¿A qué distancia es probable que esté el remanente de estrella compacta más cercano?

No puede haber una enana blanca más cercana. Las enanas blancas más antiguas y frescas (3000K) serían raras, pero aún son lo suficientemente luminosas para haber sido detectadas fácilmente a distancias más cercanas que Sirius. A la distancia de Sirius, dicho objeto tendría una magnitud visual de alrededor de 12-13 y sería más brillante en las longitudes de onda del infrarrojo cercano donde todos los estudios del cielo como 2MASS definitivamente lo habrían visto desde su paralaje. $6\times10^{-6} L_{\odot}$

Las estrellas de neutrones y los agujeros negros podrían ser casi indetectables, pero se espera que sean aproximadamente 10 y 100 veces más raros, respectivamente. Calculado de la siguiente manera:

Supongamos que estrellas han nacido en la galaxia de la Vía Láctea y les han dado masas entre 0.1 y 100 . Luego, suponga que las estrellas han nacido con una distribución de masa que se aproxima a la función de masa de Salpeter - . Luego suponga que todas las estrellas con masa terminan sus vidas como agujeros negros, todas las estrellas con terminan sus vidas como estrellas de neutrones y aproximadamente la mitad de las estrellas con terminan sus vidas como enanas blancas (la otra mitad todavía están vivas como estrellas de secuencia principal, al igual que todas las estrellas nacidas con masas inferiores). $N$ $M_{\odot}$ $n(m) \propto m^{-2.3}$ $m>25M_{\odot}$ $8<m/M_{\odot}<25$ $0.9<m/M_{\odot}<8$

Entonces, si , entonces y por lo tanto . $n(m) = Am^{-2.3}$

N = \int_{0.1}^{100} A m^{- 2.3} d m

$N = \int^{100}_{0.1} A m^{-2.3}\ dm$

A = 0.065 N

$A=0.065N$

El número de agujeros negros creados será es decir, 0.064% de las estrellas en la Galaxia agujeros negros. NB: La vida útil finita de la galaxia es irrelevante aquí porque es mucho más larga que la vida útil de los progenitores de agujeros negros.

N_{B H} = \int_{25}^{100} A m^{- 2.3} d m = 6.4 \times 10^{- 4} N

$N_{BH} = \int^{100}_{25} Am^{-2.3}\ dm = 6.4\times10^{-4} N$

De manera similar, el número de estrellas de neutrones y el número de enanas blancas

N_{N S} = \int_{8}^{25} A m^{- 2.3} d m = 2.6 \times 10^{- 3} N

$N_{NS} = \int^{25}_{8} Am^{-2.3}\ dm = 2.6\times10^{-3}N$

N_{W D} = 0.5 \times \int_{0.9}^{8} A m^{- 2.3} d m = 0.027 N

$N_{WD} = 0.5\times \int^{8}_{0.9} Am^{-2.3}\ dm = 0.027 N$

Ahora usamos estos resultados como factores de escala para aplicar a la población estelar local. Hay alrededor de 1000 estrellas "normales" en una esfera de 15 pc de radio, por lo tanto, una densidad de 0.07 pc . Por lo tanto, uno usa los resultados anteriores para calcular la densidad de los remanentes compactos y luego toma como una estimación de la distancia promedio a uno de ellos. Esto da un valor esperado de 18 pc al agujero negro más cercano, 11 pc a la estrella de neutrones más cercana y 5 pc a la enana blanca más cercana. $^{-3}$ $(3/4\pi n)^{1/3}$

Por lo tanto, la distancia a la enana blanca más cercana es aproximadamente la esperada. Por las razones discutidas en mi respuesta a esta pregunta relacionada, es probable que se subestime la distancia calculada al agujero negro más cercano y a los restos de estrellas de neutrones porque muchos escapan de la Galaxia o tienen dispersiones de muy alta velocidad y alturas de escala galáctica mucho más grandes que las estrellas normales. Entonces, si bien es posible que exista uno más cercano que Sirius, es muy poco probable.

¿Cómo podría detectarse un objeto así? Una vieja estrella de neutrones fría o un agujero negro podrían ser completamente indetectables en todas las longitudes de onda de radiación electromagnética, aunque podría ser fructífero examinar cuidadosamente cualquier detección de candidatos [ver a continuación] para detectar signos de emisión de rayos X debido a la acumulación del medio interestelar) . Pero su pregunta tiene creo que la sugerencia correcta. Es probable que los objetos tengan un movimiento adecuado sustancial y, por lo tanto, hay una posibilidad decente de que vea una firma de lentes gravitacionales "en movimiento". Esto aún sería muy pequeño a menos que el objeto pasara directamente frente a una estrella de fondo, pero tal evento de microlente sería transitorio y podría no observarse. Lo más probable es que Gaia recoja los cambios sutiles en las posiciones de las estrellas de fondo que cambian durante los 5 años de su misión. Según su otra pregunta:¿Gaia detectará estrellas de neutrones inactivas?

Rob Jeffries
fuente

Creo que hay un pequeño error en el límite inferior de la integral para

N_{W D}

$N_\mathrm{WD}$ ; no debería ser 0.9 en lugar de 1, de acuerdo con lo que escribió al principio (y de acuerdo con su resultado de 0.027). Pero, ¿por qué comienzas en 0.9 y no en 0.1? ¿Es porque se supone que todas las estrellas de M <0.9 todavía están en la MS?

pela

Sí, debería ser 0.9. Por supuesto, depende (ligeramente) de la composición. El límite inferior está establecido por la vida útil de la secuencia principal. Las estrellas de menor masa no son enanas blancas (todavía), eso se detalla entre paréntesis al final del párrafo. 3.

Rob Jeffries

Ah sí, lo siento, me perdí el " ... como son todas las estrellas nacidas con masas más bajas ". ¡Gracias! Y sí, un FMI menos profundo a bajas masas produciría un menor número de WD. ¿Pero pensé que en realidad el número era mayor? Salpeter asumió un 10% de WD, pero eso probablemente esté desactualizado. ¿Tiene alguna referencia para los números observados?

pela

@Pela Bueno, la función de masa no es Salpeter hasta las masas más bajas, por lo que las estrellas de baja masa están sobrerrepresentadas en mi cálculo, espero. Podría hacer algo más realista y podría aumentar la densidad de WD por un factor de 2, pero no cambiaría los números NS y BH.

Rob Jeffries

Sí, a eso me refería. De todos modos, gracias por una gran respuesta.

pela

¿A qué distancia es probable que esté el remanente de estrella compacta más cercano?

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