Nötron Yıldızları neden olay ufku oluşturmuyor?

Kara Deliklerin ve Nötron Yıldızlarının yoğunluğunu karşılaştırmaya çalışarak aşağıdakileri buldum:

Tipik bir nötron yıldızı, yaklaşık 12 km'lik karşılık gelen yarıçapa sahip, yaklaşık 1.4 ila 3.2 güneş kütlesi 1 [3] (bkz. Chandrasekhar Sınırı) arasında bir kütleye sahiptir . (...) Nötron yıldızlarının toplam yoğunlukları 3.7 × 10 ^ 17 ila 5.9 × 10 ^ 17 kg / m ^ 3 [1]

ve

Kara deliğin "yoğunluğunu" hesaplamak için Schwarzschild yarıçapını kullanabilirsiniz - yani kütle, Schwarzschild yarıçapı içindeki hacme bölünür. Bu kabaca (1.8x10 ^ 16 g / cm ^ 3) x (Msun / M) ^ 2 (...)

Schwarzschild yarıçapının değeri yaklaşık (3x10 ^ 5 cm) x (M / Msun) [2]

Spektrumun tepesinden bir nötron yıldızı alalım (3.2 Msun) ve aynı kütle kara deliği.

Birimleri dönüştürme:

• Nötron yıldızı: 5.9 × 10 ^ 17 kg / m ^ 3 = 5.9 × 10 ^ 14 g / cm ^ 3
• Kara delik: 1.8x10 ^ 16 g / cm ^ 3 x (1 / 5.9) ^ 2 = 5.2 x10 ^ 14 g / cm ^ 3

Kara deliğin yarıçapı (3x10 ^ 5 cm) x (5.2) = 15.6km olacaktır

Bu yoğunluğun 3.2Msun Nötron Yıldızı, 13.7 kilometre yarıçapı veren 1.08 x 10 ^ 13 m ^ 3 hacme sahip olacaktır.

Shell Teoremine göre, küresel nesnelerin belirli bir mesafedeki yerçekimi alan kuvveti, küreler için nokta kütleleriyle aynıdır, bu nedenle aynı kütlenin merkezinden (nokta - kara delik, küre - nötron yıldızı) aynı ağırlıkta yerçekimi aynı olacaktır .

Bu, nötron yıldızının yüzeyini, eşdeğer karadeliğin olay ufkunun yüzeyinin altına yerleştirir. Yine de nötron yıldızlarının ufkunu bile duymadım.

Ya hesaplamalarımda bir hata yaptım (ve eğer öyleyse, işaret edebilir misin?) Ya da ... peki, neden?

Francesco Montesano'nun belirttiği gibi, yanlış kitle kullanmak yanlış cevaba yol açar. Ayrıca, burada yoğunluğu kullanmak cevaba ulaşmak için karmaşık bir yol gibi görünüyor; NS için Schwarzschild yarıçapını hesaplayabilir ve gerçek yarıçapından daha küçük olup olmadığını görebilirsiniz.

Ρ ~ M / R ^ R3 ve R olarak Schwarzschild yarıçapı olarak yoğunluk ölçekler yana _s ~ M, ρ ~ 1 / R ^ 2 olarak BHS ölçekler yoğunluğu; daha büyük BH'ler daha az yoğundur ve sadece bir NS'nin sadece BH'den daha yoğun olup olmadığını test etmek yeterli değildir - aynı kütleye sahip olmalıdırlar, yani aslında yarıçapları karşılaştırırsınız.

Yoğunluk kullanımı geçersiz. Belirli bir kütle için olay ufkunun yarıçapı doğrusal olarak arttıkça, bu yarıçapın hacmi küp arttıkça ve yoğunluk azaldıkça. Diğer yöne bakıldığında, olay ufku azaldıkça yoğunluk artar.

Herhangi bir kütle için olay ufkunun boyutunu hesaplayabilirsiniz . Sadece kaçış hızının ışık hızını aştığı noktayı bulmanız gerekir . Formüldeki ışık hızını kaçış hızı için kullanabilir ve yarıçap için çözebiliriz

R verir için kaçış hızı formül çözme

Numaraları içeren bir e-tablo hazırladım . 3.2 güneş kütleli bir karadeliğin 4.752km'lik bir yarıçapa sahip olacağını hesaplıyorum, yani 3.2 güneş kütleli bir nötron yıldızı 9.504km'ye küçülecek ve 7.13E18 kg / m yoğunluğa sahip olacak bir kara delik olacaktı. ^ 3. Tersine, galaksimizin merkezindeki süper büyük kara delik, yaklaşık 6 milyar km'lik bir olay ufku yarıçapına ve sadece 4.34E6 kg / m ^ 3 yoğunluğa sahiptir. Bir proton büyüklüğündeki bir kara delik 350 milyon metrik tona ihtiyaç duyacak ve yoğunluğu 1.5E56 kg / m3'tür.

Sanırım muhtemelen bazı numaralarınız kapalı. Spesifik olarak, bir spektrumun üst ucundaki sayı aralıklarını ve bir nötron yıldızının yarıçapı için 'yaklaşık' bir rakam kullanıyorsunuz, sanki 12 km tüm nötron yıldızları için tek bir sabit yarıçaptır. Aslında 1.4 güneş kütlesi nötron yıldızı 10.4 ile 12.9 km arasında bir yarıçapı temizleyecekti ( kaynak )

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

Kırmızı bir süperdevenin süpernovaya gittiği zamana geri dönelim. Süpernova gittiğinde, patlama nedeniyle dış kabukları patlar. Bundan sonra ne olacağı kalanın kütlesine bağlıdır. Kütle güneş kütlesinin 1.4 ila 3 katı ise, bir nötron yıldızı haline gelir. Eğer kütlenin 3 katı veya daha büyükse kara delik haline gelir. Nötron yıldızları kara deliklerin olay ufkuna sahip olamazlar çünkü süpernova kalıntıları yeterince büyük değildi.

Nötron yıldızlarının alanı / zamanı o kadar güçlü bükdüğü söylenir, sırtın kısımları önden görülebilir! Tabii ki bir nötron yıldızı aslında yüzeydeki tüm ışık elementlerine sahip çok büyük bir nötron topudur. Bazı bilim adamları şimdi basit nötron yıldızı çarpışmalarının tüm ağır elementleri üretmediğine inanıyor, ancak demirden daha ağır elementlerin varlığının karadelik-nötron yıldızı çarpışmalarından kaynaklanıyor. Eğer öyleyse, muazzam yerçekimlerine rağmen bir olay ufkuna sahip değiller, çünkü madde çok yayılmış, gerçek bir kara delik için hepsi tek bir yerde yoğunlaşmıştı. Aslında tipik bir nötron yıldızı için kaçış hızı çok sayıda hala 1/2 yaklaşık 1/3 ışığın hızı olduğuna inanılmaktadır ve bu arada hayat maygezegenin yörüngesi jetlerden uzak tuttuğu sürece, Deinococcus radioduranlar gibi bir bakteride bile radyasyon toleransı olan bir nötron yıldızının etrafında dönen bir gezegende mümkün olabilir. Bu konseptin bir varyantı, bir nötron yıldızı, eğer her şey önce patlamazsa, helyum füzyonunu kısa bir süre tutuşturan kırmızı bir süperdevine çarptığındadır.
https://arstechnica.com/science/2014/06/red-supergiant-replaced-its-core-with-a-neutron-star/