Масса черных дыр по сравнению с родительской звездой

Каков диапазон процентной массы родительской звезды, оставшейся в звездной черной дыре непосредственно после ее образования?

Какие факторы определяют это число для конкретного случая?

По этому вопросу нет единого мнения. Различные эволюционные модели дают разные результаты. Факторами (в дополнение к начальной массе звезды), которые влияют на конечную массу черной дыры, будут скорость вращения прародителя, его состав (или металличность), а также то, была ли она в двойной системе или нет, и является ли эта двойная система был в состоянии передать массу.

Считается, что вращение важно, поскольку оно влияет на внутреннее перемешивание и, следовательно, на скорость, с которой топливо подается в ядро, и на крысу, с которой обработанный материал попадает на поверхность, влияя на состав атмосферы. Это также может увеличить потерю массы.

Состав важен, потому что потеря массы обусловлена ​​излучением, а радиационная непрозрачность выше для композиций с высокой металличностью.

Совокупность расчетов Heger et al. (2003) являются одной из канонических работ на эту тему. Ниже приведен график зависимости начальной массы от массы остатка для звезд с первичным изобилием большого взрыва (нулевой начальной металличности), а затем то же самое для звезд солнечной металличности.

Отношение красной линии к пунктирной линии «без потери массы» дает нужную вам долю. У звезд с нулевой металличностью (первичных) оно возрастает с 10-40% для начальных масс 25-100 солнечных масс и, возможно, даже выше для сверхмассивных звезд III населения. (Подчеркиваю, что это теоретические результаты ).

Для звезд с солнечной металличностью результаты несколько иные. Отношение красной линии к пунктирной линии варьируется от 10-25% для 25-40 масс Солнца, но тогда неясно, могут ли черные дыры образовываться даже при более высоких массах из-за гораздо более высокой скорости потери массы (см. разница между пунктирной линией и синей кривой).

Ваш вопрос касается образования черных дыр звездной массы, которые образуются в результате взрыва сверхновой звезды типа II или типа Ib. Это происходит, когда ядро ​​массивной звезды разрушается из-за собственной гравитации, вызывая быстрое высвобождение энергии в результате ядерных реакций. Это придает огромное количество энергии в виде фотонов и нейтрино остальной части звезды, что в результате взрывает звезду. Эта область ядра либо становится нейтронной звездой, либо, когда масса этой области ядра становится достаточно высокой, коллапсирует прямо в черную дыру. В то время как звезды, которые могут взорваться через этот канал, в Млечном Пути редки, то есть, по сравнению со звездами, такими как наше Солнце, вероятно, ~ миллиарды нейтронных звезд и черных дыр звездной массы образовались в результате этого процесса.

Звезды, которые взрываются как сверхновые, действительно массивны и имеют массу, по крайней мере, в 8 раз превышающую массу Солнца. Те, которые производят черные дыры в центре, еще выше, обычно выше ~ 20 солнечных масс или около того (это число оспаривается ... некоторая ядерная физика в этих экстремальных средах неясна).

Рисунок 2 этого документаможет пролить свет (...) на ваш вопрос. Эта статья использовала набор моделей эволюции звезд, чтобы отследить, сколько массы было выброшено во время взрыва и сколько осталось массы после взрыва. Горизонтальная ось дает исходную массу звезды (в единицах массы Солнца, например, значение 10 означает 10-кратную массу Солнца), а сплошные кружки обозначают конечную массу остатка - или нейтронная звезда или черная дыра. Вертикальная ось дает массу остатка. К сожалению, они решили использовать логарифмическое пространство для вертикальной оси, даже если диапазон только на один порядок величины. Таким образом, чтобы получить фактическое количество массы, вы должны отменить логарифм с основанием-10. Например, если бы черная точка имела значение 0,3 на вертикальной оси, масса остатка была бы в 10 ^ (0,3) = 2,0 раза больше массы Солнца. Значение 0,6 будет в 10 ^ (0,6) = 3,98 раза больше массы Солнца и т. Д. Они рассмотрели несколько различных механизмов взрыва при более высоких массах (помните, что чем больше звезда становится тем неопределеннее), именно поэтому некоторые горизонтальные значения имеют несколько черных точек. Если вам любопытно, более слабые взрывы могут позволить некоторому материалу упасть обратно на остаток, что приведет к появлению черной точки выше на графике.

Независимо от этого, вы можете видеть, что, например, звезда с массой 20 солнечных создает остаток 10 ^ (0,3) = 2 массы Солнца. Звезда из 30 масс Солнца может создать остаток, который в 2-4 раза превышает массу Солнца. Во всех случаях большая часть первоначальной массы звезды теряется.

Вы также можете взглянуть на сюжеты этой статьи . Эта статья выглядит так, как будто она сделала немного более осторожную работу. Однако, любая бумага все еще дает вам основную картину.

(В стороне: Рисунок 2 для звезд «солнечной металличности», что означает «звезды, которые вы можете найти в Млечном Пути». Рисунок 1 для звезд, которые могли бы сформироваться в ранней Вселенной до того, как значительное количество элементов за пределами гелия был сформирован.)