¿Por qué hay estrellas de neutrones más ligeras que el límite de Chandrasekhar?

El proceso de formación es diferente. Las estrellas de neutrones son restos del núcleo que se forman en una supernova de colapso del núcleo , y pueden ser estables dentro de los límites incluso “debajo” del CL.

El CL se aplica para la masa límite superior en la formación de enanas blancas , restos centrales de estrellas mucho más claras .

Por decirlo así, las estrellas de neutrones se acercan al CL “desde el otro lado”, y no están realmente limitadas por él. (Además, hay algunos puntos sobre las estrellas de neutrones que aún no entendemos realmente, lo cual es otro factor).

La formación de agujeros negros cae por debajo del límite de TOV (Tolman – Oppenheimer – Volkoff).

Además, estos dos “límites” no están protegidos, pero difieren un poco de un caso a otro, según las estrellas involucradas y las circunstancias de los eventos que condujeron a su final.

Las estrellas de neutrones se forman cuando las estrellas lo suficientemente pesadas (más pesadas que el límite de Chandrasekhar) se convierten en supernova al final de su vida. Sin embargo, cualquier estrella más pesada que el límite de TOV que se convierte en supernova se convierte en un agujero negro.

El límite Tolman – Oppenheimer – Volkoff (o límite TOV) … es un límite superior a la masa de estrellas compuesta de materia degenerada de neutrones (es decir, estrellas de neutrones) … correspondiente a una masa estelar original de 15 a 20 masas solares.

-Wikepedia

es decir, una estrella con una masa superior a 20 masas solares no puede proceder de una estrella de neutrones.

Cuando una estrella que tiene una masa menor que el límite de Chandrasekhar alcanza la etapa de Gigante Rojo, pierde lentamente combustible de fusión y, finalmente, se convierte en una Enana Blanca.

Por lo tanto, una estrella con una masa menor que el límite de Chandasekhar nunca puede formar una estrella de neutrones.

Una estrella de neutrones se forma durante una supernova, una explosión de una estrella que tiene al menos 8 masas solares. La masa máxima de una estrella de neutrones es de 3 masas solares. Si se vuelve más masivo que eso, colapsará en una estrella de quark y luego en un agujero negro. [1]

¿A dónde fueron las 5 masas solares? Bueno, esa gran cantidad de materia y energía se emite durante la Supernova.

Editar: confundí el límite de Chandrasekhar con el límite de TOV. Gracias a Huang ZheYu por señalarlo.

Notas al pie

[1] ¿Cómo se colapsa la estrella de neutrones en el agujero negro?

La clave es cuánta masa se expulsa durante la explosión de supernova. Cualquier estrella que supere el límite eventualmente se convertirá en supernova, pero la cantidad de materia expulsada varía ampliamente.

Para terminar con una estrella de neutrones por debajo del límite, la explosión de supernova tuvo que expulsar suficiente materia para hacerse tan pequeña.

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