Сколько массы теряют звезды, превращаясь в черные дыры?

TL;DR : Это чрезвычайно сложно, и есть огромные неопределенности, но есть модели и численные симуляции, которые дают отношения между начальными звездными массами и возможными остаточными массами черных дыр. Для ряда моделей и масс, если звезды имеют очень низкую металличность, до половины начальной массы звезд может оказаться в черной дыре. В звездах с высокой металличностью (таких как наше Солнце) в остатке может выжить всего 10% или около того. Некоторая (неизвестная) часть звезд в определенных диапазонах масс может вообще не оставлять остатков черной дыры.

---

В простейшей модели звездообразования звезды формируются, развиваются и оставляют какой-то остаток. (белый) карлик для звезд малой массы (что-то вроде$M \lesssim 8 M_\odot$), нейтронная звезда (НС) для промежуточных масс ($8 M_\odot \lesssim M \lesssim 20 M_\odot$) и, наконец, Черные дыры для самых массивных звезд ($20 M_\odot \lesssim M$). Самый простой способ предсказать массу остатка — это рассмотреть массу железного ядра, которое образуется в звезде незадолго до ее взрыва (см., например, Heger+2002). Связь между начальной массой звезды (часто называемой «массой главной последовательности нулевого века [ZAMS]») и конечной массой ее железного ядра может быть очень сложной, и

Особенно для массивных звезд процессы, связывающие звездную эволюцию на Главной последовательности с конечным остатком , могут быть сложными и экзотическими, включая звездные ветры, взрывные вспышки, перенос массы в двойные системы и, наконец, возможный взрыв ( сверхновая , гамма-всплеск). и т. д.), что может значительно изменить конечное состояние. Результаты, по-видимому, зависят от плохо понятой физики, касающейся быстрого вращения, сильных магнитных полей, вариаций металличности и присутствия близких двойных спутников.

---

Ветры

Непрерывные массивные ветры звезды Вольфа-Райе.

Перед сверхновыми массивные звезды проходят фазы сильной потери массы из-за «ветров» (массивных истечений со звездных поверхностей). Эти ветры особенно сильны в звездах с высокой металличностью, образовавшихся в недавней Вселенной с малым красным смещением, и считаются основным методом, с помощью которого массивные звезды теряют массу. Ветер можно увидеть в звездах «Вольфа-Райе» (например, WR 124, изображенном выше), которые постоянно выбрасывают огромное количество материала в окружающую среду.

---

Взрывная/эруптивная потеря массы

Взрывная потеря массы от Eta Carinae.

Звезды, называемые «светящимися голубыми переменными», демонстрируют прерывистые кратковременные эпизоды потери массы, которые могут выбросить всю массивную оболочку звезды. Лучшим примером является Эта Киля , звезда с исходным размером 100–300$M_\odot$который (относительно) недавно выбросил десятки солнечных масс материала в результате быстрого взрыва.

---

Звездная смерть и взрывы

Большинство звезд заканчивают свою жизнь в виде сверхновых (почему? См. мой соответствующий ответ здесь : взрывные вспышки, вызванные ярким радиоактивным распадом тяжелых элементов, образовавшихся в ядре звезды. Как правило, вспышка вызывается ударной волной, возникающей в результате гравитационного коллапса. вещество за пределами ядра эффективно выбрасывается, тогда ядро, скорее всего, превратится в нейтронную звезду.Однако в очень массивных звездах большая часть внешнего материала слишком тесно связана с ядром и будет «отступать», вызывая аккрецию на протонейтронная звезда/ядро --- ведет к ее коллапсу в черную дыру. Сколько материала выбрасывается и сколько падает обратно, чувствительно зависит от гидродинамики взрыва и еще более тонких деталей, таких как скорость его спиннинг.

Однако некоторые взрывы могут вообще не оставить следов. Считается, что в «сверхновой с парной нестабильностью» вообще не остается остатка. Эти взрывы могут происходить для звезд низкой металличности с массами ZAMS выше$\approx 150 M_\odot$.

---

Единственный способ учесть все эти факторы (и многие другие, например, бинарность, спин и т. д.) — детальное численное моделирование. Ниже приведен хороший сводной рисунок, показывающий взаимосвязь между массой остатка черной дыры и исходной массой из Belczynski+2010. На каждой панели показаны вариации различных параметров с акцентом на разные скорости потери массы и разную металличность. Я думаю, что нижняя панель представляет то, что имеет в виду большинство людей в этой области... но здесь очень мало ограничений для наблюдений --- хотя недавние обнаружения LIGO показывают, что более сильные ограничения могут появиться быстро.

Эти результаты показывают, что металличность играет огромную роль. Для звезд с низкой металличностью (подобных тем, которые образовались в ранней Вселенной) до половины начальной массы звезды могло оказаться в остатке ЧД. Для звезд с более высокой металличностью (таких как более массивные версии нашего Солнца) более высокие темпы потери массы из-за ветра могут означать, что$\lesssim 10\%$массы выживает в ЧД. Эти модели не включают сверхновые с парной нестабильностью, что может означать, что остаточная масса выше некоторого порога внезапно обратится в нуль.

Heger+2002 - Как заканчивают свою жизнь массивные одиночные звезды
Belczynski+2010 - О максимальной массе звездных черных дыр