आपका प्रश्न तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के गठन के संबंध में है, जो टाइप II या टाइप आईबी सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप बनता है। यह तब होता है जब एक बड़े स्टार का कोर अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण से ढह जाता है, जिससे परमाणु प्रतिक्रियाओं के माध्यम से ऊर्जा की तेजी से रिहाई होती है। यह बाकी तारे के लिए फोटॉन और न्यूट्रिनों के रूप में जबरदस्त मात्रा में ऊर्जा प्रदान करता है, जो परिणामस्वरूप तारे को उड़ा देता है। यह कोर क्षेत्र या तो एक न्यूट्रॉन स्टार बन जाता है या, जब इस कोर क्षेत्र का द्रव्यमान पर्याप्त होता है, सीधे एक ब्लैक होल में गिर जाता है। जबकि इस चैनल के माध्यम से विस्फोट करने वाले तारे मिल्की वे में दुर्लभ हैं, अर्थात, हमारे सूर्य जैसे सितारों की तुलना में, इस प्रक्रिया के माध्यम से बनने वाले न्यूट्रॉन तारे और तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल की संभावना ~ है।
सुपरनोवा के रूप में विस्फोट करने वाले तारे वास्तव में बड़े पैमाने पर होते हैं, जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से कम से कम ~ 8 गुना होता है। जो केंद्र में ब्लैक होल का उत्पादन करते हैं वे और भी अधिक होते हैं, आमतौर पर ~ 20 सौर द्रव्यमान के ऊपर या तो (यह संख्या विवादित है ... इन चरम वातावरणों में कुछ परमाणु भौतिकी अनिश्चित है)।
इस पेपर के चित्र 2आपके प्रश्न पर कुछ प्रकाश (...) बहा सकता है। इस पत्र ने स्टेलर इवोल्यूशन मॉडल का एक सेट चलाया ताकि यह पता लगाया जा सके कि विस्फोट के दौरान कितना द्रव्यमान निष्कासित हुआ था और विस्फोट के बाद कितना द्रव्यमान बना रहा। क्षैतिज अक्ष तारे का मूल द्रव्यमान देता है (सूर्य के द्रव्यमान की इकाइयों में, उदाहरण के लिए, 10 का मान सूर्य के द्रव्यमान का 10 गुना होता है), और ठोस वृत्त बचे हुए अवशेष के अंतिम द्रव्यमान की पहचान करते हैं - जो है या तो एक न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल। ऊर्ध्वाधर अक्ष अवशेष का द्रव्यमान देता है। अफसोस की बात है कि उन्होंने ऊर्ध्वाधर अक्ष के लिए लॉगरिदमिक स्थान का उपयोग करने का फैसला किया, भले ही रेंज केवल परिमाण के एक आदेश पर हो। इसलिए द्रव्यमान की वास्तविक राशि प्राप्त करने के लिए, आपको आधार -10 लघुगणक को पूर्ववत करना होगा। उदाहरण के लिए, यदि एक काले बिंदु का ऊर्ध्वाधर अक्ष पर 0.3 का मान था, तो अवशेष का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 10 ^ (0.3) = 2.0 गुना होगा। 0.6 का मान 10 ^ (0.6) = 3.98 गुना सूर्य के द्रव्यमान का होगा, आदि, उन्होंने उच्च द्रव्यमान पर विस्फोट के लिए कई अलग-अलग तंत्रों पर विचार किया (याद रखें, चीजों को और अधिक अनिश्चितता मिलती है जितना बड़ा स्टार मिलता है), यही वजह है कि कुछ क्षैतिज मानों में कई काले बिंदु होते हैं। यदि आप उत्सुक हैं, तो कमजोर विस्फोट कुछ सामग्री को अवशेष पर वापस गिरने की अनुमति दे सकते हैं, जिसके परिणामस्वरूप भूखंड पर उच्चतर ब्लैक डॉट होता है।
भले ही, आप देख सकते हैं कि, उदाहरण के लिए, एक 20 सौर द्रव्यमान तारा एक 10 ^ (0.3) = 2 सौर द्रव्यमान अवशेष बनाता है। एक 30 सौर द्रव्यमान तारा एक अवशेष बना सकता है जो सूर्य के द्रव्यमान के 2 से 4 गुना के बीच है। सभी मामलों में, स्टार के मूल द्रव्यमान का अधिकांश हिस्सा खो जाता है।
आप इस पेपर के प्लॉट पर भी नज़र डाल सकते हैं । यह कागज ऐसा लगता है जैसे इसने थोड़ा अधिक सावधानी से काम किया। या तो कागज अभी भी आपको मूल चित्र देता है।
(ऐसाइड: चित्रा 2 'सोलर मेटैलिटी' सितारों के लिए है, जिसका अर्थ है 'मिल्की वे में मिल सकने वाले सितारे।' चित्रा 1 उन सितारों के लिए है, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड में, हीलियम से परे तत्वों की काफी मात्रा से पहले बने होंगे। का गठन किया गया है।)
