (см., например, Шапиро и Теукольский, 1983). Поскольку нейтронные звезды можно рассматривать как объекты с нулевой температурой, эти модели образуют однопараметрическую последовательность, в которой масса M и радиус R зависят только от центральной плотности. Таким образом, для данного уравнения состояния имеется уникальное соотношение масса-радиус. Обширные расчеты моделей нейтронных звезд были выполнены Арнеттом и Бауэрсом (1977) и Даттой (1988); для подробного обсуждения я ссылаюсь на вклад Н. Гленденнинга в этот том.

Уравнения состояния удобно различать по сжимаемости вещества нейтронной звезды; для очень «жесткого» и очень «мягкого» УЭС нейтронные звезды имеют радиусы ∼ 15 км и ∼ 8 км соответственно (см . рис. 10 ). Кроме того, максимально возможная масса нейтронной звезды зависит от EOS; это ∼ 1,5 М$_\odot\!$для очень мягкого EOS и до ∼ 2,5 млн.$_\odot\!$для самого жесткого EOS .

Как будет более подробно рассмотрено ниже, массы большинства нейтронных звезд согласуются со значением, близким к 1,4 M$_\odot$. Из рис. 10 видно, что при этом значении массы не позволяют делать выводы о жесткости УРС вещества нейтронной звезды. Для этого потребуются наблюдаемые массы более 1,6 M$_\odot$, что исключило бы самое мягкое EOS (обратите внимание, что жесткие уравнения состояния не исключаются низкими массами нейтронных звезд). Точно так же измерения гравитационного красного смещения,$z$, только на поверхности нейтронной звезды не являются чувствительным дискриминантом УРС, поскольку и жесткие, и мягкие уравнения состояния позволяют$M/R$отношения до ∼ 0,2 M$_\odot km^{-1}$(см. рис. 10 ), соответствующие красным смещениям до ∼ 0,6.

Очень точные массы нейтронных звезд были определены на основе различных общерелятивистских эффектов на время прибытия радиоимпульсов систем двойных нейтронных звезд. Эти результаты будут кратко изложены в разд. 4.2.1. Массы нейтронных звезд были определены для шести пульсаров HMXB по измерениям времени прибытия импульсов в сочетании с наблюдениями лучевых скоростей их массивных спутников (см. раздел 4.3). Были также оценены массы маломассивного двойного радиопульсара PSR J1012+5307, компаньоном которого является белый карлик, и нейтронных звезд в LMXBs Cyg X-2 (Z-источник), Cen X-4 (SXT ) и 4U 1626–67 (рентгеновский пульсар). Эти результаты описаны в разделах 4.2.1, 4.3.3 и 4.3.4 соответственно.

В дополнение к прямым измерениям массы и радиуса было предложено множество других способов получить наблюдательные ограничения на EOS нейтронных звезд».

• В статье Чамеля, Гензеля, Здуника и Фантины « О максимальной массе нейтронных звезд » (18 ноября 2013 г.) на стр. 11 в таблице 1 указана максимальная масса нейтронных звезд:

$$\tiny{\begin{array}{c} \hline & BHF & BHF & DBHF & VCS & pQCD & RMF & RMF & RMF/NJL & RMF/MBM \\ & (N) & (NH) & (N) & (N) & (NQ) & (N) & (NH) & (NQ) & (NQ) \\ \hline Mmax/M_\odot & 2.0-2.5 & 1.3-1.6 & 2.0-2.5 & 2.0-2.2 & 2.0 & 2.1-2.8 & 2.0-2.3 & 2.0-2.2 & 2.0-2.5 \\ \hline \end{array}}$$

"Таблица 1. Максимальная масса нейтронной звезды, предсказываемая различными теориями плотной материи. Предполагается, что ядро ​​содержит нуклоны (N), нуклоны и гипероны (NH), нуклоны и кварки (NQ).

