Zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern

Es könnte sicherlich etwas Seltsames (buchstäblich) passieren, das stabile Sterne bis zu etwa 3 Sonnenmassen erzeugen könnte (die höchsten beobachteten und genauen Neutronensternmassen liegen bei 2 Sonnenmassen), aber wahrscheinlich nicht viel höher.

Die Sache ist die, selbst wenn Sie verrücktes Material mit der härtesten möglichen Zustandsgleichung postulieren, stellt die Allgemeine Relativitätstheorie sicher, dass der Druck im Kern des Sterns zur Krümmung des Raums beiträgt; und der zunehmende Druck, der erforderlich ist, um einen massereicheren Stern zu tragen, führt tatsächlich zu seinem Zusammenbruch. Die genaue Masse dieser Grenze hängt von der Rotation des Sterns ab, aber ich glaube nicht, dass sie weit über 3 Sonnenmassen liegen kann.

Gegenwärtig scheint es eine bemerkenswerte Lücke zwischen den massereichsten Neutronensternen und den masseärmsten Schwarzen Löchern zu geben. Entweder bilden sich in diesem Massenbereich keine kompakten Überreste (oder Neutronensterne können nicht genug akkretieren), oder etwas hindert uns daran, sie zu finden (vielleicht können sie sich nicht in Doppelsternen bilden).

Aktuelles Wissen und Theorien, ... schlagen eine maximale Masse für Neutronensterne von etwa 2-3 Sonnenmassen vor, und [es] wird allgemein angenommen, dass Schwarze Löcher JEDES kompaktes Objekt darüber sind, oder allgemeiner 5 Sonnenmassen.

Frage: Kann die neue Physik neue Populationen von Zwischenobjekten zwischen 2-3 Sonnenmassen und 5 Sonnenmassen einführen?

Extrem kompakte Objekte werden manchmal erwähnt, aber ... Könnte die angenommene minimale Masse von Schwarzen Löchern (indirekt beobachtet) auch größer werden?

Ich beantworte zuerst Ihre Frage zu winzigen Schwarzen Löchern und den letzten Teil Ihrer Frage, der oben zitiert wurde. da dieser Teil der Antwort kurz ist.

Der von Ihrer Frage betroffene Bereich der Objektgrößen reicht von fast 3,2 M$_\odot\!$und 5 Mio$_\odot$. Alle Objekte in diesem Massenbereich würden nicht durch die kosmologische Zustandsgleichung erklärt werden . Ich werde Quellen zitieren, um die oberen und unteren Grenzen zu unterstützen, und dann werde ich die Theorie diskutieren, die dahinter steckt, was mit der Materie innerhalb dieses Massenbereichs passiert.

Wenn Sie diese Zahlen ohne Beweis akzeptieren, können Sie viel Lesestoff sparen, indem Sie diese Antwort zu drei Vierteln überspringen.

Zitat aus Wikipedia: Für stellare Schwarze Löcher beträgt die Mindestgröße 5 M$_\odot$Alle kleineren Schwarzen Löcher sind eine hypothetische Art von Schwarzen Löchern, die sich kurz nach dem Urknall gebildet haben und als Ur-Schwarzes Loch bezeichnet werden . Da primordiale Schwarze Löcher nicht durch stellaren Gravitationskollaps entstanden sind, können ihre Massen weit unter der stellaren Masse liegen (ca.$2×10^{30}$kg). Hawking berechnete, dass ursprüngliche Schwarze Löcher nur 10 wiegen könnten$^{−8}$kg, etwa das Gewicht einer menschlichen Eizelle.

„Ein stellares Schwarzes Loch (oder ein Schwarzes Loch mit stellarer Masse) ist ein Schwarzes Loch, das durch den Gravitationskollaps eines massereichen Sterns gebildet wird. Sie haben Massen im Bereich von etwa 5 bis zu mehreren zehn Sonnenmassen . Der Prozess wird als Hypernova-Explosion oder beobachtet als Gammastrahlenausbruch Diese Schwarzen Löcher werden auch als Kollapsare bezeichnet.

...

Der Gravitationskollaps eines Sterns ist ein natürlicher Prozess, der ein Schwarzes Loch hervorbringen kann. Es ist unvermeidlich am Ende des Lebens eines Sterns, wenn alle stellaren Energiequellen erschöpft sind. Wenn die Masse des kollabierenden Teils des Sterns unter der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (TOV) für entartete Neutronenmaterie liegt, ist das Endprodukt ein kompakter Stern – entweder ein Weißer Zwerg (für Massen unterhalb der Chandrasekhar-Grenze ) oder a Neutronenstern oder ein (hypothetischer) Quarkstern . Wenn der kollabierende Stern eine Masse hat, die die TOV-Grenze überschreitet, wird der Zusammenstoß fortgesetzt, bis ein Volumen von Null erreicht ist und sich um diesen Punkt im Weltraum ein Schwarzes Loch gebildet hat.

