Masse von Schwarzen Löchern im Vergleich zum Mutterstern

Darüber besteht kein allgemeiner Konsens. Unterschiedliche Evolutionsmodelle führen zu unterschiedlichen Ergebnissen. Die Faktoren (zusätzlich zur Anfangsmasse des Sterns), die die endgültige Masse des Schwarzen Lochs beeinflussen, wären die Rotationsgeschwindigkeit des Vorläufers, seine Zusammensetzung (oder Metallizität) und ob er sich in einem binären System befand oder nicht und ob dieses binäre System Masse übertragen konnte.

Es wird angenommen, dass die Rotation wichtig ist, da sie die interne Vermischung und damit die Geschwindigkeit beeinflusst, mit der Brennstoff dem Kern zugeführt wird, und die Ratte, mit der verarbeitetes Material an die Oberfläche gelangt, was die atmosphärische Zusammensetzung beeinflusst. Es kann auch den Massenverlust verstärken.

Die Zusammensetzung ist wichtig, da der Massenverlust durch Strahlung vorangetrieben wird und die Strahlungsundurchlässigkeit für 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 ein Diagramm der Anfangsmasse gegen die Restmasse für Sterne mit ursprünglicher Urknallhäufigkeit (null anfängliche Metallizität) und dann wieder dasselbe für Sterne mit solarer Metallizität.

Das Verhältnis der roten Linie zur gepunkteten Linie „kein Massenverlust“ gibt den Bruch an, nach dem Sie suchen. Bei Null-Metallizitäts-(Primordial-)Sternen steigt sie von 10-40% für Anfangsmassen von 25-100 Sonnenmassen und ist vielleicht sogar noch höher für supermassereiche Sterne der Population III. (Ich betone, dass dies theoretische Ergebnisse sind ).

Für solare Metallizitätssterne sind die Ergebnisse etwas anders. Das Verhältnis der roten Linie zur gepunkteten Linie variiert von 10-25% für 25-40 Sonnenmassen, aber dann ist nicht klar, ob sich aufgrund der viel höheren Massenverlustraten überhaupt Schwarze Löcher bei noch höheren Massen bilden können (siehe die Unterschied zwischen der gepunkteten Linie und der blauen Kurve).

Ihre Frage bezieht sich auf die Entstehung von Schwarzen Löchern mit stellarer Masse, die als Ergebnis einer Supernova-Explosion vom Typ II oder Typ Ib entstehen. Dies geschieht, wenn der Kern eines massereichen Sterns aufgrund seiner eigenen Schwerkraft zusammenbricht und durch Kernreaktionen eine schnelle Energiefreisetzung bewirkt. Dadurch wird eine enorme Energiemenge in Form von Photonen und Neutrinos auf den Rest des Sterns übertragen, wodurch der Stern in die Luft gesprengt wird. Diese Kernregion wird entweder zu einem Neutronenstern oder, wenn die Masse dieser Kernregion hoch genug ist, kollabiert direkt zu einem Schwarzen Loch. 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 stellarer Masse, die sich durch diesen Prozess gebildet haben.

Sterne, die als Supernova explodieren, sind in der Tat massereich und wiegen Massen, die mindestens etwa achtmal so groß sind wie die Masse der Sonne. Diejenigen, die Schwarze Löcher im Zentrum erzeugen, sind sogar noch höher, normalerweise über etwa 20 Sonnenmassen (diese Zahl ist umstritten ... ein Teil der Kernphysik in diesen extremen Umgebungen ist ungewiss).

Abbildung 2 dieses Papierskönnte etwas Licht ins Dunkel bringen (...) auf Ihre Frage. In diesem Artikel wurde eine Reihe von Sternenentwicklungsmodellen durchgeführt, um zu verfolgen, wie viel Masse während der Explosion ausgestoßen wurde und wie viel Masse nach der Explosion verblieb. Die horizontale Achse gibt die ursprüngliche Masse des Sterns an (in Einheiten der Sonnenmasse, z. B. bedeutet ein Wert von 10 die 10-fache Masse der Sonne), und die ausgefüllten Kreise identifizieren die endgültige Masse des übrig gebliebenen Überrests – das heißt entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Die vertikale Achse gibt die Masse des Überrests an. Leider haben sie sich entschieden, den logarithmischen Raum für die vertikale Achse zu verwenden, obwohl der Bereich nur über einer Größenordnung liegt. Um also die tatsächliche Menge an Masse zu erhalten, müssen Sie den Logarithmus zur Basis 10 rückgängig machen. Wenn zum Beispiel ein schwarzer Punkt auf der vertikalen Achse einen Wert von 0,3 hätte, wäre die Masse des Überrests 10^(0,3) = 2,0 mal die Masse der Sonne. Ein Wert von 0,6 wäre das 10^(0,6) = 3,98-fache der Sonnenmasse usw. Sie haben verschiedene Mechanismen für die Explosion bei höheren Massen in Betracht gezogen (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 Überrest zurückfällt, was zu einem schwarzen Punkt führt, der sich weiter oben auf dem Diagramm befindet.

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

Sie können auch einen Blick auf die Plots dieses Papiers werfen. Dieses Papier sieht aus, als hätte es etwas sorgfältiger gearbeitet. Beide Papiere geben Ihnen jedoch immer noch das grundlegende Bild.

(Nebenbei: Abbildung 2 steht für Sterne mit „solarer Metallizität“, was bedeutet „Sterne, die Sie in der Milchstraße finden könnten“. gebildet worden.)