Sternmassengrenzen für Neutronensterne und Schwarze Löcher

Hassen Sie mich nicht, wenn ich etwas sehr Einfaches und Direktes frage. Ich habe ein paar Fragen zu Schwarzen Löchern und Neutronensternen.

  1. Was ist der Massenbereich (in Bezug auf Sonnenmassen) für einen Hauptreihenstern, um sein Leben als zu beenden? . .

    • A) ein Neutronenstern?
    • B) ein schwarzes Loch?

  2. Gibt es eine (praktisch beobachtete oder nachgewiesene) mögliche Methode für einen Hauptreihenstern, am Ende seines Lebenszyklus einen Neutronenstern (oder ein Schwarzes Loch) zu bilden, ohne den Prozess einer Supernova zu durchlaufen ?

    Wenn ja, erklären Sie mir bitte einen Artikel zu diesem Thema oder leiten Sie ihn an.

  3. Wie groß ist der Massenbereich eines Hauptreihensterns, um als Paar-Instabilitäts-Supernova zu enden?

    Wenn sich der Bereich der Paarinstabilitäts-Supernova mit dem der Supernovae, die Neutronensterne oder Schwarze Löcher bilden, überschneidet, wie bestimmen wir dann, welche Art von Ende ein Stern haben würde?

Antworten (1)

Eine kurze Zusammenfassung der Supernova-Typen ist in der folgenden Abbildung basierend auf Heger et al. (2003) :


Bild mit freundlicher Genehmigung des Wikipedia-Benutzers Fulvio 314 unter der Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0 Unported-Lizenz . Die Grafik basiert auf der Grafik in Abb. 1 des verlinkten Artikels.

Der Bereich der Paarinstabilität liegt bei über ~100 Sonnenmassen, obwohl er von der Metallizität abhängt (Frage 3). Wie Abbildung 1 (unten) zeigt, bilden sich Neutronensterne im Massenbereich von >9 Sonnenmassen – auch dies ist abhängig von der Metallizität (Frage 1a). Ab etwa 25 Sonnenmassen bilden sich Schwarze Löcher (Frage 1b).

Es wird angenommen, dass sich ein Schwarzes Loch ohne eine Supernova bilden kann (siehe den Abschnitt der Grafik, der mit „Direktes Schwarzes Loch“ gekennzeichnet ist). Dies wurde durch Beobachtung nicht bestätigt, obwohl es einige Möglichkeiten gibt. Hier habe ich ausführlicher darüber geschrieben .

Äußerst hilfreiche Antwort (y). Ich frage nur noch ein paar Dinge hier in den Kommentaren. 1) Wie lautet der gebräuchliche Name (nicht Sterncode-Temperaturkategorie, sondern gebräuchlicher Name, wie in Roter Riese, Oranger Zwerg, Brauner Zwerg usw.) dieser Sterne? Wie in, was nennen wir einen Stern, der eine Supernova durchmachen würde, um einen 1) Neutronenstern 2) ein Schwarzes Loch 3) eine Paar-Instabilitäts-Supernova zu erzeugen. Ich gebe zu, dass Ihre Antwort wirklich alle meine grundlegenden Fragen beantwortet und Sie nur bittet, noch einen Schritt weiter zu gehen, wenn Sie möchten :)
Ich möchte nur hinzufügen, dass die obigen Diagramme zeigen, dass tatsächlich die Möglichkeit besteht, dass ein Stern direkt zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Es wird im zweiten Diagramm als "direktes schwarzes Loch" bezeichnet und im ersten Diagramm nur als schwarz markiert. Nur die Schwarzen Löcher durch Fallback sind das Ergebnis einer Kernkollaps-Supernova. Eine Supernova vom Typ Ia ist eine thermonukleare Detonation; nichts bleibt zurück. Die jüngste GW-Entdeckung von verschmelzenden Schwarzen Löchern mit 30 Sonnenmassen könnte der erste Beweis für einen direkten Kollaps von Schwarzen Löchern sein, da Rückfall-BHs wahrscheinlich nicht so massiv sind.
@YoustayIgo Überriese und Hyperriese sind die allgemein verwendeten Begriffe zur Bezeichnung dieser Sterne im Vergleich zu Hauptreihenzwergen wie der Sonne.
@HDE226868: Danke. Es gibt also keinen weiteren genauen Begriff, um zu unterscheiden, sagen wir, ein Stern mit 10-facher Sonnenmasse von einem Stern mit 25-facher Sonnenmasse? Wie in, gibt es einen genauen Begriff, um einen Start zu unterscheiden, der kollabieren würde, um einen Neutronenstern zu bilden, und einen, der in einer Paar-Instabilitäts-Supernova vollständig vernichtet würde? Wenn es keine so ausgefeilten gebräuchlichen Namen gibt, fallen diese Sterne dann in verschiedene Temperaturkategorien (OBAF usw.)?
@YoustayIgo: Mir sind keine genauen Begriffe bekannt, wie Sie sie vorschlagen. Was den Spektraltyp betrifft: Alle diese Sterne würden als O- oder B-Sterne der Hauptreihe beginnen (alle wirklich massiven wären O-Sterne). Da der Spektraltyp jedoch von der Oberflächentemperatur abhängt, können einzelne Sterne während ihrer Entwicklung den Spektraltyp ändern, sodass sie bei ihrer Explosion O- oder B-Überriesen oder rote (K, M) Überriesen sein können. (Abhängig von Dingen wie Metallizität, binären Effekten usw.)
@YoustayIgo Was Peter gesagt hat.
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