Masse des trous noirs par rapport à l'étoile mère

Quelle est la plage de pourcentage de masse d'étoile parente laissée dans un trou noir stellaire directement après sa formation?

Quels facteurs déterminent ce nombre pour un cas spécifique?

Il n'y a pas de consensus général à ce sujet. Différents modèles évolutifs donnent des résultats différents. Les facteurs (en plus de la masse initiale de l'étoile) qui affectent la masse finale du trou noir seraient le taux de rotation du progéniteur, sa composition (ou métallicité) et s'il était dans un système binaire ou non et si ce système binaire a pu transférer de la masse.

La rotation est considérée comme importante car elle affecte le mélange interne et, par conséquent, la vitesse à laquelle le carburant est fourni au cœur et le rat auquel le matériau traité arrive à la surface, ce qui affecte la composition atmosphérique. Il peut également augmenter la perte de masse.

La composition est importante car la perte de masse est provoquée par le rayonnement et les opacités radiatives sont plus élevées pour les compositions à haute métallicité.

Un ensemble de calculs de Heger et al. (2003) sont l'une des œuvres canoniques sur ce sujet. Vous trouverez ci-dessous un graphique de la masse initiale en fonction de la masse résiduelle pour les étoiles avec une abondance primordiale de big bang (métallicité initiale nulle), puis de même pour les étoiles de métallicité solaire.

Le rapport entre la ligne rouge et la ligne pointillée «aucune perte de masse» donne la fraction que vous recherchez. Dans les étoiles à métallicité nulle (primordiale), elle augmente de 10 à 40% pour les masses initiales de 25 à 100 masses solaires et est peut-être encore plus élevée pour les étoiles de population supermassive III. (Je souligne que ce sont des résultats théoriques ).

Pour les étoiles de métallicité solaire, les résultats sont un peu différents. Le rapport de la ligne rouge à la ligne pointillée varie de 10 à 25% pour 25 à 40 masses solaires, mais il n'est pas clair si des trous noirs peuvent même se former à des masses encore plus élevées en raison des taux de perte de masse beaucoup plus élevés (voir le différence entre la ligne pointillée et la courbe bleue).

Votre question concerne la formation de trous noirs de masse stellaire, qui se forment à la suite d'une explosion de supernova de type II ou de type Ib. Cela se produit lorsque le noyau d'une étoile massive s'effondre de sa propre gravité, entraînant une libération rapide d'énergie par des réactions nucléaires. Cela donne au reste de l'étoile une énorme quantité d'énergie sous forme de photons et de neutrinos, ce qui fait exploser l'étoile. Cette région centrale devient une étoile à neutrons ou, lorsque la masse de cette région centrale est suffisamment élevée, s'effondre directement dans un trou noir. Alors que les étoiles qui peuvent exploser à travers ce canal sont rares dans la Voie lactée, c'est-à-dire que, par rapport à des étoiles comme notre Soleil, il y a probablement ~ des milliards d'étoiles à neutrons et des trous noirs de masse stellaire qui se sont formés à travers ce processus.

Les étoiles qui explosent sous forme de supernova sont en effet massives, pesant avec des masses au moins ~ 8 fois la masse du Soleil. Ceux qui produisent des trous noirs au centre sont encore plus élevés, généralement au-dessus de ~ 20 masses solaires environ (ce nombre est contesté ... une partie de la physique nucléaire dans ces environnements extrêmes est incertaine).

Figure 2 de ce documentpourrait éclairer (...) votre question. Cet article a exécuté un ensemble de modèles d'évolution stellaire pour suivre la quantité de masse expulsée pendant l'explosion et la quantité restante après l'explosion. L'axe horizontal donne la masse d'origine de l'étoile (en unités de la masse du Soleil, par exemple, une valeur de 10 signifie 10 fois la masse du Soleil), et les cercles pleins identifient la masse finale du reste des restes - qui est soit une étoile à neutrons, soit un trou noir. L'axe vertical donne la masse du reste. Malheureusement, ils ont décidé d'utiliser l'espace logarithmique pour l'axe vertical, même si la plage n'est que sur un seul ordre de grandeur. Donc, pour obtenir la quantité réelle de masse, vous devez annuler le logarithme en base 10. Par exemple, si un point noir avait une valeur de 0,3 sur l'axe vertical, la masse du reste serait 10 ^ (0,3) = 2,0 fois la masse du Soleil. Une valeur de 0,6 serait 10 ^ (0,6) = 3,98 fois la masse du Soleil, etc. Ils ont considéré plusieurs mécanismes différents pour l'explosion à des masses plus élevées (rappelez-vous, les choses deviennent plus incertaines plus l'étoile devient grande), c'est pourquoi certaines valeurs horizontales ont plusieurs points noirs. Si vous êtes curieux, des explosions plus faibles peuvent permettre à une partie du matériau de retomber sur le reste, ce qui entraîne un point noir plus haut sur l'intrigue.

Quoi qu'il en soit, vous pouvez voir que, par exemple, une étoile de 20 masses solaires crée un résidu de masse solaire 10 ^ (0,3) = 2. Une étoile de 30 masses solaires pourrait créer un résidu qui représente entre 2 et 4 fois la masse du Soleil. Dans tous les cas, la majorité de la masse d'origine de l'étoile est perdue.

Vous pouvez également jeter un coup d'œil aux tracés de ce document . Ce document semble avoir fait un travail légèrement plus prudent. Cependant, l'un ou l'autre papier vous donne toujours l'image de base.

(À part: la figure 2 est pour les étoiles de «métallicité solaire», ce qui signifie «les étoiles que vous pourriez trouver dans la voie lactée». La figure 1 est pour les étoiles qui se seraient formées au début de l'Univers, avant qu'une quantité considérable d'éléments au-delà de l'hélium ne été formé.)