Wie viel Masse verlieren Sterne, wenn sie sich in Schwarze Löcher verwandeln?

TL;DR : Es ist extrem schwierig und es gibt große Unsicherheiten, aber es gibt Modelle und numerische Simulationen, die Beziehungen zwischen anfänglichen Sternmassen und eventuellen Restmassen von Schwarzen Löchern herstellen. Bei einer Reihe von Modellen und Massen kann bei Sternen mit sehr geringer Metallizität bis zur Hälfte der ursprünglichen Masse der Sterne in einem Schwarzen Loch enden. Bei Sternen mit hoher Metallizität (wie unserer Sonne) können nur etwa 10 % im Überrest überleben. Einige (unbekannte) Fraktionen von Sternen in bestimmten Massenbereichen hinterlassen möglicherweise überhaupt keinen Überrest eines Schwarzen Lochs.

Im einfachsten Modell der Sternentstehung entstehen Sterne, entwickeln sich und hinterlassen eine Art Überrest. Ein (weißer) Zwerg für massearme Sterne (etwas wie$M \lesssim 8 M_\odot$), ein Neutronenstern (NS) für mittlere Massen ($8 M_\odot \lesssim M \lesssim 20 M_\odot$) und schließlich Schwarze Löcher für die massereichsten Sterne ($20 M_\odot \lesssim M$). Am einfachsten lässt sich die Restmasse vorhersagen, wenn man die Masse des Eisenkerns betrachtet, der sich kurz vor der Explosion im Stern bildet (siehe zB Heger+2002). Die Verbindung zwischen der Anfangsmasse eines Sterns (oft als "Zero-Age Main-Sequence [ZAMS]-Masse" bezeichnet) und der letztendlichen Masse seines Eisenkerns kann sehr kompliziert sein

Besonders bei massereichen Sternen können die Prozesse, die die Sternentwicklung auf der Hauptreihe mit dem eventuellen Überrest verbinden , kompliziert und exotisch sein, einschließlich Sternwinden, explosiven Ausbrüchen, Massentransfer zu Binärdateien und schließlich einer eventuellen Explosion ( Supernova , Gammastrahlenausbruch usw.), die den Endzustand erheblich verändern können. Die Ergebnisse scheinen von kaum verstandener Physik in Bezug auf schnelle Rotation, starke Magnetfelder, Variationen in der Metallizität und das Vorhandensein enger binärer Begleiter abzuhängen.

Winde

Kontinuierliche massive Winde von einem Wolf-Rayet-Stern.

Vor Supernovae durchlaufen massereiche Sterne Phasen mit hohem Massenverlust durch „Winde“ (massive Abflüsse von der Sternoberfläche). Diese Winde sind besonders stark in Sternen mit hoher Metallizität, die im jüngsten Universum mit geringer Rotverschiebung entstanden sind – und es wird angenommen, dass sie die Hauptmethode sind, durch die massereiche Sterne an Masse verlieren. Winde können in 'Wolf-Rayet'-Sternen (wie WR 124 oben abgebildet) gesehen werden, die kontinuierlich riesige Mengen an Material in die Umgebung blasen.

Explosiver/eruptiver Massenverlust

Explosiver Massenverlust von Eta Carinae.

Sterne, die als "leuchtende blaue Variablen" bezeichnet werden, zeigen unterbrochene, vorübergehende Episoden von Massenverlust, die die gesamten massiven Hüllen von Sternen ausstoßen können. Das beste Beispiel ist Eta Carinae , ein Stern von anfänglich 100 bis 300$M_\odot$die (relativ) vor kurzem in einem schnellen Ausbruch 10s von Sonnenmassen an Material ausgestoßen hat.

Sternentod und Explosionen

Die meisten Sterne beenden ihr Leben in Supernovae (warum? siehe meine verwandte Antwort hier : explosive Ausbrüche, die durch den hellen, radioaktiven Zerfall schwerer Elemente angetrieben werden, die im Kern des Sterns produziert werden. Im Allgemeinen wird der Ausbruch durch eine Schockwelle angetrieben, die durch den Gravitationskollaps erzeugt wird. Ist Material außerhalb des Kerns effektiv ausgestoßen wird, dann setzt sich der Kern wahrscheinlich in einem Neutronenstern ab.Bei sehr massereichen Sternen ist jedoch ein Großteil des äußeren Materials zu fest an den Kern gebunden und „fällt zurück“, was eine Akkretion auslöst der Proto-Neutronenstern/Kern --- was zu seinem Kollaps in ein Schwarzes Loch führt Wie viel Material herausgeblasen wird und wie viel zurückfällt, hängt empfindlich von der Hydrodynamik der Explosion und noch subtileren Details ab, wie z Spinnen.

Einige Explosionen hinterlassen jedoch möglicherweise überhaupt keine Überreste. Es wird angenommen, dass bei einer „Paar-Instabilitäts-Supernova“ überhaupt kein Überrest übrig bleibt. Diese Explosionen können bei Sternen mit geringer Metallizität mit darüber liegenden ZAMS-Massen auftreten$\approx 150 M_\odot$.

Der einzige Weg, all diese Faktoren (und viele mehr, z. B. Binarität, Spin usw.) zu berücksichtigen, sind detaillierte numerische Simulationen. Unten ist eine gute zusammenfassende Abbildung, die die Beziehung zwischen der Restmasse eines Schwarzen Lochs und der Anfangsmasse von Belczynski+2010 zeigt. Jedes Panel zeigt Variationen in verschiedenen Parametern, wobei der Schwerpunkt auf verschiedenen Massenverlustraten und verschiedenen Metallizitäten liegt. Ich denke, das untere Feld ist repräsentativ für das, was die meisten Leute auf diesem Gebiet im Sinn haben ... aber es gibt nur sehr wenige Beobachtungseinschränkungen - obwohl die jüngsten LIGO-Erkennungen zeigen, dass stärkere Einschränkungen schnell hinzukommen könnten.

Was diese Ergebnisse zeigen, ist, dass die Metallizität einen großen Effekt hat. Bei Sternen mit geringer Metallizität (wie sie im frühen Universum entstanden sind) könnte bis zu die Hälfte der Anfangsmasse eines Sterns im Überrest BH landen. Für Sterne mit höherer Metallizität (wie massereichere Versionen unserer Sonne) könnten die höheren Massenverlustraten durch Winde bedeuten$\lesssim 10\%$der Masse überlebt in der BH. Diese Modelle beinhalten keine Paar-Instabilitäts-Supernovae, was bedeuten könnte, dass die Restmasse oberhalb einer bestimmten Schwelle plötzlich auf Null gehen würde.

Heger+2002 - Wie massereiche Einzelsterne ihr Leben beenden
Belczynski+2010 - Über die maximale Masse stellarer Schwarzer Löcher