Die maximale Masse, die ein Neutronenstern besitzen kann (ohne ein Schwarzes Loch zu werden), ist nicht vollständig verstanden. 1939 wurde sie auf 0,7 Sonnenmassen geschätzt, die so genannte TOV-Grenze. 1996 legte eine andere Schätzung diese obere Masse in einen Bereich von 1,5 bis 3 Sonnenmassen.

In der Allgemeinen Relativitätstheorie kann ein Schwarzes Loch von beliebiger Masse existieren. Je geringer die Masse, desto höher muss die Materiedichte sein, um ein Schwarzes Loch zu bilden. (Siehe zum Beispiel die Diskussion in Schwarzschild-Radius, dem Radius eines Schwarzen Lochs.) Es gibt keine bekannten Prozesse, die Schwarze Löcher mit einer Masse von weniger als einigen Sonnenmassen erzeugen können. Wenn es so kleine Schwarze Löcher gibt, handelt es sich höchstwahrscheinlich um Ur-Schwarze Löcher. Bis 2016 hatte das größte bekannte stellare Schwarze Loch 15,65 ± 1,45 Sonnenmassen. Im September 2015 wurde ein Schwarzes Loch mit 62 ± 4 Sonnenmassen in Gravitationswellen entdeckt, als es sich bei einem Fusionsereignis zweier kleinerer Schwarzer Löcher bildete. Im April 2008 wurde von der NASA und anderen berichtet, dass XTE J1650-500 mit einer Masse von 3,8 Sonnenmassen und einem Durchmesser von nur 24 Kilometern (15 Meilen) das masseärmste Schwarze Loch ist, das der Wissenschaft derzeit bekannt ist. Diese Behauptung wurde jedoch später zurückgezogen. Die wahrscheinlichere Masse liegt bei 5–10 Sonnenmassen.

Es gibt Beobachtungsbeweise für zwei andere Arten von Schwarzen Löchern, die viel massereicher sind als stellare Schwarze Löcher. Sie sind Schwarze Löcher mittlerer Masse (im Zentrum von Kugelsternhaufen) und supermassereiche Schwarze Löcher im Zentrum der Milchstraße und anderer Galaxien.

Damit liegt die Obergrenze bei 5 M$_\odot$.

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Nun zu der Frage, wie die untere Grenze abgeleitet wurde.

• Die Wikipedia-Webseite Stellar Mass - Properties listet kategoriale Massenbereiche auf.

• In „ The Neutron Star Mass Distribution “ (18. November 2010) von Kiziltan, Kottas und Thorsett berechnen sie die maximale Neutronensternmasse mit 3,2 M$_\odot\!$auf Seite 3:

" 2.3. Höchstmasse

Die Masse und die Zusammensetzung von Neutronensternen (NSs) sind eng miteinander verbunden. Einer der wichtigsten empirischen Anhaltspunkte, die zu Einschränkungen bei einer Vielzahl physikalischer Prozesse führen würden, ist die maximale Masse von NSs. Sichere Beschränkungen der maximalen Masse geben beispielsweise Aufschluss über den Bereich praktikabler Zustandsgleichungen ( EOS ) für Materie bei supranuklearen Dichten.

Eine theoretische Obergrenze erster Ordnung kann durch numerische Integration der Oppenheimer-Volkoff-Gleichungen (auch als Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Gleichung, TOV bezeichnet) für ein EOS niedriger Dichte im niedrigsten Energiezustand der Kerne erhalten werden (Baym et al. 1971 ). Dies ergibt eine extreme Obergrenze für die maximale Masse eines NS bei M$_{max}$∼ 3,2 Mio$_\odot\!$(Rhoades & Ruffini 1974). Jeder kompakte Stern, der Massen jenseits dieser Grenze stabil unterstützt, erfordert stärkere abstoßende Kernkräfte auf kurze Distanz, die die EOS über die kausale Grenze hinaus versteifen. Für Fälle, in denen Kausalität nicht erforderlich ist (v→∞), existiert in der Allgemeinen Relativitätstheorie immer noch eine obere Grenze ≈ 5,2 M$_\odot\!$die Kugeln mit einheitlicher Dichte berücksichtigt (Shapiro & Teukolsky 1983). Für diese Fälle sind jedoch die extrem steifen EOSs, die eine superluminale (oder FTL ) Schallgeschwindigkeit erfordern (dP/dρ ≥$c^2$) gelten als nicht physisch. [Siehe: Exotische Materie] .

