Was ist die theoretische untere Massengrenze für einen gravitationsstabilen Neutronenstern?

Wir glauben, dass die meisten Neutronensterne in den Kernen massereicher Sterne entstehen und aus dem Kollaps eines Kerns resultieren, der bereits eine Masse von hat$\sim 1.1-1.2 M_{\odot}$und als Ergebnis gibt es eine minimale beobachtete Masse für Neutronensterne von etwa$1.2M_{\odot}$(siehe zum Beispiel Ozel et al. 2012 ). Update - die kleinste, genau gemessene Masse für einen Neutronenstern ist jetzt da$1.174 \pm 0.004 M_{\odot}$-Martinez et al. (2015) .

Das gleiche Papier zeigt auch, dass es eine Lücke zwischen der maximalen Masse von Neutronensternen und der minimalen Masse von Schwarzen Löchern zu geben scheint.

Sie haben Recht, dass die derzeitige Meinung ist, dass die untere Grenze der beobachteten Massen von Neutronensternen und Schwarzen Löchern eher das Ergebnis des Entstehungsprozesses als irgendeine physikalische Grenze ist (z . B. Belczynski et al. 2012 [danke Kyle]).

Theoretisch könnte ein stabiler Neutronenstern mit einer viel geringeren Masse existieren, wenn man einen Weg finden könnte, ihn zu bilden (vielleicht in einem engen Doppelneutronenstern, bei dem eine Komponente vor einer Verschmelzung Masse an die andere verliert?). Wenn man einfach annimmt, dass man irgendwie Material mit allmählich zunehmender Dichte auf quasistatische Weise entwickeln könnte, so dass es an jedem Punkt ein nukleares statistisches Gleichgewicht erreicht, dann kann man die Zustandsgleichung eines solchen Materials verwenden, um den Bereich der Dichten zu finden wo$\partial M/\partial \rho$ist positiv. Dies ist eine notwendige (wenn auch nicht völlig ausreichende) Bedingung für die Stabilität und würde durch Rotation komplizierter, also lassen Sie uns das ignorieren.

Die "Harrison-Wheeler"-Zustandsgleichung bei Nulltemperatur (idealer Elektron/Neutronen-Entartungsdruck plus statistisches Kerngleichgewicht) ergibt eine stabile Mindestmasse von 0,19$M_{\odot}$, eine minimale zentrale Dichte von$2.5\times10^{16}$kg/m$^3$und einem Umkreis von 250 km. ( Colpi et al. 1993 ). Jedoch zeigt dieselbe Arbeit, dass dies von den Details der angenommenen Zustandsgleichung abhängt. Das Baym-Pethick-Sutherland EOS gibt ihnen eine Mindestmasse von 0,09$M_{\odot}$und zentrale Dichte von$1.5\times10^{17}$kg/m$^3$. Beide Berechnungen ignorieren die Allgemeine Relativitätstheorie.

Modernere Berechnungen (unter Einbeziehung von GR, zB Bordbar & Hayti 2006 ) erhalten eine Mindestmasse von 0,1$M_{\odot}$und behaupten, dies sei unempfindlich gegenüber dem jeweiligen EOS. Dies wird von Potekhin et al. (2013) , die finden$0.087 < M_{\rm min}/M_{\odot} < 0.093$für EOSs mit einer Reihe von "Härten". Belvedere et al. (2014) finden$M_{\rm min}=0.18M_{\odot}$mit einem noch härteren EOS.

Eine Arbeit von Burgio & Schulze (2010) zeigt, dass die entsprechende Mindestmasse für heißes Material mit eingefangenen Neutrinos im Zentrum einer Supernova eher bei 1 liegt$M_{\odot}$. Das ist also der entscheidende Punkt – obwohl massearme Neutronensterne existieren könnten , ist es unmöglich, sie in den Kernen von Supernovae zu produzieren.

Bearbeiten: Ich dachte, ich würde einen kurzen qualitativen Grund hinzufügen, warum Neutronensterne mit geringerer Masse nicht existieren können. Die Grundursache ist die für einen Stern, der von einer polytropischen Zustandsgleichung gestützt wird$P \propto \rho^{\alpha}$, ist die Bindungsenergie bekanntlich nur negativ,$\partial M/\partial \rho>0$und der Sternenstall, wenn$\alpha>4/3$. Dies ist für GR etwas modifiziert - sehr grob$\alpha > 4/3 + 2.25GM/Rc^2$. Bei Dichten von$\sim 10^{17}$kg/m$^3$Der Stern kann durch nicht-relativistischen Neutronenentartungsdruck mit unterstützt werden$\alpha \sim 5/3$. Neutronensterne mit geringerer Masse haben größere Radien ($R \propto M^{-1/3}$), aber wenn die Dichten zu weit abfallen, dann ist es für Protonen und Neutronen energetisch günstig, sich zu neutronenreichen Kernen zu verbinden; freie Neutronen entfernen, reduzieren$\alpha$und Erzeugung relativistischer freier Elektronen durch Beta-Zerfall. Schließlich wird die Zustandsgleichung von den freien Elektronen mit dominiert$\alpha=4/3$, weiter aufgeweicht durch inversen Beta-Zerfall, und Stabilität wird unmöglich.