太陽の７０倍質量のブラックホールは単独星なら可能だけど、LB-1の様な連星系では、伴星の公転軌道から質量制限されるので奥の手を出さないと形成不可能との事です。核融合反応が終了したら収縮するだけで超新星爆発しない場合もあるのか？以下、機械翻訳。
高金属性での70 Msunブラックホールの形成
（2019年11月27日に提出）
天の川円盤で70 Mのブラックホールが長期間（P = 78.9日）に発見され、ほぼ円軌道（e = 0.03）分離したバイナリシステム（LB-1）と8 M Bの星の伴星。金属性
B星の太陽は太陽に近い（Z = 0.017と仮定してZ〜0.02）。の形成に関する現在のコンセンサス、高い金属性の星からのブラックホールにより、ブラックホールの質量は強いために20 M未満に制限されます。
恒星風の質量損失。これまでのところ、これは約20の銀河系X線の人口によってサポートされていました。ブラックホールが含まれるバイナリ。CygX-1が最大の約20 Mブラックホールをホストします。を使用して
ハーレー等。 2000年の分析的進化の式、70 Mブラックホールの形成
通常、恒星風の質量損失率が高い場合、金属性の高い環境で穴が開く可能性があります。進化計算に採用され、5倍に減少します。最近の観察証拠、理論計算では、Vink et al。 2001年の風の質量損失の推定値は、
0.5-0.1という低い要因で減少します。また、詳細な星の進化モデルを計算し、そのようなシナリオを確認してください。 Z = 0.014で風が減少した非回転85 M星モデル
32 Mのヘリウムコアと28 MのCOコアで、コア崩壊前の71 Mの星としてアップ。そんな星 ブラックホールの質量を厳しく制限するペア不安定性の超新星質量損失を回避し、
直接崩壊で約70 Mのブラックホールを形成します。高さで70 Mのブラックホールを形成できる星 Zは、半径がR＆600 Rの大きなサイズに拡大します（大きなHリッチエンベロープのおかげです）。ただし、LB-1軌道のサイズを超える（半長軸a。350 R）。恒星モデルの回転は混合を引き起こす
そして放射状の拡張を減らすことができます。ただし、それらはより大規模で内部コアを生成し、
したがって、ペア不安定性の脈動質量損失の影響を受け、70 Mブラックホールの形成は許可されません。現在の標準的な恒星進化モデルは、黒の形成と一致しているように見えます
高金属性で最大70 Mのブラックホールがありますが、LB-1のような連星系がどのようにできるかを説明できません
いくつかのエキゾチックなシナリオを呼び出さずに形成されました。
件名：星：ブラックホール、中性子星、X線連星
図1. | 天の川LB-1バイナリのアーティストによる視覚化
〜70 Mブラックホールをホストする星系。
図2. —推定された金属性の単一星のブラックホール質量
初期の星の質量の関数としてのLB-1の場合。 標準風量用低質量ブラックホールのみが予測される損失処方：MBH ＜15 M ただし、風の質量損失を減らすために、より重いブラックホールが形成されます。
MBH= 30 M 0.5、およびMBH = 70 M 標準値。 さらに高い質量に到達するにはペア不安定性脈動超新星のスイッチを切るにはブラックホールの質量を厳しく制限する
図3. — MzamsのHertzsprung-Russell図= 85 M
恒星風が減少した非回転モデル（0.333倍）
デフォルト設定と比較）。 中央の燃焼段階が強調表示され、水素は紫色、ヘリウムは赤色、炭素燃焼はオレンジ色です。 青い破線は定数の等高線を示しています
半径。 このモデルは、最大半径Rmax≈650 Rまで拡大します He燃焼中に質量を失う前。
図4. — Mzams = 85 M非恒星風の恒星進化図（0.333の係数で縮小）
デフォルトと比較して）Z = 0.014。青い領域は
対流領域。赤色の陰影は核エネルギーの生成を示し、灰色の陰影はニュートリノによる冷却を示す領域を示します
放出が支配的です。星の進化は 関数t*、崩壊/最終モデルまでの残り時間。ダイアグラム
コアの水素燃焼の終わり（左側）、コアのヘリウム燃焼と炭素燃焼（紫色の右）。トップブラックソリッド
線は総質量を示し、赤い破線はHe-free / poor core（Heの質量分率が存在する領域として定義
1パーセント未満）。このモデルは、70.9 Mの星を生成します
MHe = 31.6 MのHeコアとCOコアを持つコア崩壊 MCO = 27.6M。ほとんどの場合、ペア不安定性の影響を受けません
脈動超新星質量損失。したがって、このモデルは70 M BH形成時に質量損失がない場合はブラックホール。
