Forskere finder oprindelsen og den maksimale masse af massive sorte huller

Skematisk diagram af den binære sorte huls dannelsessti for GW170729. En stjerne under 80 solmasser udvikler sig og udvikler sig til en kerne-kollaps supernova. Stjernen oplever ikke par-ustabilitet, så der er ingen væsentlig masseudstødning ved pulsering. Efter at stjernen danner en massiv jernkerne, det kollapser af sin egen tyngdekraft og danner et sort hul med en masse under 38 solmasser. En stjerne mellem 80 og 140 solmasser udvikler sig og udvikler sig til en pulserende par-ustabil supernova. Efter at stjernen har dannet en massiv kulstof-ilt kerne, kernen oplever katastrofal elektron-positron-par-skabelse. Dette fremkalder stærk pulsering og delvis udstødning af stjernematerialerne. De udstødte materialer danner det cirkumstellare stof, der omgiver stjernen. Efter det, stjernen fortsætter med at udvikle sig og danner en massiv jernkerne, som kollapser på en måde, der ligner den almindelige kerne-kollaps supernova, men med en højere endelig sort hulmasse mellem 38 - 52 solmasser. Disse to stier kunne forklare oprindelsen af de detekterede binære sorte hul-masser af gravitationsbølgebegivenheden GW170729. Kredit:Shing-Chi Leung et al./Kavli IPMU

Gennem simuleringer af en døende stjerne, et hold af teoretiske fysikforskere har fundet den evolutionære oprindelse og den maksimale masse af sorte huller, som opdages ved påvisning af gravitationsbølger.

Den spændende påvisning af gravitationsbølger med LIGO (laserinterferometer gravitationsbølgeobservatorium) og VIRGO (Virgo interferometrisk gravitationsbølgeantenne) har vist tilstedeværelsen af sammensmeltede sorte huller i tætte binære systemer.

Masserne af de observerede sorte huller før sammensmeltning er blevet målt og viste sig at have en meget større end tidligere forventet masse på omkring 10 gange Solens masse (solmasse). I et sådant tilfælde, GW170729, den observerede masse af et sort hul før sammensmeltning er faktisk så stor som omkring 50 solmasser. Men det er ikke klart, hvilke stjerner der kan danne et så massivt sort hul, eller hvad den maksimale størrelse af sorte huller observeret af gravitationsbølgedetektorerne er.

For at besvare dette spørgsmål, et forskerhold ved Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) bestående af projektforsker Shing-Chi Leung (i øjeblikket ved California Institute of Technology), Seniorforsker Ken'ichi Nomoto, og gæstende seniorforsker Sergei Binnikov (professor ved Instituttet for Teoretisk og Eksperimentel Fysik i Mosow) har undersøgt den sidste fase af udviklingen af meget massive stjerner, især 80 til 130 solmassestjerner i tætte binære systemer.

Pulserende par-ustabilitet supernova evolutionær proces. Kredit:Shing-Chi Leung et al.

I tætte binære systemer, oprindeligt mister 80 til 130 solmassestjerner deres brintrige hylster og bliver til heliumstjerner på 40 til 65 solmasser. Når de oprindelige solmassestjerner danner iltrige kerner, stjernerne gennemgår dynamisk pulsering, fordi temperaturen i stjernens indre bliver høj nok til, at fotoner kan omdannes til elektron-positron-par. En sådan 'pardannelse' gør kernen ustabil og fremskynder sammentrækningen til at kollapse.

I den overkomprimerede stjerne, ilt brænder eksplosivt. Dette udløser et kollaps og derefter hurtig udvidelse af stjernen. En del af det ydre stjernelag udstødes, mens den indre del køler ned og falder sammen igen. Pulsationen (kollaps og ekspansion) gentages, indtil ilt er opbrugt. Denne proces kaldes pulsational pair-instability (PPI). Stjernen danner en jernkerne og falder til sidst sammen i et sort hul, som ville udløse supernovaeksplosionen, kendt som PPI-supernova (PPISN).

Ved at beregne flere sådanne pulseringer og tilhørende masseudkast, indtil stjernen kollapser og danner et sort hul, holdet fandt, at den maksimale masse af det sorte hul dannet fra pulserende par-ustabil supernova er 52 solmasser.

The red line shows the time evolution of the temperature and density at the center of the initially 120 solar mass star (PPISN:pulsational pair-instability supernova). The arrows show the direction of time. The star pulsates (i.e., contraction and expansion twice) by making bounces at #1 and #2 and finally collapses along a line similar to that of a 25 solar mass star (thin blue line:CCSN (core-collapse supernova)). The thick blue line shows the contraction and final expansion of the 200 solar mass star which is disrupted completely with no black hole left behind (PISN:pair-instability supernova). Top left area enclosed by the black solid line is the region where a star is dynamically unstable. Credit:Shing-Chi Leung et al.
The red line (that connects the red simulation points) shows the mass of the black hole left after the pulsational pair-instability supernova (PPISN) against the initial stellar mass. The red and black dashed lines show the mass of the helium core left in the binary system. The red line is lower than the dashed line because some amount of mass is lost from the core by pulsational mass loss. (Pair-instability supernova, PISN, explodes completely with no remnant left.) The peak of the red line gives the maximum mass, 52 solar mass, of the black hole to be observed by gravitational waves. Credit:Shing-Chi Leung et al.
The masses of a pair of the black holes (indicated by the same color) whose merging produced gravitational waves (GW) detected by advanced LIGO and VIRGO (merger event names GW150914 to GW170823 indicate year-month-day). The box enclosed by 38 - 52 solar mass is the remnant mass range produced by PPISNe. Black hole masses falling inside this box must have an origin of PPISN before collapse. Below 38 solar mass is the black hole formed by a massive star undergoing CCSN. In addition to GW170729, GW170823 is a candidate of a PPISN in the lower mass limit side. Credit:Shing-Chi Leung et al.

Stars initially more massive than 130 solar masses (which form helium stars more massive than 65 solar masses) undergo the pair instability supernova process due to explosive oxygen burning, which disrupts the star completely with no black hole remnant. Stars above 300 solar masses collapse and may form a black hole more massive than about 150 solar masses.

The above results predict that there exists a 'mass-gap' in the black hole mass between 52 and about 150 solar masses. The results mean that the 50 solar mass black hole in GW170729 is most likely a remnant of a pulsational pair-instability supernova.

The result also predicts that a massive circumstellar medium is formed by the pulsational mass loss, so that the supernova explosion associated with the black hole formation will induce collision of the ejected material with the circumstellar matter to become super-luminous supernovae. Future gravitational wave signals will provide a base upon which their theoretical prediction will be tested.

Sidste artikelAstronomer ser uventet molekyle i exoplanetatmosfære

Næste artikelHøjere koncentration af metal i Moons kratere giver ny indsigt i dets oprindelse