Massa de buracos negros em comparação com a estrela-mãe

Qual é a faixa de massa percentual da estrela-mãe deixada em um buraco negro estelar logo após a sua formação?

Quais fatores determinam esse número para um caso específico?

Não há consenso geral sobre isso. Diferentes modelos evolutivos dão resultados diferentes. Os fatores (além da massa inicial da estrela) que afetam a massa final do buraco negro seriam a taxa de rotação do progenitor, sua composição (ou metalicidade) e se ele estava em um sistema binário ou não e se esse sistema binário foi capaz de transferir massa.

A rotação é considerada importante porque afeta a mistura interna e, portanto, a taxa na qual o combustível é fornecido ao núcleo e o rato no qual o material processado chega à superfície, afetando a composição atmosférica. Também pode melhorar a perda de massa.

A composição é importante porque a perda de massa é causada por radiação e as opacidades radiativas são maiores para composições de alta metalicidade.

Um conjunto de cálculos de Heger et al. (2003) são um dos trabalhos canônicos sobre esse assunto. Abaixo está um gráfico da massa inicial versus massa remanescente para estrelas com abundância primordial do big bang (metalicidade inicial zero) e, em seguida, o mesmo novamente para estrelas com metalicidade solar.

A proporção da linha vermelha para a linha pontilhada "sem perda de massa" fornece a fração que você procura. Nas estrelas de metalicidade zero (primordial), aumenta de 10-40% para massas iniciais de 25-100 massas solares e talvez seja ainda mais alto para estrelas supermassivas da população III. (Sublinho que estes são resultados teóricos ).

Para estrelas de metalicidade solar, os resultados são um pouco diferentes. A proporção da linha vermelha para a linha pontilhada varia de 10 a 25% para 25 a 40 massas solares, mas não está claro se os buracos negros podem se formar em massas ainda mais altas devido às taxas de perda de massa muito mais altas (consulte a seção diferença entre a linha pontilhada e a curva azul).

Sua pergunta diz respeito à formação de buracos negros de massa estelar, que se formam como resultado de uma explosão de supernova tipo II ou tipo Ib. Isso ocorre quando o núcleo de uma estrela maciça entra em colapso a partir de sua própria gravidade, impulsionando uma rápida liberação de energia através de reações nucleares. Isso transmite uma quantidade tremenda de energia na forma de fótons e neutrinos para o resto da estrela, que, como resultado, explode a estrela. Essa região central se torna uma estrela de nêutrons ou, quando a massa dessa região central é alta o suficiente, entra em colapso diretamente em um buraco negro. Enquanto estrelas que podem explodir por esse canal são raras na Via Láctea, ou seja, comparadas com estrelas como o nosso Sol, provavelmente há bilhões de estrelas de nêutrons e buracos negros de massa estelar que se formaram através desse processo.

Estrelas que explodem como supernova são realmente enormes, pesando com massas pelo menos ~ 8 vezes a massa do Sol. Aqueles que produzem buracos negros no centro são ainda mais altos, geralmente acima de ~ 20 massas solares, aproximadamente (esse número é contestado ... alguma da física nuclear nesses ambientes extremos é incerta).

Figura 2 deste artigopode lançar alguma luz (...) na sua pergunta. Este artigo executou um conjunto de modelos de evolução estelar para rastrear quanta massa foi expelida durante a explosão e quanta massa permaneceu após a explosão. O eixo horizontal fornece a massa original da estrela (em unidades da massa do Sol, por exemplo, um valor de 10 significa 10 vezes a massa do Sol), e os círculos sólidos identificam a massa final do restante remanescente - que é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. O eixo vertical fornece a massa do remanescente. Infelizmente, eles decidiram usar o espaço logarítmico para o eixo vertical, mesmo que o alcance seja superior a uma única ordem de magnitude. Portanto, para obter a quantidade real de massa, é necessário desfazer o logaritmo da base 10. Por exemplo, se um ponto preto tivesse um valor de 0,3 no eixo vertical, a massa do remanescente seria 10 ^ (0,3) = 2,0 vezes a massa do Sol. Um valor de 0,6 seria 10 ^ (0,6) = 3,98 vezes a massa do Sol, etc. Eles consideraram vários mecanismos diferentes para a explosão em massas mais altas (lembre-se, as coisas ficam mais incertas quanto maior a estrela). alguns valores horizontais têm vários pontos pretos. Se você estiver curioso, explosões mais fracas podem permitir que parte do material caia sobre o restante, o que resulta em um ponto preto mais alto na trama.

Independentemente disso, você pode ver que, por exemplo, uma estrela de 20 massas solares cria um remanescente de 10 ^ (0,3) = 2 massas solares. Uma estrela de 30 massas solares pode criar um remanescente entre 2 e 4 vezes a massa do Sol. Em todos os casos, a maioria da massa original da estrela é perdida.

Você também pode dar uma olhada nas tramas deste documento . Este artigo parece ter feito um trabalho um pouco mais cuidadoso. No entanto, qualquer um dos papéis fornece a imagem básica.

(Além disso: a Figura 2 é para estrelas de 'metalicidade solar', o que significa 'estrelas que você pode encontrar na Via Láctea.' formado.)