Differentiell rotierende NSs, die wesentlich mehr Masse tragen können als einheitliche Rotatoren, können vorübergehend durch binäre Fusionen hergestellt werden (Baumgarte et al. 2000). Während die unterschiedliche Rotation selbst bei mäßigen Magnetfeldern eine übermäßige radiale Stabilität gegen Kollaps bietet, bringen magnetisches Bremsen und viskose Kräfte unweigerlich unterschiedlich rotierende Objekte in eine gleichmäßige Rotation (Shapiro 2000). Daher können Radiopulsare bei der Berechnung der maximalen NS-Masse als gleichförmige Rotatoren behandelt werden.

Während die allgemeine Relativitätstheorie zusammen mit der kausalen Grenze eine strenge Obergrenze für die maximale NS-Masse bei ∼ 3,2 M festlegt$_\odot\!$, die untere Grenze wird hauptsächlich durch das noch unbekannte EOS der Materie bei diesen Dichten bestimmt und ist daher nicht gut eingeschränkt. Es gibt moderne EOS mit detaillierten Einschlüssen von Kernprozessen wie Kaon-Kondensation und Nukleon-Nukleon-Streuung, die die Steifigkeit beeinflussen. Diese EOSs geben einen Bereich von 1,5–2,2 M⊙ als Untergrenze für die maximale NS-Masse an (Thorsson et al. 1994; Kalogera & Baym 1996). Obwohl diese Untergrenzen für eine maximale NS-Masse für eine Variation realistischerer EOSs impliziert sind, ist es immer noch unklar, ob einer dieser Werte bevorzugt wird. Deshalb,

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

kann als sicherer Bereich für den maximalen NS-Massenwert betrachtet werden.

• Das Papier "Neutron Stars and Black Holes in X-Ray Binaries" (13. Feb. 1998) von Jan van Paradijs ist etwas veraltet (für genaue Größen und genauere Gleichungen des fraglichen Massenbereichs), aber es enthält a einige informative Diagramme, die einem helfen zu verstehen, dass sich Masse nur in bestimmten Massenbereichen ansammeln kann.

Auf Seite 12 ist dieses Diagramm:

„Der derzeitige Mangel an Wissen über die EoS und die entsprechenden Unsicherheiten bei den vorhergesagten NS-Massen sind in Abb. 1 dargestellt.

Abb. 1. Linke Tafel: Bereich der Zustandsgleichungen dichter Materie (Druck$P$gegenüber der Massendichte$ρ$), wie von verschiedenen Modellen vorhergesagt und mit der Existenz massereicher Neutronensterne vereinbar. Die mit CL und FFG bezeichneten gepunkteten Linien entsprechen der kausalen Grenze bzw. der Zustandsgleichung des freien Fermigases (siehe Abschnitt 4). Rechtes Feld: entsprechender Bereich zulässiger Massen$M$für nicht rotierende Neutronensterne als Funktion der zentralen Baryonenzahldichte$n_c$. Die horizontalen Linien entsprechen den genau gemessenen Massen von drei Pulsaren (siehe Abschnitt 6).".

...

"Abb. 2. Bruchmasse$M_{in}/M$enthalten in der inneren Region einer statischen Kugel NS Masse$M$und Radius$R$, bei Dichte$ρ > ρ_⋆$, für zwei verschiedene Fälle:$ρ_⋆ = 3 × 10^{14} \, g \, cm^{−3}$(links) und$ρ_⋆ = 5 × 10^{14} \, g \, cm^{−3}$(Rechts). Die schattierten Bereiche spiegeln die Unsicherheiten im EoS wider$^{28, 30}$bei$ρ < ρ_⋆$. Nur die Bereiche von$M$Und$R$erlaubt durch die Kompaktheitsbedingung$^{16, 77}$ $r_g/R ≤ 6/8$werden gezeigt. Einzelheiten siehe Text.".

...

5. Einfluss der Rotation auf die maximale Masse

Rotation erhöht die maximale Masse von NSs, weil die Zentrifugalkraft gegen die Schwerkraft wirkt. Wir werden zwei verschiedene Fälle betrachten: (i) starr rotierende NS und (ii) unterschiedlich rotierende NS.

...

