明るい青色の可変質量損失と磁場によって制御される巨大ブラックホール-LB-1

金属性核が高速回転して強力な磁場を発生している恒星が核融合を停止すると質量損失を僅かでブラックホールに成るって事？以下、機械翻訳。
明るい青色の可変質量損失と磁場によって制御される巨大ブラックホール-LB-1の前駆体との関係
（2019年12月2日に提出）
主系列星（MS）および主系列後フェーズ中の質量損失が、大質量星の最終ブラックホール（BH）質量に及ぼす影響を調査します。85 Mのジュネーブ恒星進化モデルを計算します⊙質量損失率（M⊙）MSおよびMS後の段階の処方。このようなモデルは、最近検出された70 Mなどの大規模なBHにつながる可能性があります⊙LB-1システムのBH。Mの観測制約に基づいて⊙明るい星の場合、高い金属性でこのような大規模なBHを生成する可能性のある2つのシナリオを説明します。まず、LB-1の前駆体が観測されたWNh星の集団から進化した場合、MS後の進化中の平均質量損失率が1未満であることを示します。× 10− 5M⊙/年 ただし、これは、LBVの典型的な観測質量損失率よりも低くなります。2番目の可能性は、前駆体が、MS進化中の質量損失を抑えることができる強力な表面磁場を持つ80-85m太陽のまだ検出されていない集団から進化したことです。この場合、MS後の明るい青色変数（LBV）フェーズ中の平均質量損失率は5未満でなければなりません × 10− 5M⊙/年 AGカリーナなどのLBVは通常、このレベルに近いまたはそれ以上の静止星風による平均質量損失率を持っていることを考えると、この値はまだ低いです。大規模なBHに直接崩壊するLBVは、LBVがいくつかの超新星（SNe）の直接の前駆体であるという証拠と明らかに対立しています。これを調整するために、単一の星（または完全に混合した合併）のLBVは大きなコアを持ち、BHを形成しますが、バイナリLBVは小さなコアと大きなエンベロープ（完全に混合しない合併または質量獲得者）を持つか SN。

図1.に由来する発光星の質量損失率
WNh、LBV星の観測。 データが編集されましたMartins et al。 （2007、2008）、クラーク等。 （2012b）、スミス（2014）およびその参考文献。 また、ジュネーブをオーバープロットします
さまざまなMSおよびMS後の質量損失率処方の恒星進化モデル（実線）。 ラベルはモデルのfMSとM˙LBVの値。


図2.ジュネーブの恒星進化モデルのHR図。fMS= 0.3（青）および
fMS = 0.1（オレンジ）。 すべてのモデルがポストMSフェーズを費やします log Teff '3.8のLBV、およびそのときの異なる色
ポイントは、当社が採用したM˙LBVの異なる値を示します モデル。 また、WNh（紫色の円）の観測から得られた光度と有効温度をプロットします。
LBV（候補）星（緑の四角）。 観察データはMartins et alから編集されました。 （2007、2008）、クラーク等。 （2012a）、スミス等。 （2019）およびその参考文献。


図3.恒星質量の関数としての進化
ジュネーブ恒星進化モデルの正規化年齢 異なる質量損失率の処方。 ラベルはモデルのfMSとM˙LBVの値。