中性子星はどのようにしてブラックホールに崩壊するのですか？

超新星の壮大な爆発は、十分に重いときにブラックホールを形成することを知っています。電磁放射と大量の物質の両方の爆発的放出は明らかに観測可能であり、非常に徹底的に研究されています。星が十分に大きい場合、残骸はブラックホールになります。質量が十分でなければ、中性子星になります。

現在、ブラックホールの作成には別のモードがあります。中性子星が十分な量の物質を捕獲するか、2つの中性子星が衝突し、それらの結合質量が別の崩壊を引き起こすのに十分な重力を生成します。

これに関連する効果は何ですか？ある種の放射線や粒子の爆発的な放出はありますか？観測可能ですか？中性子が圧力の重大な増加にさらされるときに、中性子にどのような物理的プロセスが発生しますか？中性子星と比較して、新しいブラックホールの質量はどれくらいですか？

中性子星は、そもそも中性子星になるために、少なくとも太陽質量の1.4倍の質量（つまり、太陽の質量の1.4倍）でなければなりません。詳細については、ウィキペディアのチャンドラセカール制限を参照してください。

中性子星は、超新星、少なくとも8つの太陽質量である星の爆発の間に形成されます。

中性子星の最大質量は3太陽質量です。それよりも大きくなると、クォーク星に崩壊し、ブラックホールになります。

1電子+ 1陽子= 1中性子;

1中性子= 3クォーク=アップクォーク+ダウンクォーク+ダウンクォーク。

1陽子= 3クォーク=アップクォーク+アップクォーク+ダウンクォーク。

超新星は、中性子星（1.4〜3太陽質量）、クォーク星（約3太陽質量）、またはブラックホール（3太陽質量を超える）をもたらします。

超新星では、恒星の質量の大部分が宇宙に吹き飛ばされ、鉄よりも重い元素を形成します。これは、恒星の元素合成では生成できません。

超新星の崩壊中、コアの原子は電子、陽子、中性子に分解されます。

超新星が中性子星のコアになる場合、コア内の電子と陽子が融合して中性子になるため、1.4から3個の太陽質量を含む直径20 kmの中性子星は巨大な原子核のようです中性子のみを含む。

中性子星の質量が増加すると、中性子は縮退し、構成クォークに分裂します。したがって、星はクォーク星になります。質量がさらに増加すると、ブラックホールが発生します。

クォーク星の質量の上限/下限は不明です（または、少なくとも私はそれを見つけることができませんでした）。いずれにしても、それは3つの太陽質量の周りの狭いバンドであり、ブラックホールの最小安定質量です。

安定した質量（少なくとも3つの太陽質量）を持つブラックホールについて話すとき、それらは4つのフレーバーであると考えるのが良いです：回転帯電、回転非帯電、非回転帯電、非回転非帯電。

変換中に視覚的に表示されるのは、ハードフラッシュです。これは、崩壊中に、表面上の/表面近くの粒子がイベントの地平線に入る前にばらばらになると、強い放射線を放出する時間があるためです。これがガンマ線バースト（GRB）の原因の1つである可能性があります。

原子は圧力下で陽子、中性子、電子に分裂することを知っています。

さらに圧力がかかると、陽子と電子が結合して中性子になります。

さらに圧力がかかると、中性子はクォークに分解されます。

さらに大きな圧力の下では、おそらくクォークはさらに小さな粒子に分解されます。

最終的に、最小の粒子はストリングであり、開ループまたは閉ループであり、プランク長はクォークよりも桁違いに小さくなっています。ひもを1ミリメートルの長さに拡大すると、陽子の直径は10.5光年離れた太陽とイプシロンエリダニの間にぴったりと収まります。これは陽子がストリングと比較してどれだけ大きいかということなので、おそらくクォークとストリングの間にかなり多くの中間的なものがあると想像できます。

現在、弦理論のすべての数学を解明するにはさらに数十年が必要であるように見えます。弦よりも小さいものがある場合は新しい理論が必要になりますが、弦理論はこれまでのところ問題ありません。ブライアン・グリーンの著書「エレガント・ユニバース」を参照してください。

文字列は純粋なエネルギーであり、アインシュタインは質量は単なるエネルギーの形態であると述べたので、ブラックホールへの崩壊はエネルギーの構造を実際に破壊し、質量/物質/バリオン粒子の外観を与え、質量を最も単純なままにします形、開いたまたは閉じたひも、つまり、重力に縛られた純粋なエネルギー。

ブラックホール（質量、半径、回転、電荷、したがって半径によって変化する密度があるため、実際にはホールや特異点ではありません）が蒸発して、質量全体を放射の形で放棄して、彼らは実際にはエネルギーです。ブラックホールの蒸発は、その質量が安定したブラックホールの最小質量（3太陽質量）を下回る場合に発生します。シュワルツシルト半径方程式もブラックホールの半径は、その質量、およびその逆を与えられているものを示します。

そのため、必要に応じて鉛筆など、必要なものをブラックホールに変換し、必要なサイズに圧縮してブラックホールにすることができます。鉛筆は安定したブラックホールの質量（3太陽質量）よりも小さいため、それはすぐに完全に硬い放射のフラッシュに完全に変換（蒸発）するだけです。

