Crédito: Goethe-Universität Frankfurt am Main
Os astrônomos conseguiram integrar os dados observados na GW170817 e equações de estado, para calcular o limite máximo de massa em estrelas de nêutrons, que é de 2.16 vezes a massa do Sol. Acima disso, ela vira um buraco negro.
É a primeira vez que esse limite é calculado com precisão desde 1960.
Fontes: Phys.org, artigo científico
3 comentários
Retificando meu post anterior, o “limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff “, agora determinado com precisão, é 2.16 massas solares, e não como constou.
Na realidade, esse “limite de 2.26”, refere-se a “equação de estado”, que é uma relação matemática entre as grandezas termodinâmicas de estado, sob um dado conjunto de condições físicas. Mais precisamente, refere-se nessa análise de estrelas de nêutrons, esse “limite” seria o “limite de “Tolman-Oppenheimer-Volkoff””, agora estabelecido em 2.26 massas solares, que seria o “limite” limite superior para a massa de um objeto nêutron-degenerado colapsar em um buraco negro estelar ou em outras formas densas de matéria degenerada, como numa hipotética estrela de quark.
Outro “limite de equação de estado”, análogo, é limite de Chandrasekhar, para objetos elétron-degenerados, cujo limite é aproximadamente 1.44 massas solares para objetos com composições similares ao Sol, além do qual, a pressão de degeneração dos elétrons não pode suportar o objeto contra o colapso. Objetos celestes abaixo deste limite, estão as estrelas anãs brancas, formadas pelo colapso dos núcleos de estrelas nas quais acabou o combustível nuclear. Acima deste limite, qual seja, 1.44 até 2.26 massas solares, o objeto colapsa para uma estrela de nêutron. E acima de 2.26 massas solares, o objeto colapsa para um buraco negro estelar.
Ou seja, a estrela de nêutron que sobrou de uma supernova qualquer se cria no limite máximo de 2.26 vezes a massa do sol. Se sobrou mais vira buraco negro e, que já foge da propriedade intrínseca da matéria, isto é, forças que atuam independentes das coordenadas de tempo e espaço.