Massa dei buchi neri rispetto alla stella madre


13

Qual è l'intervallo di massa percentuale della stella madre rimasta in un buco nero stellare subito dopo la sua formazione?

Quali fattori determinano questo numero per un caso specifico?


Penso che è improbabile che tu ottenga una buona risposta perché i buchi neri raramente si formano direttamente dal collasso di una sola stella. Spesso si formano attraverso un percorso più complicato e potresti non essere in grado di identificare una stella monoparentale che ha provocato il buco nero finale.
Zefiro,


1
@zephyr Da dove prendi quella vista? Certo, i buchi neri binari possono fondersi, ma nessuno sa quanto questo sia comune per la più usuale popolazione di buchi neri di massa solare ~ 10, che si pensa formino dal collasso centrale delle singole stelle.
Rob Jeffries,

Risposte:


9

Non esiste un consenso generale al riguardo. Diversi modelli evolutivi danno risultati diversi. I fattori (oltre alla massa iniziale della stella) che influenzano la massa finale del buco nero sarebbero la velocità di rotazione del progenitore, la sua composizione (o metallicità) e se si trovasse in un sistema binario o meno e se quel sistema binario è stato in grado di trasferire la massa.

Si ritiene che la rotazione sia importante perché influenza la miscelazione interna e quindi la velocità con cui il carburante viene fornito al nucleo e il ratto a cui il materiale trattato arriva in superficie, influenzando la composizione atmosferica. Può anche migliorare la perdita di massa.

La composizione è importante perché la perdita di massa è guidata dalle radiazioni e le opacità radiative sono più elevate per le composizioni ad alta metallizzazione.

Una serie di calcoli di Heger et al. (2003) sono una delle opere canoniche su questo argomento. Di seguito è riportato un diagramma della massa iniziale rispetto alla massa residua per le stelle con abbondanza primordiale big bang (zero metallizzazione iniziale) e quindi di nuovo lo stesso per le stelle di metallizzazione solare.

Il rapporto tra la linea rossa e la linea tratteggiata "nessuna perdita di massa" fornisce la frazione che stai cercando. Nelle stelle a zero metallizzazione (primordiale) aumenta dal 10 al 40% per masse iniziali di 25-100 masse solari ed è forse ancora più elevato per le stelle di popolazione III supermassicci. (Sottolineo che questi sono risultati teorici ).

Per le stelle della metallizzazione solare i risultati sono leggermente diversi. Il rapporto tra la linea rossa e la linea tratteggiata varia dal 10-25% per 25-40 masse solari, ma non è chiaro se i buchi neri possano persino formarsi a masse ancora più elevate a causa dei tassi di perdita di massa molto più elevati (vedere differenza tra la linea tratteggiata e la curva blu).

Relazione di metallizzazione zero

Relazione di metallizzazione solare


5

La tua domanda riguarda la formazione di buchi neri di massa stellare, che si formano a seguito di un'esplosione di supernova di tipo II o di tipo Ib. Ciò si verifica quando il nucleo di una stella massiccia collassa dalla sua stessa gravità, provocando un rapido rilascio di energia attraverso reazioni nucleari. Ciò impartisce un'enorme quantità di energia sotto forma di fotoni e neutrini al resto della stella, che, di conseguenza, fa esplodere la stella. Questa regione centrale o diventa una stella di neutroni o, quando la massa di questa regione centrale è abbastanza alta, collassa direttamente in un buco nero. Mentre le stelle che possono esplodere attraverso questo canale sono rare nella Via Lattea, vale a dire, rispetto alle stelle come il nostro Sole, ci sono probabilmente ~ miliardi di stelle di neutroni e buchi neri di massa stellare che si sono formati attraverso questo processo.

Le stelle che esplodono come supernova sono davvero enormi, con un peso di almeno 8 volte la massa del Sole. Quelli che producono buchi neri al centro sono ancora più alti, di solito sopra ~ 20 masse solari (questo numero è contestato ... parte della fisica nucleare in questi ambienti estremi è incerta).

Figura 2 di questo documentopotrebbe far luce (...) sulla tua domanda. Questo articolo ha pubblicato una serie di modelli evolutivi stellari per tracciare la quantità espulsa durante l'esplosione e la quantità rimasta dopo l'esplosione. L'asse orizzontale fornisce la massa originale della stella (in unità della massa del Sole, ad esempio, un valore di 10 significa 10 volte la massa del Sole), e i cerchi solidi identificano la massa finale del residuo rimanente - che è una stella di neutroni o un buco nero. L'asse verticale indica la massa del residuo. Purtroppo hanno deciso di utilizzare lo spazio logaritmico per l'asse verticale, anche se l'intervallo è solo su un singolo ordine di grandezza. Quindi, per ottenere la quantità effettiva di massa, devi annullare il logaritmo in base 10. Ad esempio, se un punto nero avesse un valore di 0,3 sull'asse verticale, la massa del residuo sarebbe 10 ^ (0,3) = 2,0 volte la massa del Sole. Un valore di 0,6 sarebbe 10 ^ (0,6) = 3,98 volte la massa del Sole, ecc. Hanno preso in considerazione diversi meccanismi per l'esplosione a masse più alte (ricorda, le cose diventano più incerte quanto più grande diventa la stella), motivo per cui alcuni valori orizzontali hanno più punti neri. Se sei curioso, esplosioni più deboli possono consentire a parte del materiale di ricadere sul residuo, il che si traduce in un punto nero più in alto sulla trama.

Indipendentemente da ciò, puoi vedere che, ad esempio, una stella di massa solare 20 crea un residuo di massa solare 10 ^ (0,3) = 2. Una stella di massa solare 30 potrebbe creare un residuo compreso tra 2 e 4 volte la massa del Sole. In tutti i casi, la maggior parte della massa originale della stella viene persa.

Potresti anche dare un'occhiata alle trame di questo documento . Questo documento sembra aver svolto un lavoro leggermente più attento. Tuttavia, entrambi i fogli ti offrono ancora l'immagine di base.

(A parte: la Figura 2 è per le stelle della "metallizzazione solare", che significa "stelle che potresti trovare nella Via Lattea." La Figura 1 è per le stelle che si sarebbero formate nell'Universo primordiale, prima che una considerevole quantità di elementi oltre l'elio avesse stato formato.)

Utilizzando il nostro sito, riconosci di aver letto e compreso le nostre Informativa sui cookie e Informativa sulla privacy.
Licensed under cc by-sa 3.0 with attribution required.