Микроскопические расчеты: Brueckner Hartree-Fock (BHF),$^{35, 50–52}$Дирак Брюкнер Хартри-Фок (DBHF),$^{31, 36}$метод вариационного цепного суммирования (ВЦС),$^{40}$пертурбативной квантовой хромодинамики (пКХД).$^{64}$

Эффективные модели: Релятивистское среднее поле (RMF),$^{57, 60, 70}$Намбу-Йона-Лазинио (НДжЛ),$^{59, 65, 71}$Модифицированная модель сумки (MBM).$^{72, 73}$Если наибольшая максимальная масса M$_{max 2}$для данного класса моделей превышает 2,0 млн.$_\odot$, а наименьшая максимальная масса M$_{max 1}$ниже 2,0 млн.$_\odot\!$мы представляем более узкий диапазон масс 2M$_\odot\!$− М$_{max 2}$согласуется с наблюдениями. Если же М$_{max 2}$< 2,0 М$_\odot$, то диапазон M$_{max}$показано М$_{max 1}$− М$_{max 2}$; такой класс моделей исключается наблюдениями.

Дополнительные пояснения см. в тексте.».

References:

31. F. Sammarruca, Int. J. Mod. Phys. E 19(2010) 1259.
35. Z. H. Li and H.-J. Schulze, Phys. Rev. C 78 (2008) 028801.
36. C. Fuchs, J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 35 (2008) 014049.
50. I. Vida˜na, D. Logoteta, C. Providˆencia, A. Polls, I. Bombaci, Europhys. Lett. 94 (2011) 11002.
51. G. F. Burgio, H.-J. Schulze, A. Li, Phys. Rev. C 83 (2011) 025804.
52. H.-J. Schulze and T. Rijken, Phys. Rev. C 84 (2011) 035801.
59. L. Bonanno, A. Sedrakian, Astron. Astrophys. 539 (2012) A16.
60. G. Colucci, A. Sedrakian, Phys. Rev. C 87 (2013) 055806.
65. J. L. Zdunik and P. Haensel, Astron. Astrophys. 551 (2013) A61.
69. X. Y. Lai and R. X. Xu, MNRAS 398 (2009) L31.
70. H. Shen, H. Toki, K. Oyamatsu, K. Sumiyoshi, Astrophys. J. Suppl. 197 (2011) 20.
71. D. Blaschke, T. Klaehn, R. Lastowiecki, F. Sandin, J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 37 (2010) 094063.
72. S. Weissenborn, I. Sagert, G. Pagliara, M. Hempel, J. Schaeffner Bielich, Astrophys. J. Lett. 740 (2011) L14.
73. F. Ozel, D. Psaltis, S. Ransom, P. Demorest, M. Alford, ¨ Astrophys. J. Letters 724 (2010) L199.

Это устанавливает нижний предел около 3,2 млн.$_\odot\!$или менее. Практически, а не теоретически, у наблюдаемых объектов меньше трех.

---

Теперь, как мы можем получить массу в пределах этого диапазона? Подсказка: добавить или вычесть.

• Важно взглянуть на двойные звезды , потому что:

«Двойные звездные системы очень важны в астрофизике, потому что расчеты их орбит позволяют напрямую определять массы составляющих их звезд, что, в свою очередь, позволяет косвенно оценивать другие звездные параметры, такие как радиус и плотность. Это также определяет эмпирический соотношение массы и светимости (MLR), по которому можно оценить массы одиночных звезд.

...

Конфигурация системы

Другая классификация основана на расстоянии между звездами относительно их размеров:[33]

Разделенные двойные звезды — это двойные звезды, каждый компонент которых находится в пределах своей полости Роша , т. е. области, где гравитационное притяжение самой звезды больше, чем у другого компонента. Звезды не оказывают большого влияния друг на друга и, по сути, развиваются отдельно. Большинство двоичных файлов относятся к этому классу.

Полуразделенные двойные звезды - это двойные звезды, в которых один из компонентов заполняет полость Роша двойной звезды, а другой - нет. Газ с поверхности компонента, заполняющего полость Роша (донора), переносится на другую, аккрецирующую звезду. Массоперенос доминирует в эволюции системы. Во многих случаях втекающий газ образует аккреционный диск вокруг аккретора.

