Phạm vi phần trăm khối lượng của sao mẹ còn lại trong một lỗ đen sao trực tiếp sau khi hình thành là gì?
Những yếu tố xác định con số này cho một trường hợp cụ thể?
Phạm vi phần trăm khối lượng của sao mẹ còn lại trong một lỗ đen sao trực tiếp sau khi hình thành là gì?
Những yếu tố xác định con số này cho một trường hợp cụ thể?
Câu trả lời:
Không có sự đồng thuận chung về điều này. Các mô hình tiến hóa khác nhau cho kết quả khác nhau. Các yếu tố (ngoài khối lượng ban đầu của ngôi sao) ảnh hưởng đến khối lượng lỗ đen cuối cùng sẽ là tốc độ quay của tổ tiên, thành phần của nó (hoặc tính kim loại) và liệu nó có thuộc hệ nhị phân hay không và liệu hệ thống nhị phân đó có đã có thể chuyển khối lượng.
Sự quay vòng được cho là rất quan trọng vì nó ảnh hưởng đến sự pha trộn bên trong và do đó tốc độ cung cấp nhiên liệu cho lõi và con chuột mà vật liệu được xử lý lên bề mặt, ảnh hưởng đến thành phần khí quyển. Nó cũng có thể tăng cường mất mát hàng loạt.
Thành phần này rất quan trọng vì tổn thất khối lượng được điều khiển bởi bức xạ và độ mờ bức xạ cao hơn đối với các chế phẩm có tính kim loại cao.
Một tập hợp các tính toán của Heger et al. (2003) là một trong những tác phẩm kinh điển về chủ đề này. Dưới đây là một biểu đồ khối lượng ban đầu so với khối lượng còn sót lại đối với các ngôi sao có sự phong phú nguyên thủy của vụ nổ lớn (tính kim loại ban đầu bằng 0) và sau đó lại giống với các ngôi sao của kim loại mặt trời.
Tỷ lệ của đường màu đỏ so với đường "không mất khối lượng" chấm cho phân số bạn đang theo sau. Trong các sao kim loại bằng không (nguyên thủy), nó tăng từ 10-40% đối với khối lượng ban đầu từ 25 - 100 khối lượng mặt trời và có lẽ còn cao hơn đối với các ngôi sao III siêu dân số. (Tôi nhấn mạnh rằng đây là những kết quả lý thuyết ).
Đối với sao kim loại năng lượng mặt trời, kết quả là một chút khác nhau. Tỷ lệ của vạch đỏ so với đường chấm chấm thay đổi từ 10-25% cho 25-40 khối lượng mặt trời, nhưng sau đó không rõ liệu các lỗ đen thậm chí có thể hình thành ở khối lượng cao hơn hay không vì tỷ lệ mất khối lượng cao hơn nhiều (xem phần sự khác biệt giữa đường chấm chấm và đường cong màu xanh).
Câu hỏi của bạn liên quan đến sự hình thành của các lỗ đen khối sao, hình thành như là kết quả của vụ nổ siêu tân tinh loại II hoặc loại Ib. Điều này xảy ra khi lõi của một ngôi sao khổng lồ sụp đổ khỏi trọng lực bản thân của nó, thúc đẩy sự giải phóng năng lượng nhanh chóng thông qua các phản ứng hạt nhân. Điều này truyền một lượng năng lượng cực lớn dưới dạng photon và neutrino cho phần còn lại của ngôi sao, kết quả là, làm nổ tung ngôi sao. Vùng lõi này hoặc trở thành một ngôi sao neutron hoặc, khi khối lượng của vùng lõi này đủ cao, sụp đổ trực tiếp vào một lỗ đen. Mặc dù các ngôi sao có thể phát nổ qua kênh này rất hiếm trong Dải Ngân hà, tức là so với các ngôi sao như Mặt trời của chúng ta, có khả năng ~ hàng tỷ sao neutron và các lỗ đen khối sao đã hình thành trong quá trình này.
Những ngôi sao phát nổ như siêu tân tinh thực sự rất lớn, nặng bằng khối lượng ít nhất ~ 8 lần khối lượng Mặt trời. Những người tạo ra các lỗ đen ở trung tâm thậm chí còn cao hơn, thường là trên ~ 20 khối lượng mặt trời hoặc hơn (con số này còn nhiều tranh cãi ... một số vật lý hạt nhân trong những môi trường khắc nghiệt này là không chắc chắn).
Hình 2 của bài báo nàycó thể làm sáng tỏ (...) cho câu hỏi của bạn. Bài báo này đã chạy một tập hợp các mô hình tiến hóa sao để theo dõi khối lượng đã bị trục xuất trong vụ nổ và khối lượng còn lại sau vụ nổ. Trục hoành cho khối lượng ban đầu của ngôi sao (tính theo đơn vị khối lượng của Mặt trời, ví dụ: giá trị 10 nghĩa là gấp 10 lần khối lượng Mặt trời) và các vòng tròn rắn xác định khối lượng cuối cùng của tàn dư còn lại - đó là hoặc là một ngôi sao neutron hoặc lỗ đen. Trục dọc cho khối lượng của tàn dư. Đáng buồn thay, họ quyết định sử dụng không gian logarit cho trục tung, mặc dù phạm vi chỉ trên một bậc độ lớn. Vì vậy, để có được khối lượng thực tế, bạn phải hoàn tác logarit cơ sở 10. Ví dụ: nếu một chấm đen có giá trị 0,3 trên trục tung, khối lượng của tàn dư sẽ là 10 ^ (0,3) = 2,0 lần khối lượng của Mặt trời. Giá trị 0,6 sẽ là 10 ^ (0,6) = 3,98 lần khối lượng Mặt trời, v.v. Họ đã xem xét một số cơ chế khác nhau cho vụ nổ ở khối lượng cao hơn (hãy nhớ rằng, mọi thứ càng trở nên không chắc chắn khi ngôi sao càng lớn), đó là lý do tại sao một số giá trị ngang có nhiều chấm đen. Nếu bạn tò mò, các vụ nổ yếu hơn có thể cho phép một số vật liệu rơi xuống tàn dư, dẫn đến một chấm đen cao hơn trên cốt truyện.
Bất kể, bạn có thể thấy rằng, ví dụ, một ngôi sao 20 khối lượng mặt trời tạo ra tàn dư khối lượng mặt trời 10 ^ (0,3) = 2. Một ngôi sao khối lượng mặt trời 30 có thể tạo ra tàn dư lớn gấp 2 đến 4 lần khối lượng Mặt trời. Trong mọi trường hợp, phần lớn khối lượng ban đầu của ngôi sao bị mất.
Bạn cũng có thể liếc qua các lô của bài báo này . Bài báo này có vẻ như đã làm một công việc cẩn thận hơn một chút. Hoặc là giấy vẫn cung cấp cho bạn hình ảnh cơ bản, tuy nhiên.
(Ngoài ra: Hình 2 là dành cho các ngôi sao 'kim loại mặt trời', có nghĩa là 'các ngôi sao mà bạn có thể tìm thấy trong Dải Ngân hà.' Hình 1 dành cho các ngôi sao sẽ hình thành trong Vũ trụ sơ khai, trước khi một lượng lớn các nguyên tố ngoài helium có được hình thành.)