Som Francesco Montesano påpeger, fører den forkerte masse til det forkerte svar. Brug af densiteten her synes også at være en kompliceret måde at komme til svaret på; Du kan beregne Schwarzschild-radius for NS og se, om den er mindre end dens aktuelle radius.

Da densiteten skaleres som ρ ~ M / R ^ 3 og Schwarzschild-radius som R _{s ~ M, tætheden af ​​BHs skalerer som ρ ~ 1 / R ^ 2; mere massive BH'er er mindre tætte, og det er ikke tilstrækkeligt at teste, om en NS er tættere end en BH alene - de skal have samme masse, hvilket betyder, at du faktisk sammenligner radier.}

Brug af densitet er ugyldig. Da begivenhedshorisontens radius for en given masse stiger lineært, stiger volumenet af den radius, når terningen og densiteten falder. Ser man på den anden vej, stiger densiteten, når begivenhedshorisonten falder.

Du kan beregne størrelsen på begivenhedshorisont for en given masse. Du skal bare finde det punkt, hvor undslippehastigheden overstiger lysets hastighed. Vi kan bruge lysets hastighed i formlen til at undslippe hastighed og løse for radius

Undslippe hastighedsformel løsning for r giver

Jeg sammensatte en regneark med tallene. Jeg beregner, at et 3,2 solmassesorte hul ville have en radius på 4,752 km, hvilket betyder, at en neutronstjerne på 3,2 solmasser skulle blive et sort hul, det skulle krympe til 9,504 km og have en densitet på 7,13 E18 kg / m ^ 3. Omvendt har det super-massive sorte hul i midten af ​​vores galakse en begivenhedshorisontradius på ca. 6 milliarder km og en densitet på kun 4,34E6 kg / m ^ 3. Et sort hul på størrelse med en proton ville have brug for 350 millioner ton og have en tæthed på 1,5E56 kg / m ^ 3.

Jeg tror, ​​du sandsynligvis er ude af nogle af dine numre. Specifikt bruger du talintervaller i den øverste ende af et spektrum og en 'om' figur for en neutronstjernes radius, som om 12 km er en enkelt konstant radius for alle neutronstjerner. Faktisk ville en 1,4 solmasse neutronstjer have en radius et sted mellem 10,4 og 12,9 km ( kilde)

https://heasarc.gsfc.nasa.gov/ docs / pænere / pænere_about.html

Lad os bare gå tilbage til det tidspunkt, hvor en rød superkæmpe bliver supernova. Når den bliver supernova, blæses dens ydre skaller af på grund af eksplosionen. Hvad der derefter sker, afhænger af restens masse. Hvis massen er 1,4 til 3 gange solens masse, bliver den en neutronstjerne. Hvis det er 3 gange massen eller større, bliver det til et sort hul. Neutronstjerner kan ikke have begivenhedshorisonterne for sorte huller, fordi deres supernova-rest simpelthen ikke var massiv nok.

Det siges, at neutronstjerner bøjer rum / tid så kraftigt, at dele af bagsiden er synlige forfra! Naturligvis er en neutronstjerne i det væsentlige en meget meget stor neutronkugle med alle lyselementerne på overfladen. Nogle forskere mener nu, at enkle neutronstjernekollisioner ikke genererer alle tunge grundstoffer, men eksistensen af ​​grundstoffer, der er tungere end jern, skyldes kollisioner med sorte hul-neutronstjerner. I så fald har de ikke en begivenhedshorisont på trods af deres enorme tyngdekraft, fordi sagen er for spredt, mens det for et ægte sort hul alt sammen er koncentreret på ét sted. Det antages faktisk, at flugthastigheden for en typisk neutronstjerne er omkring 1/3 til 1/2 lysets hastighed, stadig et stort antal og i øvrigt liv kan være muligt på en planet, der kredser om en neutronstjerne med tilstrækkelig strålingstolerance selv i en bakterie som Deinococcus radiodurans som så længe planetens bane holdt det godt væk fra strålerne. En variant af dette koncept er, når en neutronstjer rammer en rød superkæmpe, der kortvarigt antænder heliumfusion, hvis det hele ikke sprænger først.
https: //arstechnica.com/science/2014/06/red-supergiant-replaced-its-core-with-a-neutron-star/