Masa de agujeros negros en comparación con la estrella madre

¿Cuál es el rango de porcentaje de masa de la estrella madre que queda en un agujero negro estelar directamente después de su formación?

¿Qué factores determinan este número para un caso específico?

No hay consenso general sobre esto. Diferentes modelos evolutivos dan diferentes resultados. Los factores (además de la masa inicial de la estrella) que afectan la masa final del agujero negro serían la velocidad de rotación del progenitor, su composición (o metalicidad) y si estaba en un sistema binario o no y si ese sistema binario fue capaz de transferir masa.

Se considera que la rotación es importante porque afecta la mezcla interna y, por lo tanto, la velocidad a la que se suministra combustible al núcleo y la rata a la que el material procesado llega a la superficie, lo que afecta la composición atmosférica. También puede mejorar la pérdida de masa.

La composición es importante porque la pérdida de masa es impulsada por la radiación y las opacidades radiativas son más altas para las composiciones de alta metalicidad.

Un conjunto de cálculos de Heger et al. (2003) son uno de los trabajos canónicos sobre este tema. A continuación se muestra un gráfico de masa inicial versus masa remanente para estrellas con abundancia primordial de big bang (metalicidad inicial cero) y luego lo mismo nuevamente para estrellas de metalicidad solar.

La relación entre la línea roja y la línea de puntos "sin pérdida de masa" da la fracción que busca. En las estrellas de metalicidad cero (primordial) aumenta del 10-40% para las masas iniciales de 25-100 masas solares y es quizás incluso mayor para las estrellas supermasivas de la población III. (Destaco que estos son resultados teóricos ).

Para las estrellas de metalicidad solar, los resultados son un poco diferentes. La proporción de la línea roja a la línea punteada varía de 10-25% para 25-40 masas solares, pero entonces no está claro si los agujeros negros pueden formarse incluso a masas aún más altas debido a las tasas de pérdida de masa mucho más altas (ver el diferencia entre la línea punteada y la curva azul).

Su pregunta se refiere a la formación de agujeros negros de masa estelar, que se forman como resultado de una explosión de supernova Tipo II o Tipo Ib. Esto ocurre cuando el núcleo de una estrella masiva se derrumba de su propia gravedad, impulsando una rápida liberación de energía a través de reacciones nucleares. Esto imparte una tremenda cantidad de energía en forma de fotones y neutrinos al resto de la estrella, lo que, como resultado, explota la estrella. Esta región central se convierte en una estrella de neutrones o, cuando la masa de esta región central es lo suficientemente alta, colapsa directamente en un agujero negro. Si bien las estrellas que pueden explotar a través de este canal son raras en la Vía Láctea, es decir, en comparación con estrellas como nuestro Sol, es probable que haya ~ miles de millones de estrellas de neutrones y agujeros negros de masa estelar que se han formado a través de este proceso.

Las estrellas que explotan como supernova son de hecho masivas, con un peso de al menos ~ 8 veces la masa del Sol. Aquellos que producen agujeros negros en el centro son aún más altos, generalmente por encima de ~ 20 masas solares más o menos (este número está en disputa ... parte de la física nuclear en estos entornos extremos es incierta).

Figura 2 de este documentopodría arrojar algo de luz (...) sobre su pregunta. Este artículo ejecutó un conjunto de modelos de evolución estelar para rastrear cuánta masa fue expulsada durante la explosión y cuánta masa permaneció después de la explosión. El eje horizontal da la masa original de la estrella (en unidades de la masa del Sol, por ejemplo, un valor de 10 significa 10 veces la masa del Sol), y los círculos sólidos identifican la masa final del remanente remanente, que es ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro. El eje vertical da la masa del remanente. Lamentablemente, decidieron utilizar el espacio logarítmico para el eje vertical, a pesar de que el rango es de un solo orden de magnitud. Entonces, para obtener la cantidad real de masa, debe deshacer el logaritmo de base 10. Por ejemplo, si un punto negro tuviera un valor de 0.3 en el eje vertical, la masa del remanente sería 10 ^ (0.3) = 2.0 veces la masa del Sol. Un valor de 0.6 sería 10 ^ (0.6) = 3.98 veces la masa del Sol, etc. Consideraron varios mecanismos diferentes para la explosión a masas más altas (recuerde, las cosas se vuelven más inciertas a medida que la estrella se hace más grande), razón por la cual Algunos valores horizontales tienen múltiples puntos negros. Si tiene curiosidad, las explosiones más débiles pueden permitir que parte del material caiga sobre el remanente, lo que da como resultado un punto negro que está más arriba en la trama.

De todos modos, puede ver que, por ejemplo, una estrella de 20 masas solares crea un remanente de masa solar de 10 ^ (0.3) = 2. Una estrella de 30 masas solares podría crear un remanente que sea entre 2 y 4 veces la masa del Sol. En todos los casos, la mayoría de la masa original de la estrella se pierde.

También puede echar un vistazo a las tramas de este documento también. Parece que este documento hizo un trabajo un poco más cuidadoso. Sin embargo, cualquiera de los dos documentos todavía te da la imagen básica.

(Aparte: la Figura 2 es para las estrellas de 'metalicidad solar', que significa 'estrellas que podrías encontrar en la Vía Láctea'. La Figura 1 es para las estrellas que se habrían formado en el Universo temprano, antes de que una cantidad considerable de elementos más allá del helio tuviera sido formado)