Контактная двойная система — это тип двойной звезды, в которой оба компонента двойной системы заполняют свои полости Роша . Самая верхняя часть звездных атмосфер образует общую оболочку, окружающую обе звезды. Поскольку трение оболочки тормозит орбитальное движение, звезды могут в конце концов слиться. Например, W Большой Медведицы.

Катаклизмические переменные и рентгеновские двойные системы

Когда двойная система содержит компактный объект, такой как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра, газ от другой звезды (донора) может аккрецировать на компактный объект. Это высвобождает гравитационную потенциальную энергию, заставляя газ нагреваться и излучать излучение. Примерами таких систем являются катаклизмические переменные звезды, где компактным объектом является белый карлик. В рентгеновских двойных системах компактный объект может быть либо нейтронной звездой, либо черной дырой. Эти двойные классифицируются как маломассивные или крупномассивные в зависимости от массы звезды-донора. Рентгеновские двойные системы с большой массой содержат молодую массивную звезду-донора раннего типа, которая переносит массу своим звездным ветром, в то время как маломассивные рентгеновские двойные системы представляют собой полуразделенные двойные системы, в которых газ от звезды-донора позднего типа или белый карлик переполняет полость Роша и падает на нейтронную звезду или черную дыру. ...

...

Формирование

Хотя не исключено, что некоторые двойные системы могут быть созданы в результате гравитационного захвата между двумя одиночными звездами, учитывая очень низкую вероятность такого события (фактически требуется три объекта, поскольку закон сохранения энергии исключает захват одним гравитирующим телом другого) и большое количество бинарных файлов, существующих в настоящее время, это не может быть первичным процессом формирования. Наблюдение двойных систем, состоящих из звезд, еще не находящихся на главной последовательности, подтверждает теорию о том, что двойные системы развиваются во время звездообразования. Фрагментация молекулярного облака при образовании протозвезд является приемлемым объяснением образования двойной или множественной звездной системы.

Результатом задачи трех тел , в которой три звезды имеют сравнимую массу, является то, что в конечном итоге одна из трех звезд будет выброшена из системы, а при отсутствии значительных дальнейших возмущений оставшиеся две образуют устойчивую двойную систему. .

Массоперенос и аккреция

По мере того, как звезда главной последовательности увеличивается в размерах в ходе своей эволюции, она может в какой-то момент превысить свою полость Роша, а это означает, что часть ее материи попадает в область, где гравитационное притяжение ее звезды-компаньона больше, чем ее собственное. В результате материя будет передаваться от одной звезды к другой посредством процесса, известного как переполнение полости Роша (RLOF) , либо поглощаясь прямым ударом , либо через аккреционный диск. Математическая точка, через которую происходит этот перенос, называется первой точкой Лагранжа . Нередко аккреционный диск является самым ярким (и, следовательно, иногда единственным видимым) элементом двойной звезды.

Если звезда растет за пределами своей полости Роша слишком быстро, чтобы все обильное вещество могло быть передано другому компоненту, также возможно, что вещество покинет систему через другие точки Лагранжа или в виде звездного ветра, таким образом эффективно потеряв для обоих компонентов. Поскольку эволюция звезды определяется ее массой, этот процесс влияет на эволюцию обоих компаньонов и создает этапы, которые не могут быть достигнуты одиночными звездами.

Исследования затменной тройной Алголя привели к парадоксу Алголя в теории звездной эволюции: хотя компоненты двойной звезды формируются одновременно, а массивные звезды эволюционируют гораздо быстрее, чем менее массивные, было замечено, что более массивный компонент Алгол А все еще находится на главной последовательности, тогда как менее массивный Алгол В является субгигантом на более поздней стадии эволюции. Парадокс может быть решен переносом массы: когда более массивная звезда стала субгигантом, она заполнила свою полость Роша, и большая часть массы передалась другой звезде, которая все еще находится на главной последовательности. В некоторых двоичных файлах, подобных Алголу, действительно можно увидеть поток газа.

