Kann ein Neutronenstern jemals kleiner als etwa 1,44 Sonnenmassen sein (die Chandrasekhar-Grenze)? Warum nicht?

Ich habe gelernt, dass die Chandrasekhar-Grenze die OBERE Grenze in Bezug auf die Masse für einen Weißen Zwerg ist ...

Aber ich habe noch nie davon gehört, dass ein Neutronenstern UNTER dieser Masse liegt, also habe ich mich kürzlich gefragt, ob das auch eine UNTERE Grenze für Neutronensterne ist ...

Ich nehme an, dass die zusammengepressten Protonen und Elektronen, aus denen der Neutronenstern besteht, ihre „Entartung“ verlieren könnten, wenn das Gravitationspotential niedrig genug ist (oder wird), und der Stern könnte „puffen“ (oder sich zurückziehen). ) zu einem Weißen Zwerg...

Ist das jemals bekannt geworden?

Kann ein Neutronenstern Hawking-Strahlung erfahren und tatsächlich Masse verlieren, wie ein Schwarzes Loch?

Wenn Schwarze Löcher zumindest theoretisch mit sehr kleinen Massen existieren können, solange sie klein genug sind (innerhalb ihrer Swarzschild- oder Kerr-Radien kompaktiert), warum dann nicht Neutronensterne?

NS-BH-Binärdateien können dazu führen, dass die NS-Komponente Masse unter die Chandrasekhar-Grenze verliert. Siehe diese Physics SE-Frage.
Sie benötigen einen Ereignishorizont für Hawking-Strahlung. OTOH, heiße Neutronensterne strahlen EM aus wie jeder heiße Körper, und sie können durch elektromagnetische Wechselwirkungen mit Plasma in der Nachbarschaft Energie verlieren, aber natürlich ist diese Energie ziemlich klein im Verhältnis zu ihrer Ruhemasse.
Unten finden Sie eine recht informative Antwort, und bisher sehe ich keine Kommentare, die etwas anderes vermuten lassen. Ich habe eine Kampagne gestartet, um meine alten Fragen zu durchsuchen, die Antworten haben, aber noch keine akzeptiert wurden, um zu sehen, ob ich meine Akzeptanzrate (persönliches Ziel) erhöhen kann. Siehe meine Antwort auf Warum akzeptieren Fragesteller keine Antworten?

Antworten (1)

Eine Reihe von Neutronensternen in Doppelsternsystemen haben unten gemessene Massen 1.44 M ⊙ (zB ein Pulsar der Masse 1.251 ± 0,021 M ⊙ , McKeeet al. 2020 ). Ich denke, der aktuelle Anwärter auf die niedrigste Masse ist 1.174 ± 0,004 M ⊙ ( Martinez et al. (2015) . Siehe das Diagramm unten mit einer bildlichen Darstellung des aktuellen Stands der Neutronenstern-Massenmessungen von Horvath et al. (2020) . Praktischerweise liegt die vertikale Linie meiner Meinung nach bei etwa 1,4 Sonnenmassen.

von Horvath et al. (2020)

Die Chandrasekhar-Masse für eine Eisenkugel im Zentrum einer Kernkollaps-Supernova ist ähnlicher 1.15 M ⊙ weil ionisiertes Eisen 2,15 Masseneinheiten pro Elektron hat, eher als die 2 von Kohlenstoff oder Sauerstoff, und weil die zur Neutronisierung von Eisen erforderliche Elektronenenergie viel geringer ist als für Kohlenstoff und Sauerstoff.

Die theoretische untere Grenze der Neutronensternmasse liegt bei ca 0,1 − 0,2 M ⊙ , aber unten wurden keine beobachtet 1 M ⊙ und es gibt keinen bekannten astrophysikalischen Mechanismus, um sie zu erzeugen. Eine viel ausführlichere Antwort auf diesen letzten Teil, den ich hier nicht ausschneiden und einfügen werde, finden Sie bei Physics SE . Kurz gesagt, die untere Grenze entsteht, weil der adiabatische Index des Materials im Inneren unter 4/3 fällt (aufgrund des inversen Beta-Zerfalls, der Bildung neutronenreicher schwerer Kerne und des Verschwindens einiger freier Neutronen) und das Material zu komprimierbar ist einen stabilen Stern mit negativer Bindungsenergie zu bilden.

Wie stark hängt die theoretische geringere Masse von NSs von der (unsicheren) nuklearen Zustandsgleichung ab? Und haben Sie eine Quelle für diese theoretische Untergrenze?
@DaddyKropotkin Der Link zu der viel ausführlicheren Antwort, die ich auf Physics SE gegeben habe, enthält viele Verweise auf die relevanten Zeitschriftenartikel. Es hat sehr wenig mit dem Neutronenstern EOS zu tun, da die Dichte des "Neutronensterns" bei diesen Massen weit unter der von Kernmaterie liegt.
@DaddyKropotkin oder zumindest die EOS-Unsicherheiten sind nicht dieselben, die bei der Bestimmung von NS-Radien oder der maximalen Masse von Neutronensternen problematisch sind. Sie sind Unsicherheiten im EOS von Neutronenstern-„Krusten“-Material. Auch die Drehung würde eine Rolle spielen.
Ich habe gerade dein Update gesehen und dort entsprechend aktualisiert :-)
ProfRob, dann bezieht sich die 1,4-Grenze auf die erste Population? Mit anderen Worten, die Grenze hängt von der Zusammensetzung ab und nicht nur von der Masse, und dies wegen des unterschiedlichen Verhaltens der Elemente?
@Alchamista Die "Chandrasekhar-Messe" war schon immer von der Komposition abhängig - sogar in den Originalpapieren der 1930er Jahre. Es hängt von der Anzahl der Elektronen ab, die Sie pro Masseneinheit im Gas haben. Die tatsächliche Obergrenze kann jedoch auch von Energieschwellen für den inversen Beta-Zerfall, Photozerfall oder pykonnukleare Reaktionen abhängen, die alle bei endlicher Dichte bei etwas geringerer Masse (z. B. 1,38 Sonnenmassen für eine Kohlenstoffzusammensetzung) stattfinden.
Kann ein Neutronenstern jemals kleiner als etwa 1,44 Sonnenmassen sein (die Chandrasekhar-Grenze)? Warum nicht?
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