これが、CERN実験が地球を飲み込むためのブラックホールを作成できなかった理由です。地球全体または太陽の質量を持つものでも、何かを飲み込む前に蒸発する亜原子ブラックホール。太陽系には、安定した（3太陽質量）ブラックホールを作るのに十分な質量がありません。

中性子星がブラックホールに変化するために質量が大きくなる簡単な方法は、中性子星とそのバイナリペアが互いに軌道を回る別の星に十分に近いバイナリシステムの一部となることです。 、中性子星は他の星からガスを吸い上げ、質量を獲得します。

まさにそれを示す素敵な図面です。

ブラックホールに落ちる物質は、光速に向かって加速されます。加速されると、物質は原子以下の粒子と硬い放射線、つまりX線とガンマ線に分解されます。ブラックホール自体は表示されませんが、加速されて粒子に分解される落下物からの光は表示されます。ブラックホールは、背景の星/銀河の光に重力レンズ効果を引き起こす可能性もあります。

質問の一部に焦点を当てるだけです。ブラックホールを形成するために、中性子星が物質を蓄積したり、2つの中性子星が衝突したりする可能性はありますが、この種のイベントは非常にまれです（以下を参照）

測定された中性子星とブラックホールの質量の分布は、推定された真の分布に適合させることができます。これは、Ozelらによるものです。（2012）。あなたが最も高い質量中性子4.5（現在の記録保持者は、程度の質量有する間に明確な隙間がある見ることができる及び約最小のブラックホール（）。これによりわずかに早く仕事を確認ファーをet al。（2011）。 5 M $2M_{\odot}$$5M_{\odot}$

しかし、中性子星の融合は起こらなければなりません。明らかな例は、Hulse-Taylor連星中性子星システムです。2つの物体は、おそらく重力波の放射によってらせん状になっており、約3億年後に融合します。2つの中性子星の合計質量はですが、それらが生成するブラックホールの質量は小さくなり、その差はニュートリノと重力波として放射されます。$2.83M_{\odot}$

中性子星の融合（または中性子星とブラックホールバイナリの融合）は、高赤方偏移銀河で一般的に見られる短時間のガンマ線バーストまたはいわゆるキロノバイベントの前駆体であると考えられています。これらは通常、1秒以下続きますが、約エネルギー放出を伴い$\sim 10^{44}$J.それらはブラックホール、またはおそらくより大きな中性子星を生成するかもしれません。また、次世代の重力波実験で検出できる重力波の特徴（「チャープ」）があります（現在は現実です）。これらのブラックホールは孤立している可能性があるため、上記の質量分布には表示されません。これらのイベントのさらなる観測シグネチャは、これらのイベントで主に生成される可能性のあるイリジウムやゴールドなどの多数の重いrプロセス要素の現在のレベルの形である可能性があります。

既存の中性子星への降着に関しては、超新星で中性子星が生成される最高質量（おそらく）と中性子星の最大質量の間に大きなギャップがあるため、非常にまれに見えます。後者は少なくともですが、一般相対性理論で許容される最大値であるになる可能性があります。この仮説的な出来事の結果については、非推測的な物理学に固執し、発生する可能性が最も高いのは、十分に高い密度（ kg / m 2 M ⊙ 3 M ⊙ > 10 18 3 2 M $1.5M_{\odot}$$2M_{\odot}$$3M_{\odot}$$>10^{18}$$^3$）、これは不安定性につながる（サポートの大部分を提供している縮退中性子の除去による）; 中性子星はそのイベントの地平線内に滑り込み（中性子星の場合は約6km ）、ブラックホールになる可能性があります。重力波の兆候は可能かもしれませんが、何らかの爆発は起こりそうにないようです。$2M_{\odot}$

編集：上記のNS / BH質量分布の更新。私は最近会議で講演を見ました-分布の説明には2つの広い推力があります。ブラックホールは、前駆体の物理学のためにこの質量範囲で生成されないか、またはそれらを見ることに強い観測バイアスがあります。前者の説明の例はKochanek（2014）で見つけることができます。彼は、16から25間に「失敗した超新星」のクラスがあり、弱い一時的な出来事で封筒を排出することができますが、ヘリウムコアの背後に、最小質量5-8ブラックホールを形成します。低質量の前駆体が中性子星の原因になります。 M $M_{\odot}$$M_{\odot}$

観測バイアスは、バイナリシステムで最も低い質量のブラックホールの仲間が常にロシュローブからあふれている可能性があることです。結果として生じる降着シグネチャは、コンパニオンスペクトルを圧倒し、動的質量推定を防ぎます（Fryer 1999など）。チャンドラ銀河バルジ調査は、 より公平なブラックホールの質量分布を測定するためにどのとコンパクトバイナリを、食、静止、比較的低いX線輝度の例を見つけることを試みています。

さらなる編集：難関があり、中性子星の降着による崩壊によって形成される可能性のある「低質量」ブラックホールがあると主張しています（Alexandra Veledinaが指摘）。例えば、Cygnus-X3は、Zdziarskiらによると、質量を主張しています。2013ですが、これらの観察にはまだ確かな精度がありません。$2.4^{+2.1}_{-1.1}\ M_{\odot}$