Беглецы и новинки

Далеко разнесенные двойные системы также могут потерять гравитационный контакт друг с другом в течение своей жизни в результате внешних возмущений. Затем компоненты будут развиваться как одиночные звезды. Близкое столкновение двух двойных систем также может привести к гравитационному разрушению обеих систем, при этом некоторые звезды выбрасываются с высокой скоростью, что приводит к разбеганию звезд.

Если у белого карлика есть близкая звезда-компаньон, которая переполняет его полость Роша, белый карлик будет постоянно аккрецировать газы из внешней атмосферы звезды. Они уплотняются на поверхности белого карлика его сильной гравитацией, сжимаются и нагреваются до очень высоких температур по мере втягивания дополнительного материала. Белый карлик состоит из вырожденного вещества и поэтому в значительной степени не реагирует на тепло, а аккрецированный водород - нет. Водородный синтез может происходить стабильным образом на поверхности в течение цикла CNO, в результате чего огромное количество энергии, высвобождаемой в этом процессе, уносит оставшиеся газы с поверхности белого карлика. Результатом является чрезвычайно яркая вспышка света, известная как новая звезда.

В крайних случаях это событие может привести к тому, что белый карлик превысит предел Чандрасекара и вызовет вспышку сверхновой, которая уничтожит всю звезду, что является еще одной возможной причиной побега. Примером такого события является сверхновая SN 1572, которую наблюдал Тихо Браге. Космический телескоп Хаббл недавно сфотографировал остатки этого события.

---

---

Теперь, когда у нас есть этот диапазон масс в пределах небольшой области, что мы получаем в итоге?

Мы не получим ни одного объекта с массой между ~ \3,2 М$_\odot\!$и 5 М$_\odot\!$(за исключением, возможно, периода Большого взрыва, когда$v→c$), поскольку некоторая масса преобразуется и излучается в виде рентгеновских лучей, некоторая часть выбрасывается в виде вращающегося вокруг кеплеровского поля скорости аккреционного диска, а некоторая часть может быть передана обратно другим звездам в иерархической системе .

Степень сжатия ограничена принципом исключения Паули . Отличным веб-сайтом по физике с несколько простыми объяснениями является Hyperphysics.phy-astr.gsu.edu .

Другим ограничением (для этого ответа) является наше понимание вырождения кварков :

«При плотностях, превышающих плотность, поддерживаемую вырождением нейтронов, ожидается появление кварковой материи. Было предложено несколько вариантов этой гипотезы, которые представляют кварково-вырожденные состояния. Странная материя — это вырожденный газ кварков, который часто считается содержащим странные кварки в в дополнение к обычным верхним и нижним кваркам. Цветные сверхпроводящие материалы представляют собой вырожденные газы кварков, в которых кварки спариваются подобно куперовскому спариванию в электрических сверхпроводниках. Уравнения состояния для различных предложенных форм кварково-вырожденной материи сильно различаются, и обычно также плохо определены из-за сложности моделирования сильных силовых взаимодействий.

Кварково-вырожденное вещество может находиться в ядрах нейтронных звезд в зависимости от уравнений состояния нейтронно-вырожденного вещества. Это также может происходить в гипотетических кварковых звездах, образованных в результате коллапса объектов, масса которых превышает предел массы Толмена – Оппенгеймера – Волкова для нейтронно-вырожденных объектов. Образуется ли кварково-вырожденная материя вообще в этих ситуациях, зависит от уравнений состояния как нейтронно-вырожденной материи, так и кварково-вырожденной материи, которые плохо известны . Кварковые звезды считаются промежуточной категорией между нейтронными звездами и черными дырами. Немногие ученые утверждают, что кварковые звезды и черные дыры — это одно и то же. Недостаточно данных, чтобы поддержать какую-либо гипотезуно в аргументах использовались нейтронные звезды с неудобными спектрами».

См. Также: « Массоперенос и формирование дисков в бинарных системах AGB » (13 апреля 2017 г.), авторы Чен, Франк, Блэкман, Нордхаус и Кэрролл-Нелленбак.