Masa de agujeros negros en comparación con la estrella madre

No hay un consenso general al respecto. 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 tasa 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 cree 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 velocidad 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 para estrellas de metalicidad solar.

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

Para las estrellas de metalicidad solar, los resultados son un poco diferentes. La relación entre la línea roja y la línea punteada varía del 10 al 25 % para 25 a 40 masas solares, pero no está claro si los agujeros negros pueden formarse incluso con masas aún mayores debido a las tasas de pérdida de masa mucho más altas (consulte la 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 colapsa por su propia gravedad, provocando una rápida liberación de energía a través de reacciones nucleares. Esto imparte una enorme cantidad de energía en forma de fotones y neutrinos al resto de la estrella, lo que, como resultado, hace estallar 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 se hayan formado miles de millones de estrellas de neutrones y agujeros negros de masa estelar a través de este proceso.

Las estrellas que explotan como supernovas son de hecho masivas, con masas de al menos ~ 8 veces la masa del Sol. Los que producen agujeros negros en el centro son incluso más altos, por lo general por encima de ~20 masas solares más o menos (este número es discutido... parte de la física nuclear en estos entornos extremos es incierta).

Figura 2 de este trabajopodría arrojar algo de luz (...) sobre su pregunta. Este documento ejecutó un conjunto de modelos de evolución estelar para rastrear cuánta masa se expulsó 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 sobrante, que es ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro. El eje vertical da la masa del remanente. Lamentablemente, decidieron usar el espacio logarítmico para el eje vertical, aunque el rango es solo 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 cuanto más grande es la estrella), razón por la cual algunos valores horizontales tienen múltiples puntos negros. Si tiene curiosidad, las explosiones más débiles pueden permitir que parte del material vuelva a caer sobre el remanente, lo que da como resultado un punto negro que está más arriba en la trama.

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

También puede echar un vistazo a las tramas de este artículo . Este documento parece que hizo un trabajo un poco más cuidadoso. Sin embargo, cualquiera de los documentos aún le brinda la imagen básica.

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