Schwarze Löcher mit stellarer Masse entstehen durch den Kollaps von Sternen. Ich habe Zahlen gelesen, normalerweise etwa 2-3 Sonnenmassen, die der Masse entsprechen, bei der es unvermeidlich wird, dass ein Stern zusammenbricht und eine Singularität bildet. Erstens, ist dies die richtige Zahl - und wenn ja, wie wird sie hergeleitet?
Auch diese Grenze scheint besonders niedrig zu sein. Sicherlich sollte dies zu einer größeren Anzahl von Schwarzen Löchern führen, als wir heute beobachten können?
Ich bin mir nicht sicher, wie umfassend dies sein wird, aber es wird auf das hinweisen, was bekannt ist, und auf verschiedene Referenzen.
Die TOV-Grenze für Neutronensterne wurde erstmals um 1939 ausgearbeitet und lag bei 0,7 Sonnenmassen. Neuere Schätzungen führen zu 1,5-3 Sonnenmassen im Jahr 1996, was die starke Kraft erklärt (siehe Ref. 1 im Wiki-Artikel mit URL oben, I. Bombaci (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomie and Astrophysics. 305: 871–877. Bibcode: 1996A&A...305..871B).
Es gab auch einige Berechnungen, dass er massiver werden könnte, indem er sich in einen Quarkstern verwandelt, und tatsächlich könnte dies im Kernbereich eines Neutronensterns passieren – es ist unwahrscheinlich, dass die Quarks der äußere Bereich sind, da dies vermutet wird sie wären in Kontakt mit dem leeren Raum nicht stabil, also wären sie entweder seltsame Quark-Materie (dh von seltsamen Quarks) oder nur möglich in den Kernbereichen, so dass sie überdichte Neutronensterne wären .
Der Mechanismus ist immer der Kollaps, dann aber die Möglichkeit einer Gleichgewichtskonfiguration für entartete Neutronenmaterie. Die Zustandsgleichungen für diese sind nicht bekannt. Das Verständnis ist, dass die Grenze bei den 3-5 Sonnenmassen liegen könnte, aber es ist keine feste Schlussfolgerung. Siehe die Handlung in diesem Wiki-Artikel für die möglichen Gleichgewichtszustände ohne die eingeschlossenen Quarksternmöglichkeiten und die LOV-Grenze – Landau statt Tolman).
Der Wikipedia-Artikel zitiert Carroll als Referenz für die Schlussfolgerung, dass kein bekannter Mechanismus den Kollaps stoppen kann, obwohl die genaue Massengrenze nicht bekannt ist. Beachten Sie, dass bei Supernova-Explosionen Massen, die sogar größer als etwa 20 Sonnenmassen sind, ein übrig gebliebenes Objekt nicht viel mehr als 5 Sonnenmassen hinterlassen können, also ist es der Endzustand, der durch die Entartung oder starke Kraftdrücke begrenzt ist, der Kollaps selbst kann variieren.
Es hängt davon ab, was Sie unter einem "Stern" verstehen. Es gibt tatsächlich eine maximale Masse für einen Neutronenstern. Dies müssen mindestens 2 Sonnenmassen sein, da es jetzt zwei Beispiele mit gemessenen Massen um diesen Wert gibt - PSR 1614-2230 at ( Derest et al. 2010 ) und PSR J0348+0342 at ( Antoniadis et al. 2013 ).
Der genaue Wert hängt von der sehr unsicheren Zustandsgleichung nukleonischer Materie bei hohen Dichten ab.
„Härtere“ Zustandsgleichungen können massereichere Neutronensterne unterstützen. Dies könnte der Fall sein, wenn Neutronen ihre Identität bei Dichten beibehalten, die viel höher sind als die Kernmaterie, wo die starke Kraft stark abstoßend wird. Alternativ könnten die Neutronen eine Phasenänderung zu hyperonischer oder sogar Quark-Materie erfahren. Dies würde die Zustandsgleichung aufweichen, was zu einer geringeren maximalen Masse führen würde.
Die extreme Obergrenze wird durch Extrapolation einer wohlbekannten Zustandsgleichung (z. B. ein n, p, e-Fluid bei subnuklearen Dichten) bis zu gefunden bei hohen Dichten (eine durch Kausalität gesetzte Grenze, bei der die Schallgeschwindigkeit liegt ) und Lösen der hydrostatischen Tolman-Oppenheimer-Volkhoff-Gleichgewichtsgleichung unter GR-Bedingungen. Der Stern wird bei endlicher Dichte instabil, mit einer maximalen Masse von etwa 3,5 Sonnenmassen, die durch schnelle Rotation ein klein wenig erhöht werden könnte.
Physikalisch gesehen passiert hier, dass die Zugabe von immer mehr Impuls zu den Partikeln, um die erforderlichen immer höheren Zentraldrücke bereitzustellen, letztendlich kontraproduktiv ist, da dieser zusätzliche Druck und Impuls in GR einfach zu dem Gravitationsfeld hinzukommt, das die zerkleinert Stern nach innen.
Die Grenze liegt also irgendwo zwischen 2 und 3,5 Sonnenmassen. Es ist jedoch bemerkenswert, dass es keine überzeugenden Kandidaten für Schwarze Löcher mit Massen unter 4 Sonnenmassen gibt (siehe Ozel et al. 2012 ). Es ist noch nicht klar, ob dies daran liegt, dass sie sich nicht bilden oder nicht gesehen wurden, aber es gibt eine Lücke bei den gemessenen kompakten Objektmassen zwischen 2 und 4 Sonnenmassen.
Es gibt natürlich viele "normale" Sterne mit Massen oberhalb dieser Grenzen. Dies sind Sterne, die von normalem Gasdruck getragen werden, wobei Kernreaktionen ihr Inneres erhitzen. In den Endphasen des Lebens eines massereichen Sterns verliert er große Mengen an Masse durch Winde und eine abschließende Supernova. Die oben erwähnten Massengrenzen beziehen sich auf den inerten Kern des Sterns, nachdem die Kernreaktionen aufgehört haben und die Hülle in einer Supernova weggesprengt wurde. Häufig würde dies die Bildung eines Schwarzen Lochs ausschließen (Schätzungen variieren, aber es könnte einen Stern mit Anfangsmasse erfordern Sonnenmassen, um ein Schwarzes Loch zu erzeugen), daher sind sie relativ selten (obwohl es welche geben könnte in unserer Galaxie und sie sind auch fast unmöglich zu entdecken, es sei denn in engen Binärsystemen).
John Rennie
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Noah P