Einstellung M = 2M$_\odot\!$und R = 10 km und unter Verwendung von Gl. (17) stellen wir fest, dass Rotation die maximale Masse um ∼ 3% nur für PSR J1748−2446 erhöht, dessen Frequenz f = Ω/(2π) = 716 Hz die höchste gemessene ist.

...

Auf Seite 26 ist dieses nützliche Diagramm, das die Abneigung der Materie zeigt, Massen bestimmter Größe zu bilden. Dieser Text beginnt auf Seite 25:

"... Einige Jahre später maßen McClintock & Remillard (1986) die Massenfunktion der transienten Quelle A 0620–00 (die während ihres Ausbruchs im Jahr 1975 auch ein sehr weiches Röntgenspektrum hatte), nachdem sie in den Ruhezustand zurückgekehrt war , auf 3,18 ± 0,16 M$_\odot$.

Dies zeigte sofort (siehe unten), dass der kompakte Stern in diesem System zu massereich ist, um ein Neutronenstern zu sein, und gab ein gewisses Vertrauen in die Idee, dass Röntgenspektren ein effizienter Weg sein könnten, BHXBs auszuwählen.

Trotz der Tatsache, dass einige röntgenspektrale Eigenschaften von Schwarzen Löchern und eine schnelle Variabilität auch bei einigen Neutronensternen zu sehen sind, ist ihre kombinierte Präsenz, insbesondere bei Röntgentransienten, bei der Identifizierung von Schwarzen Löchern auffallend effektiv geblieben.

Wie in der obigen Diskussion angedeutet, besteht das Hauptargument dafür, dass das kompakte Objekt in einem bestimmten Röntgendoppelstern ein Schwarzes Loch ist, darin, dass die Masse von Neutronensternen einen bestimmten Maximalwert nicht überschreiten kann. Diese Annahme beruht auf sehr allgemeinen Überlegungen, z. B. dass sich Schall nicht schneller ausbreiten kann als Licht, auf deren Grundlage Nauenberg & Chapline (1973) und Rhoades & Ruffini (1974) schlussfolgerten, dass jeder Neutronenstern unabhängig von der Zustandsgleichung (EOS ) aus Materie hoher Dichte, muss eine Masse haben$\small{\lesssim}$3 M$_\odot$. Die Rotation des Neutronensterns (in den obigen Analysen ignoriert) erhöht die Massengrenze nicht um mehr als 20% (Shapiro & Teukolsky 1983). Eine detaillierte Modellierung von Neutronensternen führt für einen weiten Bereich von Zustandsgleichungen ( siehe Abb. 10 ) zu oberen Massengrenzen zwischen ∼ 1,5 M$_\odot\!$(sehr weicher EOS) und ∼ 2 M$_\odot\!$(sehr steifes EOS) (siehe z. B. Arnett & Bowers 1977; Datta 1988; Cheng et al. 1993; Cook et al. 1994; Engvik et al. 1996; siehe auch den Beitrag von N. Glendenning zu diesem Band).

Die Tatsache, dass kompakte Objekte mit dynamischen Massenschätzungen von über ∼ 3 M$_\odot\!$keine Neutronensterne sein können, ist nicht gleichbedeutend damit, dass sie Schwarze Löcher sind, wie sie durch die besondere Raum-Zeit-Struktur definiert sind, die von Schwarzschild- und Kerr-Metriken beschrieben wird, die insbesondere durch das Fehlen einer harten Oberfläche gekennzeichnet sind. Dies hat dazu geführt, dass für diese Objekte häufig der Begriff „Kandidat für schwarze Löcher“ verwendet wird. Natürlich disqualifiziert der Nachweis von Röntgenpulsationen oder Röntgenausbrüchen einen kompakten Stern sofort als Schwarzes Loch, aber eindeutige Beweise für das Fehlen einer harten Oberfläche waren sehr schwer zu erhalten. Dies sollte nicht überraschen, da ein Nominalwert (M = 1,4 M$_\odot$, R = 10 km) Neutronenstern ist nur 2,5-mal größer als sein Schwarzschild-Radius, und man kann erwarten, dass der Akkretionsfluss dem eines Schwarzen Lochs vergleichbarer Masse sehr ähnlich ist. Die Energiefreisetzung an der Neutronensternoberfläche, die bei einem Schwarzen Loch fehlt, könnte zu beobachtbaren Unterschieden in den Spektren und der Variabilität führen, aber wenn der Ursprung der Spektren und Variabilität von Röntgendoppelsternen nicht viel besser verstanden wird als heute, die Schlussfolgerung, dass auf der Grundlage solcher Phänomene ein Schwarzes Loch gefunden wurde, muss bestenfalls als schwach angesehen werden.

