Кратко и по сути — этапы эволюции и ключевые факторы, определяющие, будет ли конечный объект нейтронной звезда или чёрная дыра.
Основные этапы эволюции массивной звезды ($M>8{\mathrm{M}}_{\odot }$):
- Главная последовательность: водородное горение в ядре (CNO-цикл).
- Гелиевое горение и последующие ступени: углерод, неон, кислород, кремний. На последней стадии формируется железное ядро, которое не даёт энергию при синтезе.
- Коллапс ядра: при достижении ядром массы около Хандрасекара ($M_{\mathrm{Ch}}\approx 1.4{\mathrm{M}}_{\odot }$) или при термодинамической нестабильности (фотодиссоциация, захват электронов) происходит быстрый коллапс и образование протонейтронной звезды; если ударная волна вытолкнет оболочки — наблюдаемая сверхновая, если нет — прямой коллапс в чёрную дыру.
- Возможные исходы: стабильная нейтронная звезда (НС), нестабильная НС с последующим падением в ЧД из‑за фаллбека, прямая коллапсная ЧД, или полное разрушение (в очень массивных звёздах — паровая нестабильность).
Какие факторы решают исход:
1) Предколлапсная масса ядра / итоговый углеродно‑кислородный / гелиевый/железный масса:
- Если масса остаточного (железного + окружающих слоёв, которые не вернутся) ядра мала, то после взрыва остаётся НС. Практические ориентиры: исходные массы порядка $8-20$–$25{\mathrm{M}}_{\odot }$ часто дают НС (зависит от потерь массы).
- Если предколлапсная масса ядра велика, либо взрыв слабый и велик фэлбэк, результат — ЧД. Границы условны; часто переход в ЧД начинается уже для исходных масс $\gtrsim 25-30{\mathrm{M}}_{\odot }$ при солнечной металлическости.
2) Масса потерь (звёздные ветры, массовый перенос в бинаре):
- Масса потерь уменьшает конечную массу ядра и оболочек, укрепляет шанс на НС и яркую SN. Ветровая скорость и $\dot{M}$ сильно зависят от металлическости. Типичное эмпирическое скалирование: $\dot{M}\propto Z^{\alpha }$ с $\alpha \sim 0.5-0.9$ (условно $\alpha \approx 0.7$).
- Высокая потеря массы может превратить звезду в Wolf–Rayet, привести к удалению водородной/гелиевой оболочки и к типам SN Ib/Ic.
3) Металличность $Z$:
- Высокая $Z$ → сильные линии‑управляемые ветры → большая потеря массы → меньшие предколлапсные ядра → выше вероятность НС и яркой SN.
- Низкая $Z$ → слабые ветры → массивные ядра на момент коллапса → большая вероятность ЧД (прямая коллапсия без яркой SN), а также возможность образования очень массивных чёрных дыр.
- При очень большой массы ядра возможны паровые эффекты: пульсационно‑паровая нестабильность для гелиевых ядер $\sim 40-64{\mathrm{M}}_{\odot }$ и полное разрушение при $\sim 64-133{\mathrm{M}}_{\odot }$ (паровая сверхновая, без остатка). Выше $\sim 133{\mathrm{M}}_{\odot }$ — прямой коллапс в ЧД.
4) Вращение:
- Вращение усиливает смешение (химически однородная эволюция при очень быстром вращении), формируя более массивное ядро и увеличивая шанс на ЧД.
- Быстрое вращение даёт больший угловой момент ядру → может привести к образованию быстро вращающейся НС (миллисекундный пульсар, магнетар) или к образованию аккреционного диска при коллапсе и к коллапсар‑GRB, если образуется ЧД с диском.
- Вращение также увеличивает меридиональные потоки и может увеличить потери массы через центробежно‑усиленные ветры.
5) Энергия взрыва и фэлбэк:
- Даже при относительно небольшого ядра, слабая ударная волна может не оторвать оболочки; материал упадёт обратно (фэлбэк) и увеличит массу компактного объекта, переводя НС в ЧД. Поэтому конечный исход зависит не только от массы, но и от механизма/энергии взрыва.
Практическая карта исходов (ориентировочно, при солнечной металлическости):
- $8-20{\mathrm{M}}_{\odot }$: чаще НС (Type II‑P SN).
- $20-30{\mathrm{M}}_{\odot }$: промежуточная зона — зависят потери массы и вращение; возможны НС или ЧД.
- $\gtrsim 30-40{\mathrm{M}}_{\odot }$: высокая вероятность ЧД (прямой коллапс или слабая SN с большим фэлбэком).
(Пороговые числа смещаются зависимо от $Z$ и вращения.)
Ключевые числовые ориентиры:
- Хандрасекара: $M_{\mathrm{Ch}}\approx 1.4{\mathrm{M}}_{\odot }$.
- Наблюдаемый максимум массы НС (гравитационная): $\sim 2.0-2.3{\mathrm{M}}_{\odot }$ (зависит от уравнения состояния).
- Паровая нестабильность (гелиевые ядра): пульсации при $M_{\mathrm{He}}\sim 40-64{\mathrm{M}}_{\odot }$, полное разрушение при $M_{\mathrm{He}}\sim 64-133{\mathrm{M}}_{\odot }$.
Краткий вывод:
- Большая потеря массы и высокая металлическость смещают исход в сторону нейтронной звезды и яркой сверхновой.
- Низкая металлическость, слабые потери массы и/или сильное вращение увеличивают предколлапсную массу ядра, повышая шанс прямого коллапса в чёрную дыру; при экстрим‑массе возможны паровые эффекты (пути без остатка).
- Роль фэлбэка и энергии взрыва делает границы размытыми — точный исход для конкретной звезды определяется комбинацией начальной массы, $Z$, скорости вращения, потерь массы и бинарной истории.