Masse der Schwarzen Löcher im Vergleich zum Elternstern

Was ist der Bereich der prozentualen Masse des Elternsterns, der direkt nach seiner Bildung in einem stellaren Schwarzen Loch verbleibt?

Welche Faktoren bestimmen diese Zahl für einen bestimmten Fall?

Hier besteht kein allgemeiner Konsens. Unterschiedliche Evolutionsmodelle liefern unterschiedliche Ergebnisse. Die Faktoren (zusätzlich zur Anfangsmasse des Sterns), die die endgültige Schwarzlochmasse beeinflussen, sind die Rotationsrate des Vorläufers, seine Zusammensetzung (oder Metallizität) und ob er sich in einem binären System befindet oder nicht und ob dieses binäre System konnte Masse übertragen.

Die Rotation wird als wichtig angesehen, da sie das interne Mischen und damit die Geschwindigkeit beeinflusst, mit der dem Kern und der Ratte Kraftstoff zugeführt wird, mit der das verarbeitete Material an die Oberfläche gelangt, was sich auf die atmosphärische Zusammensetzung auswirkt. Es kann auch den Massenverlust erhöhen.

Die Zusammensetzung ist wichtig, da der Massenverlust durch Strahlung verursacht wird und die Strahlungstrübung bei Zusammensetzungen mit hoher Metallizität höher ist.

Eine Reihe von Berechnungen von Heger et al. (2003) sind eine der kanonischen Arbeiten zu diesem Thema. Unten ist eine Auftragung der Anfangsmasse gegen die Restmasse für Sterne mit Urknall-Urhäufigkeit (Null-Anfangsmetallizität) und dann wieder dieselbe für Sterne mit Sonnenmetallizität.

Das Verhältnis der roten Linie zur gepunkteten Linie "kein Massenverlust" gibt den Bruchteil an, nach dem Sie suchen. In Sternen mit null Metallizität (Ursternen) steigt sie bei Anfangsmassen von 25-100 Sonnenmassen von 10-40% an und ist bei Sternen der supermassiven Population III vielleicht sogar noch höher. (Ich betone, dass dies theoretische Ergebnisse sind ).

Bei solaren Metallizitätssternen sind die Ergebnisse etwas anders. Das Verhältnis der roten Linie zur gepunkteten Linie variiert zwischen 10 und 25% für 25 bis 40 Sonnenmassen, aber dann ist nicht klar, ob sich aufgrund der viel höheren Massenverlustraten sogar bei noch höheren Massen Schwarze Löcher bilden können (siehe die Differenz zwischen der gepunkteten Linie und der blauen Kurve).

Ihre Frage betrifft die Bildung von Schwarzen Löchern mit Sternmasse, die sich als Ergebnis einer Supernova-Explosion vom Typ II oder Typ Ib bilden. Dies geschieht, wenn der Kern eines massiven Sterns aus seiner eigenen Schwerkraft zusammenbricht und eine schnelle Energiefreisetzung durch Kernreaktionen bewirkt. Dies verleiht dem Rest des Sterns eine enorme Energiemenge in Form von Photonen und Neutrinos, wodurch der Stern in die Luft gesprengt wird. Diese Kernregion wird entweder zu einem Neutronenstern oder kollabiert direkt in ein Schwarzes Loch, wenn die Masse dieser Kernregion hoch genug ist. Während Sterne, die durch diesen Kanal explodieren können, in der Milchstraße selten sind, dh im Vergleich zu Sternen wie unserer Sonne, gibt es wahrscheinlich Milliarden von Neutronensternen und schwarzen Löchern mit Sternmasse, die sich durch diesen Prozess gebildet haben.

Sterne, die als Supernova explodieren, sind in der Tat massiv und wiegen mindestens das Achtfache der Sonnenmasse. Diejenigen, die im Zentrum Schwarze Löcher erzeugen, sind sogar noch höher, normalerweise über ~ 20 Sonnenmassen oder so (diese Zahl ist umstritten ... ein Teil der Kernphysik in diesen extremen Umgebungen ist ungewiss).

Abbildung 2 dieses Papierskönnte etwas Licht (...) auf Ihre Frage werfen. In diesem Artikel wurde eine Reihe von Sternentwicklungsmodellen durchgeführt, um zu verfolgen, wie viel Masse während der Explosion ausgestoßen wurde und wie viel Masse nach der Explosion übrig blieb. Die horizontale Achse gibt die ursprüngliche Masse des Sterns an (in Einheiten der Sonnenmasse, z. B. bedeutet ein Wert von 10 das 10-fache der Masse der Sonne), und die ausgefüllten Kreise geben die endgültige Masse des übrig gebliebenen Rests an entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Die vertikale Achse gibt die Masse des Restes an. Leider haben sie beschlossen, den logarithmischen Raum für die vertikale Achse zu verwenden, obwohl der Bereich nur über einer einzigen Größenordnung liegt. Um die tatsächliche Masse zu erhalten, müssen Sie den Logarithmus zur Basis 10 rückgängig machen. Wenn beispielsweise ein schwarzer Punkt auf der vertikalen Achse einen Wert von 0,3 hätte, wäre die Masse des Rests 10 ^ (0,3) = 2,0-mal so groß wie die Masse der Sonne. Ein Wert von 0,6 wäre das 10 ^ (0,6) = 3,98-fache der Masse der Sonne usw. Sie betrachteten verschiedene Mechanismen für die Explosion bei höheren Massen (denken Sie daran, die Dinge werden unsicherer, je größer der Stern wird), weshalb Einige horizontale Werte haben mehrere schwarze Punkte. Wenn Sie neugierig sind, können schwächere Explosionen dazu führen, dass ein Teil des Materials auf den Rest zurückfällt, was zu einem schwarzen Punkt führt, der sich weiter oben auf der Handlung befindet.

Unabhängig davon können Sie sehen, dass beispielsweise ein Stern mit 20 Sonnenmassen einen Rest von 10 ^ (0,3) = 2 Sonnenmassen erzeugt. Ein Stern mit 30 Sonnenmassen kann einen Rest erzeugen, der zwischen dem 2- und 4-fachen der Sonnenmasse liegt. In allen Fällen geht der größte Teil der ursprünglichen Masse des Sterns verloren.

Sie können auch einen Blick auf die Diagramme dieses Papiers werfen. Dieses Papier scheint etwas vorsichtiger gearbeitet zu haben. Auf beiden Papieren erhalten Sie jedoch immer noch das Grundbild.

(Nebenbei: Abbildung 2 zeigt Sterne mit "Sonnenmetallizität", dh "Sterne, die Sie möglicherweise in der Milchstraße finden". Abbildung 1 zeigt Sterne, die sich im frühen Universum gebildet hätten, bevor eine beträchtliche Menge von Elementen jenseits von Helium vorhanden war gebildet worden.)