Почему звезда, превышающая определенный предел массы (предел Чандрасекара), становится только черной дырой?

Вы немного запутались в своей модели звездной эволюции. После начала синтеза водорода в ядре звезды он затем перейдет к синтезу гелия, а затем к синтезу углерода/кислорода посредством тройного альфа-процесса (здесь я пропустил много шагов и деталей, если вы хотите узнать больше). подробности вы можете посмотреть либо в тексте «Звездные интерьеры » Хансена и Кавалера, либо в тексте «Введение в звездную структуру » Дины Приальник ). То, что происходит дальше, зависит от массы (используя$M_\odot\simeq2\cdot10^{33}$g и масса звезды как$M_\star$):

• $M_\star\gtrsim 8M_\odot$
  • способен продолжать синтез в ядре
  • позже взорвется в результате коллапса ядра сверхновой, образовав нейтронную звезду или черную дыру (в зависимости от массы) после образования железа в ядре.
• $M_\star\in(\sim0.5,\,\sim8)M_\odot$
  • невозможность продолжения синтеза в активной зоне из-за недостаточной температуры
  • перейдет в фазу планетарной туманности (которая не имеет ничего общего с формированием планет, но ее первооткрыватель, Уильям Гершель , думал, что это формирование планетарной системы)
  • эти звезды образуют белых карликов, к которым применяется предел Чандрасекара
• $M_\star\lesssim0.5M_\odot$
  • не может производить гелий в ядре (недостаточная температура)
  • предполагается продолжить сжигание водорода в течение$t_{burn}>t_{age\,of\,universe}$

Таким образом, не каждая звезда производит железо в ядре ; это относится только к звездам с массой$\gtrsim8M_\odot$.

Предел Чандрасекара возникает из сравнения гравитационных сил с$n=3$ политропы (см. этот замечательный инструмент от доктора Брэдли Мейера из Университета Клемсона по политропам) — политропы в основном означают$P=k\rho^{\gamma}$где$P$это давление,$k$какая-то постоянная,$\rho$массовая плотность и$\gamma$показатель адиабаты.

То есть, чтобы найти предел, нужно использовать гидростатическое давление,

Масса Чандрасекара не является разделительной линией между теми звездными остатками, которые станут черными дырами, и теми, что станут чем-то другим.

Компактный холодный белый карлик (т. е. поддерживаемый давлением вырождения электронов) может стать неустойчивым и коллапсировать при значении, близком к$M_{Ch}=1.44(\mu_e/2)^{-2}M_{\odot}$, где$\mu_{e}$- количество единиц массы на один свободный электрон ($\mu_e=2$для углерода или кислорода) и получены с использованием простой ньютоновской механики. [На самом деле масса Чандрасекара, вероятно, ниже из-за (i) электростатических кулоновских поправок к уравнению состояния; (ii) обратный бета-распад, вызывающий неустойчивость, и/или (iii) общая релятивистская неустойчивость при конечной плотности]. Во всяком случае, это, вероятно, между 1,3 и 1,4 солнечной массы для углеродно-кислородного WD. Если белый карлик наберет большую массу, он либо взорвется как сверхновая типа Ia, либо сколлапсирует, сформировав стабильную нейтронную звезду (например, Фрайер и др., 1999 ); и уж точно не образовала бы черную дыру.

Сценарий, описанный в вопросе, представляет собой звезду, формирующую железное ядро. В этом случае$\mu_e =56/26$и$M_{Ch}$рассчитанное по идеальному давлению вырождения электронов, больше похоже на 1,24$M_{\odot}$и еще больше снизился до 1,06$M_{\odot}$неустойчивостью обратного бета-распада. (например , Бошкаев и др., 2018 г. ).

Если ядро ​​превысит это значение, оно разрушится, но это не означает, что сформируется черная дыра. Наиболее вероятный исход, по крайней мере, для массы прародителей$<20-30M_{\odot}$может быть образование нейтронной звезды, поддерживаемое сильным ядерным отталкиванием между плотно упакованными нейтронами. Граница между теми объектами, которые становятся черными дырами, и теми, которые становятся нейтронными звездами, очень неопределенна и может сильно зависеть от других факторов, таких как вращение.