Si te refieres a la masa, el límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares debería ser la respuesta (posiblemente podría perder un pequeño porcentaje de su masa después de su formación y seguir siendo una estrella de neutrones, pero aparte de la radiación de Hawking, es difícil imaginar una situación en la que un la estrella de neutrones en realidad podría perder masa).
Si te refieres al tamaño físico, te remito a esta ecuación, adaptada de The Physics of Stars por AC Phillips:
R_ns ~ 13 km * (M_ns /1.85 M_sun) ^ (- 1/3) donde M_ns es la masa de la estrella de neutrones en masas solares (M_sun)
- ¿Qué nueva información han aprendido los científicos de la observación de GW170817 (fusión de estrellas de neutrones)?
- ¿Cuáles son las diferencias entre un neutrón y un antineutrón?
- ¿Cómo reducen los neutrones la repulsión entre los protones en el núcleo?
- ¿Cómo se convierten los protones en neutrones?
- ¿Cuánto tiempo tardará una estrella de neutrones en enfriarse a temperatura ambiente?
Entonces, como es degenerada, cuanto más masiva es la estrella de neutrones, más pequeña se vuelve. El límite superior teórico sobre la masa de una estrella de neutrones, el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff, está considerablemente menos definido que el límite Chandrasekhar debido a nuestra incapacidad para simular y estudiar las condiciones físicas involucradas. Pero si asumimos que las masas solares 3.0 citadas con frecuencia son el máximo real, entonces la ecuación anterior da 11 km.
