Diagramma schematico del percorso binario di formazione del buco nero per GW170729. Una stella al di sotto di 80 masse solari si evolve e si sviluppa in una supernova con collasso del nucleo. La stella non sperimenta instabilità di coppia, quindi non c'è un'espulsione di massa significativa per pulsazione. Dopo che la stella ha formato un enorme nucleo di ferro, collassa per la sua stessa gravità e forma un buco nero con una massa inferiore a 38 masse solari. Una stella tra 80 e 140 masse solari si evolve e si sviluppa in una supernova di instabilità di coppia pulsazionale. Dopo che la stella ha formato un massiccio nucleo carbonio-ossigeno, il nucleo sperimenta la catastrofica creazione di coppie elettrone-positrone. Questo eccita una forte pulsazione e l'espulsione parziale dei materiali stellari. I materiali espulsi formano la materia circumstellare che circonda la stella. Dopo di che, la stella continua ad evolversi e forma un enorme nucleo di ferro, che collassa in un modo simile alla normale supernova con collasso del nucleo, ma con una massa finale del buco nero più alta tra 38 e 52 masse solari. Questi due percorsi potrebbero spiegare l'origine delle masse dei buchi neri binari rilevati dell'evento dell'onda gravitazionale GW170729. Credito:Shing-Chi Leung et al./Kavli IPMU
Attraverso simulazioni di una stella morente, un team di ricercatori di fisica teorica ha scoperto l'origine evolutiva e la massa massima dei buchi neri scoperti dalla rivelazione delle onde gravitazionali.
L'emozionante rilevamento delle onde gravitazionali con LIGO (osservatorio laser interferometro per onde gravitazionali) e VIRGO (antenna interferometrica per onde gravitazionali Virgo) ha mostrato la presenza di buchi neri in fusione in sistemi binari stretti.
Le masse dei buchi neri osservati prima della fusione sono state misurate e si è scoperto che avevano una massa molto più grande di quanto previsto in precedenza, di circa 10 volte la massa del Sole (massa solare). In uno di questi eventi, GW170729, la massa osservata di un buco nero prima della fusione è in realtà grande quanto circa 50 masse solari. Ma non è chiaro quali stelle possano formare un buco nero così massiccio, o qual è la dimensione massima dei buchi neri osservati dai rilevatori di onde gravitazionali.
Per rispondere a questa domanda, un gruppo di ricerca presso il Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) composto dal Project Researcher Shing-Chi Leung (attualmente presso il California Institute of Technology), Scienziato senior Ken'ichi Nomoto, e il Visiting Senior Scientist Sergei Blinnikov (professore presso l'Istituto di Fisica Teorica e Sperimentale di Mosow) hanno studiato lo stadio finale dell'evoluzione di stelle molto massicce, in particolare da 80 a 130 stelle di massa solare in sistemi binari stretti.
Processo evolutivo di supernova di instabilità di coppia pulsazionale. Credito:Shing-Chi Leung et al.
Nei sistemi binari chiusi, inizialmente da 80 a 130 stelle di massa solare perdono il loro involucro ricco di idrogeno e diventano stelle di elio da 40 a 65 masse solari. Quando le stelle di massa solare iniziale formano nuclei ricchi di ossigeno, le stelle subiscono una pulsazione dinamica perché la temperatura all'interno della stella diventa abbastanza alta da consentire la conversione dei fotoni in coppie elettrone-positrone. Tale "creazione di coppie" rende il nucleo instabile e accelera la contrazione fino al collasso.
Nella stella troppo compressa, l'ossigeno brucia in modo esplosivo. Ciò innesca un collasso e quindi una rapida espansione della stella. Una parte dello strato esterno stellare viene espulsa, mentre la parte interna si raffredda e collassa nuovamente. The pulsation (collapse and expansion) repeats until oxygen is exhausted. This process is called pulsational pair-instability (PPI). The star forms an iron core and finally collapses into a black hole, which would trigger the supernova explosion, known as PPI-supernova (PPISN).
By calculating several such pulsations and associated mass ejections until the star collapses to form a black hole, the team found that the maximum mass of the black hole formed from pulsational pair-instability supernova is 52 solar masses.
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.
