親星と比較したブラックホールの質量

恒星の形成直後に恒星のブラックホールに残された親星の質量パーセントの範囲はどれくらいですか？

特定のケースでこの数を決定する要因は何ですか？

これについての一般的な合意はありません。進化モデルが異なれば、結果も異なります。最終的なブラックホールの質量に影響を与える要素（星の初期質量に加えて）は、前駆細胞の回転速度、その組成（または金属性）、およびそれがバイナリシステムであるかどうか、およびそのバイナリシステムであるかどうかです。質量を転送することができました。

回転は内部混合に影響を与えるため、回転が重要であると考えられています。したがって、燃料がコアに供給される速度と、処理された材料が表面に到達する速度が大気組成に影響するためです。また、質量損失を高めることができます。

質量損失は放射線によって引き起こされ、放射率の不透明度は、高金属性の組成物ほど高いため、組成は重要です。

Heger et al。による一連の計算。（2003）は、この問題に関する標準的な作業の1つです。以下は、ビッグバン原始アバンダンス（ゼロの初期金属性）を持つ星の初期質量と残留質量のプロットで、太陽金属性の星の場合も同じです。

赤い線と点線の「質量損失なし」の線の比率は、目標の割合を示します。金属量ゼロ（原始）の星では、初期質量が25〜100太陽質量の場合は10〜40％に増加し、超大規模集団III星の場合はさらに高くなります。（私はこれらが理論上の結果であることを強調します）。

太陽金属性の星の場合、結果は少し異なります。点線に対する赤い線の比率は、25-40の太陽質量の10-25％から変化しますが、質量損失率がはるかに高いため、さらに高い質量でブラックホールが形成されるかどうかは明確ではありません（点線と青い曲線の違い）。

あなたの質問は、タイプIIまたはタイプIbの超新星爆発の結果として形成される恒星質量ブラックホールの形成に関するものです。これは、巨大な星のコアが自身の自己重力から崩壊し、核反応を介してエネルギーが急速に放出されるときに発生します。これにより、光子とニュートリノの形で膨大な量のエネルギーが残りの星に与えられ、その結果、星が爆発します。このコア領域は、中性子星になるか、このコア領域の質量が十分に大きい場合、ブラックホールに直接崩壊します。このチャネルを介して爆発する可能性のある星は、天の川では珍しいです。つまり、私たちの太陽のような星と比較すると、このプロセスを通じて形成された中性子星と恒星質量のブラックホールが数十億ある可能性があります。

超新星として爆発する星は確かに巨大であり、太陽の質量の少なくとも〜8倍の質量を量ります。中心にブラックホールを生成するものはさらに高く、通常は約20太陽質量以上です（この数は異議があります...これらの極端な環境での核物理学の一部は不確かです）。

このペーパーの図2あなたの質問にいくつかの光（...）を当てるかもしれません。このペーパーでは、一連の恒星進化モデルを実行して、爆発中に放出された質量と爆発後に残った質量を追跡しました。水平軸は星の元の質量を示し（太陽の質量の単位で、たとえば、10の値は太陽の質量の10倍を意味します）、黒丸は残りの残骸の最終的な質量を示します。中性子星かブラックホール。縦軸は、残骸の質量を示します。悲しいことに、範囲は1桁以上しかないにもかかわらず、縦軸に対数空間を使用することにしました。したがって、実際の質量を取得するには、10を底とする対数を元に戻す必要があります。たとえば、黒い点の縦軸の値が0.3の場合、残りの質量は太陽の質量の10 ^（0.3）= 2.0倍になります。0.6の値は、太陽の質量の10 ^（0.6）= 3.98倍などです。彼らは、より高い質量での爆発のいくつかの異なるメカニズムを検討しました（星が大きくなるほど、物事はより不確実になります）。一部の水平値には複数の黒い点があります。好奇心が強い場合は、爆発が弱いと、一部の素材が残骸に落ちる可能性があり、プロットの上の方に黒い点が表示されます。

それにもかかわらず、たとえば、20個の太陽質量の星が10 ^（0.3）= 2の太陽質量の残骸を作成することがわかります。30個の太陽質量星は、太陽の質量の2〜4倍の残骸を作成する可能性があります。すべての場合において、星の元の質量の大部分は失われます。

また、このペーパーのプロットも一見できます。この紙は少し注意深く仕事をしたように見えます。ただし、どちらの紙でも基本的な状況はわかります。

（余談：図2は「太陽の金属性」星、つまり「天の川で見つかるかもしれない星」を意味します。図1は、ヘリウムを超えるかなりの量の元素が存在する前に、宇宙の初期に形成されたはずの星です。形成された。）