Dlaczego gwiazdy neutronowe nie tworzą horyzontu zdarzeń?

Próbując porównać gęstość czarnych dziur i gwiazd neutronowych, wymyśliłem:

Typowa gwiazda neutronowa ma masę od około 1,4 do 3,2 mas Słońca 1 [3] (patrz Limit Chandrasekhar), z odpowiednim promieniem około 12 km. (...) Gwiazdy neutronowe mają ogólną gęstość od 3,7 × 10 ^ 17 do 5,9 × 10 ^ 17 kg / m ^ 3 [1]

i

Możesz użyć promienia Schwarzschilda do obliczenia „gęstości” czarnej dziury - tj. Masy podzielonej przez objętość zawartą w promieniu Schwarzschilda. Jest to mniej więcej równe (1,8x10 ^ 16 g / cm ^ 3) x (Msun / M) ^ 2 (...)

Wartość promienia Schwarzschilda wynosi około (3x10 ^ 5 cm) x (M / Msun) [2]

Weźmy gwiazdę neutronową ze szczytu spektrum (3,2 Msun) i tę samą masową czarną dziurę.

Przeliczanie jednostek:

• Gwiazda neutronowa: 5,9 × 10 ^ 17 kg / m ^ 3 = 5,9 × 10 ^ 14 g / cm ^ 3
• Czarna dziura: 1,8 x 10 ^ 16 g / cm ^ 3 x (1 / 5,9) ^ 2 = 5,2 x 10 ^ 14 g / cm ^ 3

Promień czarnej dziury wynosiłby (3x10 ^ 5 cm) x (5,2) = 15,6 km

Gwiazda neutronowa 3.2 Słońca o tej gęstości miałaby objętość 1,08 x 10 ^ 13 m ^ 3, co daje promień 13,7 kilometrów

Według twierdzenia Shell siła pola grawitacyjnego obiektów sferycznych w danej odległości jest taka sama dla sfer jak dla mas punktowych, więc w tej samej odległości od środka tej samej masy (punkt - czarna dziura, kula - gwiazda neutronowa) grawitacja będzie taka sama .

Oznaczałoby to umieszczenie powierzchni gwiazdy neutronowej poniżej powierzchni horyzontu zdarzeń równoważnej czarnej dziury. Jednak nigdy nie słyszałem o horyzoncie gwiazd neutronowych.

Albo popełniłem błąd w moich obliczeniach (a jeśli tak, czy mógłbyś to wskazać?) Lub ... cóż, dlaczego?

Jak zauważa Francesco Montesano, użycie niewłaściwej masy prowadzi do złej odpowiedzi. Również użycie tutaj gęstości wydaje się skomplikowanym sposobem na uzyskanie odpowiedzi; możesz obliczyć promień Schwarzschilda dla NS i sprawdzić, czy jest mniejszy niż jego rzeczywisty promień.

Ponieważ gęstość jest skalowana jako ρ ~ M / R ^ 3, a promień Schwarzschilda jako R _s ~ M, gęstość BHs jest skalowana jako ρ ~ 1 / R ^ 2; bardziej masywne BH są mniej gęste i samo sprawdzenie, czy NS jest gęstszy niż sam BH nie jest wystarczające - muszą mieć tę samą masę, co oznacza, że ​​faktycznie porównujesz promienie.

Używanie gęstości jest nieprawidłowe. Gdy promień horyzontu zdarzeń dla danej masy rośnie liniowo, objętość tego promienia wzrasta wraz ze wzrostem sześcianu, a zatem gęstość maleje. Patrząc na to z drugiej strony, gęstość rośnie wraz ze spadkiem horyzontu zdarzeń.

Możesz obliczyć rozmiar horyzontu zdarzenia dla dowolnej danej masy. Musisz tylko znaleźć punkt, w którym prędkość ucieczki przekracza prędkość światła. Możemy użyć prędkości światła we wzorze na prędkość ucieczki i rozwiązać dla promienia

Rozwiązanie formuły prędkości ucieczki dla r daje

Złożyłem arkusz kalkulacyjny z liczbami. Obliczam, że czarna dziura o masie 3,2 masy słonecznej miałaby promień 4,752 km, co oznacza, że ​​gwiazda neutronowa o masie 3,2 masy słonecznej miała stać się czarną dziurą, musiałaby się skurczyć do 9,504 km i mieć gęstość 7,13E18 kg / m ^ 3. I odwrotnie, supermasywna czarna dziura w centrum naszej galaktyki ma promień horyzontu zdarzeń wynoszący około 6 miliardów kilometrów i gęstość jedynie 4,34E6 kg / m ^ 3. Czarna dziura wielkości protonu potrzebowałaby 350 milionów ton metrycznych i miałaby gęstość 1,5E56 kg / m3.

Myślę, że prawdopodobnie nie rozumiesz niektórych numerów. W szczególności używasz zakresów liczb na górnym końcu widma i liczby „około” dla promienia gwiazdy neutronowej, tak jakby 12 km to pojedynczy stały promień dla wszystkich gwiazd neutronowych. W rzeczywistości gwiazda neutronowa o masie słonecznej 1,4 miałaby promień w promieniu gdzieś między 10,4 a 12,9 km ( źródło )

https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/nicer/nicer_about.html

Wróćmy do czasów, kiedy czerwony supergiant przechodzi w supernową. Kiedy przechodzi w supernową, jego zewnętrzne skorupy są zdmuchiwane z powodu eksplozji. To, co stanie się potem, zależy od masy pozostałości. Jeśli masa jest 1,4 do 3 razy większa od masy Słońca, staje się gwiazdą neutronową. Jeśli jest 3 razy większa od masy, staje się czarną dziurą. Gwiazdy neutronowe nie mogą mieć horyzontów zdarzeń czarnych dziur, ponieważ pozostałość po supernowej po prostu nie była wystarczająco masywna.

Mówi się, że gwiazdy neutronowe wyginają przestrzeń / czas tak mocno, że części tyłu są widoczne z przodu! Oczywiście gwiazda neutronowa jest w zasadzie jeden bardzo bardzo duża piłka neutronów ze wszystkich elementów świetlnych na powierzchni. Niektórzy naukowcy uważają obecnie, że proste zderzenia gwiazd neutronowych nie generują wszystkich ciężkich pierwiastków, ale istnienie pierwiastków cięższych niż żelazo wynika z zderzeń gwiazd czarnych dziur z neutronami. Jeśli tak, to nie mają horyzontu zdarzeń pomimo ich ogromnej grawitacji, ponieważ materia jest zbyt rozłożona, podczas gdy dla prawdziwej czarnej dziury wszystko koncentruje się w jednym miejscu. W rzeczywistości uważa się, że prędkość ucieczki dla typowej gwiazdy neutronowej wynosi około 1/3 do 1/2 prędkości światła, wciąż duża liczba, a przy okazji życie możebyć możliwe na planecie krążącej wokół gwiazdy neutronowej z wystarczającą tolerancją na promieniowanie nawet w bakterii takiej jak Deinococcus radiodurans, o ile orbita planety trzymała ją z dala od dżetów. Odmiana tej koncepcji polega na tym, że gwiazda neutronowa uderza czerwonego nadolbrzyma na krótko zapalając fuzję helu, jeśli całość nie wybuchnie pierwsza.
https://arstechnica.com/science/2014/06/red-supergiant-replaced-its-core-with-a-neutron-star/