Schematiskt diagram över den binära svarta hålsbildningsvägen för GW170729. En stjärna under 80 solmassor utvecklas och utvecklas till en kärnkollapssupernova. Stjärnan upplever inte parinstabilitet, så det finns ingen signifikant massutstötning genom pulsering. Efter att stjärnan bildar en massiv järnkärna, det kollapsar av sin egen gravitation och bildar ett svart hål med en massa under 38 solmassor. En stjärna mellan 80 och 140 solmassor utvecklas och utvecklas till en supernova med pulserande parinstabilitet. Efter att stjärnan bildar en massiv kol-syrekärna, kärnan upplever katastrofala elektron-positron-parskapande. Detta exciterar stark pulsation och partiell utstötning av stjärnmaterialen. De utstötta materialen bildar den cirkumstellära materia som omger stjärnan. Efter det, stjärnan fortsätter att utvecklas och bildar en massiv järnkärna, som kollapsar på ett sätt som liknar den vanliga kärnkollapssupernovan, men med en högre slutlig svarthålsmassa mellan 38 - 52 solmassor. Dessa två vägar skulle kunna förklara ursprunget till de detekterade binära svarta hålsmassorna för gravitationsvåghändelsen GW170729. Kredit:Shing-Chi Leung et al./Kavli IPMU
Genom simuleringar av en döende stjärna, ett team av teoretiska fysikforskare har hittat det evolutionära ursprunget och den maximala massan av svarta hål som upptäcks genom detektering av gravitationsvågor.
Den spännande detekteringen av gravitationsvågor med LIGO (laserinterferometer gravitationsvågobservatorium) och VIRGO (Virgo interferometrisk gravitationsvågantenn) har visat närvaron av sammanslagna svarta hål i nära binära system.
Massorna av de observerade svarta hålen före sammansmältningen har uppmätts och visade sig ha en mycket större massa än tidigare förväntat på cirka 10 gånger solens massa (solmassan). I en sådan händelse, GW170729, den observerade massan av ett svart hål före sammansmältning är faktiskt så stor som cirka 50 solmassor. Men det är inte klart vilka stjärnor som kan bilda ett så massivt svart hål, eller vad den maximala storleken på svarta hål som observeras av gravitationsvågsdetektorerna är.
För att svara på denna fråga, ett forskarlag vid Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) bestående av projektforskaren Shing-Chi Leung (för närvarande vid California Institute of Technology), Senior forskare Ken'ichi Nomoto, och gästande seniorforskaren Sergei Binnikov (professor vid Institutet för teoretisk och experimentell fysik i Mosow) har undersökt slutskedet av utvecklingen av mycket massiva stjärnor, i synnerhet 80 till 130 solmasstjärnor i nära binära system.
Evolutionsprocess för supernova med pulserande parinstabilitet. Kredit:Shing-Chi Leung et al.
I nära binära system, initialt förlorar 80 till 130 solmassstjärnor sitt väterika hölje och blir heliumstjärnor med 40 till 65 solmassor. När de initiala solmassstjärnorna bildar syrerika kärnor, stjärnorna genomgår dynamisk pulsering eftersom temperaturen i stjärnans inre blir tillräckligt hög för att fotoner ska omvandlas till elektron-positronpar. Sådan "parskapande" gör kärnan instabil och påskyndar sammandragningen att kollapsa.
I den överkomprimerade stjärnan, syre brinner explosivt. Detta utlöser en kollaps och sedan snabb expansion av stjärnan. En del av stjärnans yttre skikt stöts ut, medan den inre delen svalnar och kollapsar igen. Pulseringen (kollaps och expansion) upprepas tills syret är slut. Denna process kallas pulserande parinstabilitet (PPI). Stjärnan bildar en järnkärna och kollapsar slutligen till ett svart hål, som skulle utlösa supernovaexplosionen, känd som PPI-supernova (PPISN).
Genom att beräkna flera sådana pulseringar och tillhörande massutkastningar tills stjärnan kollapsar och bildar ett svart hål, teamet fann att den maximala massan för det svarta hålet som bildas från supernova med pulserande parinstabilitet är 52 solmassor.
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.