[Die Autoren verweisen viel später noch einmal auf Abbildung 10, auf Seite 41.]

" 4. Massenbestimmungen kompakter Sterne in Röntgendoppelsternen

4.1. Neutronensternmassen und Zustandsgleichung

Abgesehen von ihrer entscheidenden Rolle bei der Unterscheidung zwischen Schwarzen Löchern und Neutronensternen besteht die Bedeutung der Messung der Massen kompakter Sterne in Röntgendoppelsternen darin, dass sie möglicherweise Einschränkungen für die Eigenschaften der hochdichten Materie im Inneren von Neutronensternen liefern.

Diese Eigenschaften werden durch eine Zustandsgleichung (EOS) beschrieben , die es zusammen mit den Oppenheimer-Volkov-Gleichungen erlaubt, Modelle der inneren Struktur von Neutronensternen zu berechnen (siehe zB Shapiro & Teukolsky 1983). Da Neutronensterne als Nulltemperaturobjekte betrachtet werden können, bilden diese Modelle eine Ein-Parameter-Sequenz, in der Masse M und Radius R nur von der zentralen Dichte abhängen. Für eine gegebene Zustandsgleichung hat man somit eine eindeutige Masse-Radius-Beziehung. Umfangreiche Berechnungen von Neutronensternmodellen wurden von Arnett & Bowers (1977) und Datta (1988) durchgeführt; für eine ausführliche Diskussion verweise ich auf den Beitrag von N. Glendenning zu diesem Band.

Zustandsgleichungen lassen sich bequem anhand der Kompressibilität der Neutronensternmaterie unterscheiden; für sehr „steifes“ und sehr „weiches“ EOS findet man, dass Neutronensterne Radien von ∼ 15 km bzw. ∼ 8 km haben (siehe Abb. 10 ). Auch die maximal mögliche Neutronensternmasse hängt vom EOS ab; es ist ∼ 1,5 M$_\odot\!$für sehr weiche EOS und bis zu ∼ 2,5 M$_\odot\!$für die steifste EOS .

Wie weiter unten ausführlicher diskutiert wird, stimmen die meisten Neutronensternmassen mit einem Wert nahe 1,4 M überein$_\odot$. Aus Abb. 10 geht hervor, dass Massen bei diesem Wert keine Rückschlüsse auf die Steifigkeit der EOS von Neutronensternmaterie zulassen. Dazu bräuchte man beobachtete Massen von über 1,6 M$_\odot$, was die weichsten EOS ausschließen würde (beachten Sie, dass steife Zustandsgleichungen nicht durch niedrige Neutronensternmassen ausgeschlossen werden). Ebenso Messungen der gravitativen Rotverschiebung,$z$, an der Neutronensternoberfläche allein sind keine empfindliche EOS-Diskriminante, da sowohl starre als auch weiche Zustandsgleichungen dies zulassen$M/R$Verhältnisse bis zu ∼ 0,2 M$_\odot km^{-1}$(siehe Abb. 10 ), entsprechend Rotverschiebungen bis zu ∼ 0,6.

Sehr genaue Neutronensternmassen wurden aus einer Vielzahl allgemein-relativistischer Effekte auf die Ankunftszeiten von Radioimpulsen von Doppelneutronensternsystemen bestimmt. Diese Ergebnisse werden kurz in Abschn. 4.2.1. Neutronensternmassen wurden für sechs HMXB-Pulsare aus Pulsankunftszeitmessungen in Kombination mit Radialgeschwindigkeitsbeobachtungen ihrer massereichen Begleiter bestimmt (siehe Abschnitt 4.3). Massen wurden auch für den massearmen binären Radiopulsar PSR J1012+5307, dessen Begleiter ein Weißer Zwerg ist, und für die Neutronensterne in den LMXBs Cyg X-2 (eine Z-Quelle), Cen X-4 (eine SXT ) und 4U 1626–67 (ein Röntgenpulsar). Diese Ergebnisse sind in den Abschnitten 4.2.1, 4.3.3 bzw. 4.3.4 beschrieben.

Zusätzlich zu direkten Messungen von Masse und Radius wurde eine Vielzahl anderer Möglichkeiten vorgeschlagen, um Beobachtungsbeschränkungen für das EOS von Neutronensternen zu erhalten.". ...