関連記事：発見された予測不可能な恒星ブラックホール
高金属性での70 Msunブラックホールの形成
（2019年11月27日に提出）
天の川円盤で70 Mのブラックホールが長期間（P = 78.9日）に発見され、ほぼ円軌道（e = 0.03）分離したバイナリシステム（LB-1）と8 M Bの星の伴星。金属性
B星の太陽は太陽に近い（Z = 0.017と仮定してZ〜0.02）。の形成に関する現在のコンセンサス、高い金属性の星からのブラックホールにより、ブラックホールの質量は強いために20 M未満に制限されます。
恒星風の質量損失。これまでのところ、これは約20の銀河系X線の人口によってサポートされていました。ブラックホールが含まれるバイナリ。CygX-1が最大の約20 Mブラックホールをホストします。を使用して
ハーレー等。 2000年の分析的進化の式、70 Mブラックホールの形成
通常、恒星風の質量損失率が高い場合、金属性の高い環境で穴が開く可能性があります。進化計算に採用され、5倍に減少します。最近の観察証拠、理論計算では、Vink et al。 2001年の風の質量損失の推定値は、
0.5-0.1という低い要因で減少します。また、詳細な星の進化モデルを計算し、そのようなシナリオを確認してください。 Z = 0.014で風が減少した非回転85 M星モデル
32 Mのヘリウムコアと28 MのCOコアで、コア崩壊前の71 Mの星としてアップ。そんな星 ブラックホールの質量を厳しく制限するペア不安定性の超新星質量損失を回避し、
直接崩壊で約70 Mのブラックホールを形成します。高さで70 Mのブラックホールを形成できる星 Zは、半径がR＆600 Rの大きなサイズに拡大します（大きなHリッチエンベロープのおかげです）。ただし、LB-1軌道のサイズを超える（半長軸a。350 R）。恒星モデルの回転は混合を引き起こす
そして放射状の拡張を減らすことができます。ただし、それらはより大規模で内部コアを生成し、
したがって、ペア不安定性の脈動質量損失の影響を受け、70 Mブラックホールの形成は許可されません。現在の標準的な恒星進化モデルは、黒の形成と一致しているように見えます
高金属性で最大70 Mのブラックホールがありますが、LB-1のような連星系がどのようにできるかを説明できません
いくつかのエキゾチックなシナリオを呼び出さずに形成されました。
件名：星：ブラックホール、中性子星、X線連星
図1. | 天の川LB-1バイナリのアーティストによる視覚化
〜70 Mブラックホールをホストする星系。
図2. —推定された金属性の単一星のブラックホール質量
初期の星の質量の関数としてのLB-1の場合。 標準風量用低質量ブラックホールのみが予測される損失処方：MBH ＜15 M ただし、風の質量損失を減らすために、より重いブラックホールが形成されます。
MBH= 30 M 0.5、およびMBH = 70 M 標準値。 さらに高い質量に到達するにはペア不安定性脈動超新星のスイッチを切るにはブラックホールの質量を厳しく制限する
図3. — MzamsのHertzsprung-Russell図= 85 M
恒星風が減少した非回転モデル（0.333倍）
デフォルト設定と比較）。 中央の燃焼段階が強調表示され、水素は紫色、ヘリウムは赤色、炭素燃焼はオレンジ色です。 青い破線は定数の等高線を示しています
半径。 このモデルは、最大半径Rmax≈650 Rまで拡大します He燃焼中に質量を失う前。
図4. — Mzams = 85 M非恒星風の恒星進化図（0.333の係数で縮小）
デフォルトと比較して）Z = 0.014。青い領域は
対流領域。赤色の陰影は核エネルギーの生成を示し、灰色の陰影はニュートリノによる冷却を示す領域を示します
放出が支配的です。星の進化は 関数t*、崩壊/最終モデルまでの残り時間。ダイアグラム
コアの水素燃焼の終わり（左側）、コアのヘリウム燃焼と炭素燃焼（紫色の右）。トップブラックソリッド
線は総質量を示し、赤い破線はHe-free / poor core（Heの質量分率が存在する領域として定義
1パーセント未満）。このモデルは、70.9 Mの星を生成します
MHe = 31.6 MのHeコアとCOコアを持つコア崩壊 MCO = 27.6M。ほとんどの場合、ペア不安定性の影響を受けません
脈動超新星質量損失。したがって、このモデルは70 M BH形成時に質量損失がない場合はブラックホール。
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