Из обнаружения гравитационных волн в GW190814 был сделан вывод о слиянии компактного объекта массой 2,6 солнечной массы с более тяжелым объектом. Более легкий объект находится в «массовом зазоре» между самыми тяжелыми нейтронными звездами и самыми легкими черными дырами звездной массы, что заставляет астрофизиков задаться вопросом, что это был за объект.
Теоретическая нижняя граница разрыва, вероятно, ненамного превышает 2,16 массы Солнца ( Использование наблюдений за гравитационными волнами и квазиуниверсальных соотношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд , Между нейтронными звездами и черными дырами ). Это исключило бы нейтронную звезду как объект массой 2,6 солнечной.
Что касается верхней границы массового разрыва, никаких кандидатов в черные дыры (косвенно) не наблюдалось ниже 5 солнечных масс. Однако теоретически могут существовать гораздо более легкие черные дыры, например первичные черные дыры.
Мой вопрос: почему эта верхняя граница массового разрыва в 5 солнечных масс? исключает ли эволюция массивных звезд образование черной дыры массой 2,6 солнечной?
На данный момент неизвестно. В основном есть две альтернативы.
Во-первых, что-то в механике коллапса ядра сверхновых препятствует образованию маломассивной черной дыры. Например, может случиться так, что ниже определенной массы прародителя взрывы сверхновых всегда успешны, сдувая оболочку и оставляя остаток нейтронной звезды. При более высоких массах взрыв может быть неудачным, и значительная часть оболочки аккрецируется (напомним, что эти прародители будут иметь массу не менее 10 масс Солнца), что приведет к образованию черной дыры гораздо большей массы. Пример этого класса объяснений можно найти у Кочанека (2014) , который предлагает класс «неудавшихся сверхновых» с массами прародителей , которым удается выбросить свои оболочки в слабых переходных процессах, но оставить после себя гелиевые ядра, образующие наименьшую массу. черные дыры. Затем прародители с меньшей массой ответственны за нейтронные звезды.
Вторая возможность состоит в том, что просто трудно найти черные дыры с массами в 2,5-5 масс Солнца (поэтому важно, чтобы одна из них оказалась найденной). Например, до детекторов GW массы черных дыр (звездной массы) можно было найти только в двойных системах и только в том случае, если темный спутник был идентифицирован по его аккреционной активности. Если черные дыры с малой массой имеют постоянную низкую скорость аккреции, в отличие от более «всплескового» поведения рентгеновских двойных систем с большей массой (или с более высоким отношением масс), может быть сильное смещение наблюдательного отбора против обнаружения их в первое место, а непрерывная аккреционная светимость маскирует спектр компаньона, делая невозможным динамическое измерение массы.
гамма1954
ПрофРоб