• In der Arbeit „ On the Maximum Mass of Neutron Stars “ (18. Nov. 2013) von Chamel, Haensel, Zdunik und Fantina führen sie auf Seite 11 in Tabelle 1 die maximale Masse von Neutronensternen auf:

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

"Tabelle 1. Maximale Neutronensternmasse, wie sie von verschiedenen Theorien dichter Materie vorhergesagt wird. Es wird angenommen, dass der Kern Nukleonen (N), Nukleonen und Hyperonen (NH), Nukleonen und Quarks (NQ) enthält.

Mikroskopische Berechnungen: Brueckner Hartree-Fock (BHF),$^{35, 50–52}$Dirac Brückner Hartree-Fock (DBHF),$^{31, 36}$Variational Chain Summation Method (VCS),$^{40}$perturbative Quantenchromodynamik (pQCD).$^{64}$

Effektive Modelle: Relativistic Mean Field (RMF),$^{57, 60, 70}$Nambu-Jona-Lasinio (NJL),$^{59, 65, 71}$Modifiziertes Taschenmodell (MBM).$^{72, 73}$Wenn die größte Maximalmasse M$_{max 2}$für eine bestimmte Klasse von Modellen 2,0 Mio. übersteigt$_\odot$, und die kleinste maximale Masse M$_{max 1}$ist kleiner als 2,0 M$_\odot\!$Wir präsentieren den engeren Massenbereich 2M$_\odot\!$−M$_{max 2}$mit Beobachtungen übereinstimmen. Wenn jedoch M$_{max 2}$< 2,0 Mio$_\odot$, dann die Reichweite von M$_{max}$gezeigt ist m$_{max 1}$−M$_{max 2}$; eine solche Klasse von Modellen wird durch Beobachtungen ausgeschlossen.

Weitere Erläuterungen siehe Text.".

References:

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Damit liegt die untere Grenze bei etwa 3,2 M$_\odot\!$oder weniger. Praktisch, nicht theoretisch, sind es bei beobachteten Objekten weniger als drei.

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Wie können wir nun erreichen, dass Masse in diesem Bereich auftritt? Tipp: addieren oder subtrahieren.

• Es ist wichtig, einen Blick auf Doppelsterne zu werfen, weil:

„Doppelsternsysteme sind in der Astrophysik sehr wichtig, weil durch Berechnungen ihrer Bahnen die Massen ihrer Bestandteile direkt bestimmt werden können, was wiederum eine indirekte Abschätzung anderer Sternparameter wie Radius und Dichte erlaubt. Dies bestimmt auch eine empirische Masse-Leuchtkraft-Beziehung (MLR), aus der sich die Massen einzelner Sterne abschätzen lassen.

...

Konfiguration des Systems

Eine andere Klassifizierung basiert auf dem Abstand zwischen den Sternen im Verhältnis zu ihrer Größe:[33]

Freistehende Doppelsterne sind Doppelsterne, bei denen sich jede Komponente innerhalb ihres Roche-Lappens befindet , dh dem Bereich, in dem die Anziehungskraft des Sterns selbst größer ist als die der anderen Komponente. Die Sterne haben keinen großen Einfluss aufeinander und entwickeln sich im Wesentlichen getrennt. Die meisten Binärdateien gehören zu dieser Klasse.

Halb freistehende Doppelsterne sind Doppelsterne, bei denen eine der Komponenten den Roche-Lappen des Doppelsterns ausfüllt und die andere nicht. Gas von der Oberfläche der Roche-Lappen-füllenden Komponente (Donor) wird auf den anderen, akkretierenden Stern übertragen. Der Stofftransport dominiert die Evolution des Systems. In vielen Fällen bildet das einströmende Gas eine Akkretionsscheibe um den Akkretor.

Ein Kontaktdoppelstern ist eine Art Doppelstern, bei dem beide Komponenten des Doppelsterns ihre Roche-Lappen füllen . Der oberste Teil der Sternatmosphären bildet eine gemeinsame Hülle, die beide Sterne umgibt. Da die Reibung der Hülle die Orbitalbewegung bremst, können die Sterne schließlich verschmelzen. W Ursae Majoris ist ein Beispiel.

