Masa czarnych dziur w porównaniu do gwiazdy macierzystej

Jaki jest zakres procentowej masy gwiazdy macierzystej pozostawionej w gwiezdnej czarnej dziurze bezpośrednio po jej utworzeniu?

Jakie czynniki determinują tę liczbę w konkretnym przypadku?

Nie ma w tej sprawie ogólnego konsensusu. Różne modele ewolucyjne dają różne wyniki. Czynnikami (oprócz początkowej masy gwiazdy), które wpływają na końcową masę czarnej dziury, byłyby prędkość obrotowa progenitora, jego skład (lub metaliczność) oraz to, czy był on w układzie podwójnym, czy też nie i czy ten układ podwójny był w stanie przenieść masę.

Uważa się, że obrót jest ważny, ponieważ wpływa na mieszanie wewnętrzne, a zatem szybkość, z jaką paliwo jest dostarczane do rdzenia i szczura, z którym przetwarzany materiał przedostaje się na powierzchnię, wpływając na skład atmosferyczny. Może również zwiększyć utratę masy.

Kompozycja jest ważna, ponieważ utrata masy jest spowodowana promieniowaniem, a zmętnienia promieniowania są wyższe dla kompozycji o wysokiej metaliczności.

Zestaw obliczeń Hegera i in. (2003) są jedną z kanonicznych prac na ten temat. Poniżej znajduje się wykres masy początkowej w zależności od masy pozostałej dla gwiazd o pierwotnej obfitości Wielkiego Wybuchu (zerowa początkowa metaliczność), a następnie znowu to samo dla gwiazd metalicznej słoneczności.

Stosunek czerwonej linii do kropkowanej linii „bez utraty masy” daje ułamek, którego szukasz. W gwiazdach o zerowej metaliczności (pierwotnych) zwiększa się z 10-40% dla mas początkowych 25-100 mas Słońca i być może jest nawet wyższa dla gwiazd III populacji o dużej masie. (Podkreślam, że są to wyniki teoretyczne ).

W przypadku gwiazd metaliczności słonecznej wyniki są nieco inne. Stosunek czerwonej linii do linii kropkowanej waha się od 10-25% dla 25-40 mas Słońca, ale wtedy nie jest jasne, czy czarne dziury mogą nawet tworzyć się przy jeszcze wyższych masach ze względu na znacznie wyższe wskaźniki utraty masy (patrz różnica między linią przerywaną a niebieską krzywą).

Twoje pytanie dotyczy tworzenia czarnych dziur o masie gwiazdowej, które powstają w wyniku wybuchu supernowej typu II lub typu Ib. Dzieje się tak, gdy jądro masywnej gwiazdy zapada się pod wpływem własnej grawitacji, powodując gwałtowne uwolnienie energii w wyniku reakcji jądrowych. Daje to ogromną ilość energii w postaci fotonów i neutrin reszcie gwiazdy, co w rezultacie wysadza gwiazdę w powietrze. Ten obszar rdzenia albo staje się gwiazdą neutronową, albo gdy masa tego regionu rdzenia jest wystarczająco wysoka, zapada się bezpośrednio w czarną dziurę. Podczas gdy gwiazdy, które mogą eksplodować przez ten kanał, są rzadkie w Drodze Mlecznej, tj. W porównaniu z gwiazdami takimi jak nasze Słońce, prawdopodobnie istnieje ~ miliardy gwiazd neutronowych i czarnych dziur o masie gwiazdowej, które powstały w wyniku tego procesu.

Gwiazdy, które wybuchają jako supernowe, są rzeczywiście masywne, ważąc masami co najmniej ~ 8 razy większymi niż masa Słońca. Te, które wytwarzają czarne dziury w centrum, są jeszcze wyższe, zwykle powyżej ~ 20 mas Słońca (ta liczba jest kwestionowana ... niektóre fizyki jądrowej w tych ekstremalnych środowiskach są niepewne).

Ryc. 2 tego artykułumoże rzucić nieco światła (...) na twoje pytanie. W tym artykule przeprowadzono zestaw modeli ewolucji gwiezdnej, aby sprawdzić, ile masy zostało wyrzucone podczas wybuchu i ile masy pozostało po wybuchu. Oś pozioma podaje pierwotną masę gwiazdy (w jednostkach masy Słońca, np. Wartość 10 oznacza 10-krotność masy Słońca), a ciągłe kółka identyfikują końcową masę pozostałej pozostałości - która jest albo gwiazda neutronowa, albo czarna dziura. Oś pionowa podaje masę pozostałości. Niestety postanowili wykorzystać przestrzeń logarytmiczną dla osi pionowej, mimo że zasięg jest tylko o jeden rząd wielkości. Aby uzyskać rzeczywistą ilość masy, musisz cofnąć logarytm dziesiętny. Na przykład, jeśli czarna kropka miałaby wartość 0,3 na osi pionowej, masa reszty wynosiłaby 10 ^ (0,3) = 2,0-krotność masy Słońca. Wartość 0,6 byłaby 10 ^ (0,6) = 3,98 razy większa od masy Słońca itp. Rozważali kilka różnych mechanizmów wybuchu przy wyższych masach (pamiętaj, że im bardziej gwiazda staje się bardziej niepewna), dlatego właśnie niektóre wartości poziome mają wiele czarnych kropek. Jeśli jesteś ciekawy, słabsze eksplozje mogą pozwolić, aby część materiału spadła z powrotem na resztki, w wyniku czego czarna kropka znajduje się wyżej na fabule.

Niezależnie od tego widać na przykład, że gwiazda o masie 20 Słońca tworzy resztkę masy 10 ^ (0,3) = 2. Gwiazda o masie 30 Słońca może stworzyć pozostałość, która jest między 2 a 4 razy masą Słońca. We wszystkich przypadkach traci się większość pierwotnej masy gwiazdy.

Możesz także rzucić okiem na fabuły tego papieru . Ten papier wygląda na to, że wykonał nieco ostrożniejszą pracę. Jednak każdy papier nadal daje podstawowy obraz.

(Poza tym: ryc. 2 dotyczy gwiazd „metaliczności słonecznej”, co oznacza „gwiazdy, które można znaleźć w Drodze Mlecznej”. Ryc. 1 dotyczy gwiazd, które powstałyby we wczesnym Wszechświecie, zanim znaczna ilość pierwiastków poza helem został utworzony.)