¿Cuánta masa pierden las estrellas al convertirse en agujeros negros?

TL; DR : es extremadamente difícil y hay grandes incertidumbres, pero hay modelos y simulaciones numéricas que dan relaciones entre las masas estelares iniciales y las masas remanentes eventuales de agujeros negros. Para una variedad de modelos y masas, si las estrellas tienen una metalicidad muy baja, hasta la mitad de la masa inicial de la estrella puede terminar en un agujero negro. En estrellas de alta metalicidad (como nuestro sol), tan solo un 10% puede sobrevivir en el remanente. Es posible que alguna fracción (desconocida) de estrellas en ciertos rangos de masa no deje ningún remanente de agujero negro.

En el modelo más simple de formación estelar, las estrellas se forman, evolucionan y dejan algún tipo de remanente. Una enana (blanca) para estrellas de baja masa (algo así como$M \lesssim 8 M_\odot$), una estrella de neutrones (NS) para masas intermedias ($8 M_\odot \lesssim M \lesssim 20 M_\odot$) y finalmente Black Holes para las estrellas más masivas ($20 M_\odot \lesssim M$). La forma más sencilla de predecir la masa remanente es considerar la masa del núcleo de hierro que se forma en la estrella poco antes de que explote (ver, por ejemplo, Heger+2002). La conexión entre la masa inicial de una estrella (a menudo llamada "masa de secuencia principal de edad cero [ZAMS]") y la masa final de su núcleo de hierro puede ser muy complicada, y

Especialmente para las estrellas masivas, los procesos que conectan la evolución estelar en la Secuencia Principal con el remanente final pueden ser complicados y exóticos, involucrando vientos estelares, estallidos explosivos, transferencia de masa a binarios y finalmente una explosión final ( supernova , estallido de rayos gamma). , etc) que pueden alterar significativamente el estado final. Los resultados parecen depender de una física mal entendida relacionada con la rotación rápida, los fuertes campos magnéticos, las variaciones en la metalicidad y la presencia de compañeros binarios cercanos.

Vientos

Vientos masivos continuos de una estrella Wolf-Rayet.

Antes de las supernovas, las estrellas masivas pasan por fases de gran pérdida de masa a través de "vientos" (salidas masivas de las superficies estelares). Estos vientos son especialmente fuertes en las estrellas de alta metalicidad formadas en el universo reciente, de bajo corrimiento al rojo, y se cree que son el método principal por el cual las estrellas masivas pierden masa. Los vientos se pueden ver en las estrellas 'Wolf-Rayet' (como WR 124 en la foto de arriba), que expulsan continuamente grandes cantidades de material al entorno circundante.

Pérdida de masa explosiva/eruptiva

Pérdida de masa explosiva de Eta Carinae.

Las estrellas denominadas "variables azules luminosas" muestran episodios transitorios y puntuales de pérdida de masa que pueden expulsar las envolturas masivas completas de las estrellas. El mejor ejemplo es Eta Carinae , una estrella de inicialmente 100--300$M_\odot$que (relativamente) recientemente expulsó decenas de masas solares de material en un estallido rápido.

Muerte estelar y explosiones

La mayoría de las estrellas terminan sus vidas en supernovas (¿por qué? Vea mi respuesta relacionada aquí : explosiones explosivas impulsadas por la brillante descomposición radioactiva de elementos pesados ​​producidos en el núcleo de la estrella. En general, la explosión es impulsada por una onda de choque producida por el colapso gravitatorio. ¿Es el material fuera del núcleo es efectivamente expulsado, entonces el núcleo probablemente se asentará en una estrella de neutrones.Sin embargo, en estrellas muy masivas, gran parte del material exterior está demasiado unido al núcleo y "retrocederá", provocando la acumulación en el proto-neutrón-estrella/núcleo --- lo que lleva a su colapso en un agujero negro. La cantidad de material expulsado, y la cantidad que vuelve a caer, depende sensiblemente de la hidrodinámica de la explosión e incluso de detalles más sutiles como la rapidez con la que se produce. hilado.

Algunas explosiones, sin embargo, pueden no dejar ningún remanente. En una 'supernova de inestabilidad de pares' , se cree que no queda ningún remanente. Estas explosiones pueden ocurrir para estrellas de baja metalicidad con masas ZAMS por encima de$\approx 150 M_\odot$.

La única forma de tomar todos estos factores (y muchos más, por ejemplo, binaridad, espín, etc.) es en simulaciones numéricas detalladas. A continuación se muestra una buena figura resumida que muestra la relación entre la masa remanente del agujero negro y la masa inicial de Belczynski+2010. Cada panel muestra variaciones en diferentes parámetros, centrándose en diferentes tasas de pérdida de masa y diferentes metalicidades. Creo que el panel inferior es representativo de lo que la mayoría de la gente en el campo tiene en mente... pero hay muy pocas restricciones de observación --- aunque las detecciones recientes de LIGO muestran que podrían surgir restricciones más fuertes rápidamente.

Lo que muestran estos resultados es que la metalicidad juega un gran efecto. Para las estrellas de baja metalicidad (como las que se formaron en el universo primitivo), hasta la mitad de la masa inicial de una estrella podría terminar en el remanente BH. Para las estrellas de mayor metalicidad (como las versiones más masivas de nuestro sol), las tasas más altas de pérdida de masa por los vientos podrían significar que$\lesssim 10\%$de la masa sobrevive en el BH. Estos modelos no incluyen supernovas de inestabilidad de pares, lo que podría significar que la masa remanente por encima de cierto umbral se convertiría repentinamente en cero.

Heger+2002 - Cómo las estrellas individuales masivas acaban con su vida
Belczynski+2010 - Sobre la masa máxima de los agujeros negros estelares