Phorum.com.gr

Μέχρι στιγμής δεν έχει καταστεί δυνατό να έχουμε κάποιον αξιόπιστο, μη speculative, υπολογισμό. Εξαρτάται από το μοντέλο που χρησιμοποιεί αυτός που κάνει τον υπολογισμό δηλαδή πρακτικά από παραδοχές. Ίσως τελικά αυτό να προσδιοριστεί μέσω της παρατήρησης.

Η παρατήρηση για την ώρα έχει εντοπίσει αστέρα νετρονίων με 2,2 ηλιακές μάζες που είναι και ο μεγαλύτερος μέχρι σήμερα για τον οποίο υπάρχει ακριβής μέτρηση. Υπάρχουν ενδείξεις για κάποιους άλλους όπως το Black Widow Pulsar με φαινόμενη μάζα 2,4 ηλιακές αλλά και ένα που εξακολοθεί να παρατηρεί το τηλεσκόπιο του Arecibo με μέγιστη δυνατή τιμή 2,7 ηλιακές μάζες. Δεν έχουμε όμως ακόμα αξιόπιστη, γενικά παραδεκτή από την επιστημονική κοινότητα, μέτρηση γι' αυτά.

Το ερώτημα είναι ποιο το όριο της μάζας αστέρα νετρονίων μετά το οποίο γίνεται μαύρη τρύπα;

Το θεωρητικό όριο είναι υπολογισμένο στις 2,17 ηλιακές μάζες. Ο PSR J0740+6620 υπολογίζεται ότι είναι 2,05 με 2,24 ηλιακές μάζες, ακριβώς πάνω στο όριο. Είναι η εγκυρότερη μέτρηση που έχουμε για αστέρα νετρονίων, όπως λέει και ο GD παραπάνω.

hellegennes έγραψε: ↑

03 Ιουν 2020, 03:07

Το θεωρητικό όριο είναι υπολογισμένο στις 2,17 ηλιακές μάζες. Ο PSR J0740+6620 υπολογίζεται ότι είναι 2,05 με 2,24 ηλιακές μάζες, ακριβώς πάνω στο όριο. Είναι η εγκυρότερη μέτρηση που έχουμε για αστέρα νετρονίων, όπως λέει και ο GD παραπάνω.

Εξαρτάται από τον τρόπο που χρησιμοποιείς για να το υπολογίσεις. Άλλες μέθοδοι δίνουν άλλες τιμές. Για την ώρα είναι καθαρή θεωρία με πολλές παραδοχές και αυτός είναι και ο λόγος που έχουν επιδοθεί σε παρατηρησιακό κυνήγι προσπαθώντας να κάνουν pin down την πραγματική τιμή εντοπίζοντας όσο το δυνατόν μεγαλύτερους αστέρες νετρονίων και όσο το δυνατόν μικρότερες μαύρες τρύπες (αν και στις τελευταίες υπάρχουν πολύ περισσότερες αβεβαιότητες).

Αυτό οφείλεται εν μέρει στο ότι δεν υπήρχαν ποτέ πολύ ακριβή παρατηρησιακά δεδομένα. Στην συγκεκριμένη περίπτωση είναι εξαιρετικά αξιόπιστη η μέτρηση, λόγω σύμπτωσης. Ο συγκεκριμένος αστέρας είναι πάλσαρ και μέρος διπλού συστήματος. Επειδή η μέτρηση της τροχιακής περιόδου είναι εξαιρετικά ακριβής, καθώς και η περίοδος του παλμού, μπορεί να υπολογιστεί η μάζα του πάλσαρ βρίσκοντας την μάζα του άλλου άστρου (που είναι λευκός νάνος). Η μέθοδος αξιοποιεί μια λύση της σχετικότητας, την Σχετικιστική Καθυστέρηση Σαπίρο, που είναι επίσης ένα από τα κλασικά ηλιακά τεστ της σχετικότητας. Εξαιτίας της μάζας του λευκού νάνου, οι παλμοί του πάλσαρ παρουσιάζουν μια ελαφρά χρονοκαθυστέρηση όταν το πάλσαρ βρίσκεται πίσω από τον λευκό νάνο (τουτέστιν πίσω από το βαρυτικό του πηγάδι). Αυτή η καθυστέρηση είναι μετρήσιμη και μπορεί να δώσει την μάζα του λευκού νάνου. Όμως ήδη ξέρουμε την μάζα του συστήματος και άρα υπολογίζοντας την μάζα του ενός άστρου βρίσκουμε και του άλλου.

Τα καταθέτω αυτά για όποιον ενδιαφέρεται.