Kataklysmische Variablen und Röntgenbinärdateien

Wenn ein Doppelsternsystem ein kompaktes Objekt wie einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch enthält, kann Gas von dem anderen (Spender-)Stern auf dem kompakten Objekt akkretieren. Dadurch wird potenzielle Gravitationsenergie freigesetzt, wodurch das Gas heißer wird und Strahlung aussendet. Kataklysmisch veränderliche Sterne, bei denen das kompakte Objekt ein Weißer Zwerg ist, sind Beispiele für solche Systeme. In Röntgendoppelsternen kann das kompakte Objekt entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sein. Diese Binärdateien werden entsprechend der Masse des Spendersterns als massearm oder massereich klassifiziert. Massenreiche Röntgendoppelsterne enthalten einen jungen, massereichen Spenderstern vom frühen Typ, der durch seinen Sternwind Masse überträgt, während massearme Röntgendoppelsterne Doppelsterne sind, in denen Gas von einem späten Spenderstern oder Ein Weißer Zwerg überflutet den Roche-Lappen und fällt auf den Neutronenstern oder das Schwarze Loch zu. ...

...

Formation

Es ist zwar nicht unmöglich, dass einige Binärdateien durch Gravitationseinfang zwischen zwei einzelnen Sternen erzeugt werden, angesichts der sehr geringen Wahrscheinlichkeit eines solchen Ereignisses (tatsächlich sind drei Objekte erforderlich, da die Energieerhaltung ausschließt, dass ein einzelner Gravitationskörper einen anderen einfängt) und die Da es derzeit eine große Anzahl von Binärdateien gibt, kann dies nicht der primäre Entstehungsprozess sein. Die Beobachtung von Doppelsternen, die aus Sternen bestehen, die sich noch nicht auf der Hauptreihe befinden, stützt die Theorie, dass Doppelsterne während der Sternentstehung entstehen. Die Fragmentierung der Molekülwolke während der Bildung von Protosternen ist eine akzeptable Erklärung für die Bildung eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems.

Das Ergebnis des Drei-Körper-Problems , bei dem die drei Sterne von vergleichbarer Masse sind, ist, dass schließlich einer der drei Sterne aus dem System herausgeschleudert wird und die verbleibenden zwei ein stabiles binäres System bilden, wenn keine signifikanten weiteren Störungen angenommen werden .

Massentransfer und Akkretion

Wenn ein Hauptreihenstern während seiner Entwicklung an Größe zunimmt, kann er irgendwann seinen Roche-Lappen überschreiten, was bedeutet, dass ein Teil seiner Materie in eine Region vordringt, in der die Anziehungskraft seines Begleitsterns größer ist als seine eigene. Das Ergebnis ist, dass Materie durch einen als Roche-Lobe-Overflow (RLOF) bekannten Prozess von einem Stern zum anderen übertragen wird , entweder durch direkten Aufprall oder durch eine Akkretionsscheibe absorbiert wird . Der mathematische Punkt, durch den diese Übertragung erfolgt, wird als erster Lagrange-Punkt bezeichnet . Nicht selten ist die Akkretionsscheibe das hellste (und damit manchmal das einzige sichtbare) Element eines Doppelsterns.

Wenn ein Stern zu schnell aus seinem Roche-Lappen herauswächst, als dass die gesamte reichlich vorhandene Materie auf die andere Komponente übertragen werden könnte, ist es auch möglich, dass Materie das System durch andere Lagrange-Punkte oder als Sternwind verlässt und somit effektiv an beide Komponenten verloren geht. Da die Entwicklung eines Sterns von seiner Masse bestimmt wird, beeinflusst der Prozess die Entwicklung beider Begleiter und schafft Stufen, die von einzelnen Sternen nicht erreicht werden können.

Studien des verdunkelnden ternären Algol führten zum Algol-Paradoxon in der Theorie der Sternentwicklung: Obwohl sich Komponenten eines Doppelsterns gleichzeitig bilden und massereiche Sterne sich viel schneller entwickeln als die weniger massereichen, wurde beobachtet, dass die massereichere Komponente Algol A befindet sich noch in der Hauptreihe, während der weniger massive Algol B ein Unterriese in einem späteren Evolutionsstadium ist. Das Paradox kann durch Massentransfer gelöst werden: Als der massereichere Stern zu einem Unterriesen wurde, füllte er seinen Roche-Lappen aus, und die meiste Masse wurde auf den anderen Stern übertragen, der sich noch in der Hauptreihe befindet. In einigen Algol-ähnlichen Binärdateien ist tatsächlich ein Gasfluss zu sehen.

Ausreißer und Novae

Es ist auch möglich, dass weit voneinander entfernte Doppelsterne während ihrer Lebensdauer aufgrund äußerer Störungen den Gravitationskontakt zueinander verlieren. Die Komponenten bewegen sich dann weiter, um sich als einzelne Sterne zu entwickeln. Eine enge Begegnung zwischen zwei Doppelsternsystemen kann auch zu einer Gravitationsstörung beider Systeme führen, wobei einige der Sterne mit hoher Geschwindigkeit ausgeworfen werden, was zu außer Kontrolle geratenen Sternen führt.

