Como señala Robert Frost, podrían existir agujeros negros muy pequeños si se crearan de alguna manera. Sin embargo, como también señala, se trata principalmente de densidad. Eso significa que es bastante difícil crear pequeños porque la materia resiste fuertemente la compresión a la densidad requerida.
Probablemente, un mínimo práctico esté alrededor del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, que está alrededor de 2-3 masas solares. Si tiene esa cantidad de materia fría, ya se habrá colapsado para formar una estrella de neutrones, porque está por encima del límite de Chandrasekhar, 1,44 masas solares, donde la presión de degeneración de electrones se vuelve inadecuada para mantener la materia en la forma habitual de electrones que orbitan alrededor núcleos contra la fuerza gravitacional. Pero a medida que colapsa en material de estrella de neutrones, se vuelve mucho más denso y la fuerza gravitacional aumenta. Entonces, con solo un poco más de masa, supera incluso la presión de degeneración de neutrones, y hasta donde sabemos, esa es la última joroba en el camino hacia un agujero negro (excepto tal vez una estrella Quark). Es posible que pueda hacerlo un poco mejor si puede idear una explosión, donde se expulsa algo de materia y el resto aumenta la fuerza hacia adentro, pero el límite de TOV es el estadio. El candidato a agujero negro más pequeño que se conoce actualmente tiene alrededor de 4 masas solares, ver agujero negro estelar. (Se había informado 2.8 para un candidato XTE J1650-500 en 2008, pero se revisó al alza. A 9.7.)
Parte de la razón por la cual el límite teórico no parece abordarse tan de cerca es que es bastante difícil obtener esa cantidad de materia en un solo lugar y frío . Si comienza con hidrógeno disperso e intenta condensarlo, primero se calienta bastante a medida que se libera la energía potencial gravitacional, y luego comienza a experimentar fusión nuclear. Y el calor mantiene la materia esponjosa e insuficientemente densa para un colapso. Entonces debe esperar hasta que todos los procesos de fusión se hayan agotado. Las estrellas más grandes atraviesan esto más rápidamente y explotan convenientemente al final, dando un impulso al proceso. Entonces, probablemente haya más de 10 agujeros negros de masa solar de supernovas que inicialmente eran 40 masas solares o más. Probablemente también haya algunos más pequeños por la fusión de estrellas de neutrones binarias.
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