Wenn ein Weißer Zwerg einen nahen Begleitstern hat, der seinen Roche-Lappen überflutet, wird der Weiße Zwerg ständig Gase aus der äußeren Atmosphäre des Sterns ansammeln. Diese werden durch seine intensive Schwerkraft auf der Oberfläche des Weißen Zwergs verdichtet, komprimiert und auf sehr hohe Temperaturen erhitzt, wenn zusätzliches Material eingezogen wird. Der Weiße Zwerg besteht aus entarteter Materie und reagiert daher weitgehend nicht auf Hitze, während der angesammelte Wasserstoff dies nicht tut. Durch den CNO-Zyklus kann die Wasserstofffusion auf stabile Weise an der Oberfläche stattfinden, was dazu führt, dass die enorme Energiemenge, die durch diesen Prozess freigesetzt wird, die verbleibenden Gase von der Oberfläche des Weißen Zwergs wegbläst. Das Ergebnis ist ein extrem heller Lichtausbruch, der als Nova bekannt ist.

Im Extremfall kann dieses Ereignis dazu führen, dass der Weiße Zwerg die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und eine Supernova auslöst, die den gesamten Stern zerstört, eine weitere mögliche Ursache für Ausreißer. Ein Beispiel für ein solches Ereignis ist die Supernova SN 1572, die von Tycho Brahe beobachtet wurde. Das Hubble-Weltraumteleskop hat kürzlich ein Bild von den Überresten dieses Ereignisses gemacht.

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Nun, da wir diesen Massenbereich auf einem kleinen Gebiet haben, was bekommen wir am Ende?

Wir haben am Ende kein einzelnes Objekt mit einer Masse zwischen ~ \ 3,2 M$_\odot\!$und 5 Mio$_\odot\!$(außer möglicherweise während des Urknalls, wo$v→c$), da ein Teil der Masse umgewandelt und als Röntgenstrahlen emittiert wird, ein Teil als Akkretionsscheibe eines umlaufenden Kepler-Geschwindigkeitsfelds ausgestoßen wird und ein Teil möglicherweise in einem hierarchischen System auf die anderen Sterne zurück übertragen wird .

Die Stärke der Komprimierung wird durch das Pauli - Ausschlussprinzip begrenzt . Eine ausgezeichnete Physik-Website mit etwas einfachen Erklärungen ist Hyperphysics.phy-astr.gsu.edu .

Die andere Grenze (zu dieser Antwort) ist unser Verständnis der Quark-Entartung :

„Bei Dichten, die größer sind als die, die durch Neutronenentartung unterstützt werden, wird erwartet, dass Quark-Materie auftritt. Mehrere Variationen dieser Hypothese wurden vorgeschlagen, die quark-entartete Zustände darstellen. Fremde Materie ist ein entartetes Gas von Quarks, von dem oft angenommen wird, dass es seltsame Quarks enthält zusätzlich zu den üblichen Up- und Down-Quarks. Farbsupraleitermaterialien sind entartete Gase von Quarks, in denen sich Quarks ähnlich der Cooper-Paarung in elektrischen Supraleitern paaren. Die Zustandsgleichungen für die verschiedenen vorgeschlagenen Formen von Quark-entarteter Materie variieren stark, und sind normalerweise auch schlecht definiert, da es schwierig ist, Wechselwirkungen starker Kräfte zu modellieren.

Quark-entartete Materie kann in den Kernen von Neutronensternen vorkommen, abhängig von den Zustandsgleichungen der neutronen-entarteten Materie. Es kann auch in hypothetischen Quarksternen auftreten, die durch den Kollaps von Objekten oberhalb der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Massengrenze für neutronenentartete Objekte entstehen. Ob sich in diesen Situationen überhaupt quark-entartete Materie bildet, hängt von den Zustandsgleichungen sowohl der neutronen-entarteten als auch der quark-entarteten Materie ab, die beide kaum bekannt sind . Quarksterne gelten als Zwischenkategorie zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern. Nur wenige Wissenschaftler behaupten, dass Quarksterne und Schwarze Löcher ein und dasselbe sind. Es liegen nicht genügend Daten vor, um eine Hypothese zu stützenaber Neutronensterne mit unangenehmen Spektren wurden in Argumenten verwendet.".

Siehe auch: „ Mass Transfer and Disc Formation in AGB Binary Systems “ (13. April 2017), von Chen, Frank, Blackman, Nordhaus und Carroll-Nellenback.