Door simulaties van een stervende ster, een team van theoretische fysica-onderzoekers heeft de evolutionaire oorsprong en de maximale massa van zwarte gaten gevonden die worden ontdekt door de detectie van zwaartekrachtsgolven.

De opwindende detectie van zwaartekrachtsgolven met LIGO (laser interferometer gravitatiegolf-observatorium) en VIRGO (Virgo interferometrische zwaartekrachtgolfantenne) hebben de aanwezigheid aangetoond van samensmeltende zwarte gaten in nabije binaire systemen.

De massa's van de waargenomen zwarte gaten voor het samensmelten zijn gemeten en bleken een veel grotere massa te hebben dan eerder verwacht van ongeveer 10 keer de massa van de zon (zonnemassa). In een dergelijk geval, GW170729, de waargenomen massa van een zwart gat vóór het samensmelten is eigenlijk zo groot als ongeveer 50 zonsmassa's. Maar het is niet duidelijk welke sterren zo'n massief zwart gat kunnen vormen, of wat de maximale grootte is van zwarte gaten die worden waargenomen door de zwaartekrachtgolfdetectoren.

Om deze vraag te beantwoorden, een onderzoeksteam van het Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU), bestaande uit projectonderzoeker Shing-Chi Leung (momenteel aan het California Institute of Technology), Senior wetenschapper Ken'ichi Nomoto, en senior wetenschapper Sergei Blinnikov (hoogleraar aan het Instituut voor Theoretische en Experimentele Fysica in Mosow) hebben de laatste fase van de evolutie van zeer massieve sterren onderzocht, in het bijzonder 80 tot 130 zonnemassasterren in nabije binaire systemen.

In nauwe binaire systemen, aanvankelijk verliezen 80 tot 130 zonsmassasterren hun waterstofrijke omhulsel en worden heliumsterren met een massa van 40 tot 65 zonsmassa's. Wanneer de aanvankelijke zonnemassasterren zuurstofrijke kernen vormen, de sterren ondergaan een dynamische pulsatie omdat de temperatuur in het binnenste van de sterren hoog genoeg wordt om fotonen om te zetten in elektron-positronparen. Zo'n 'paarvorming' maakt de kern onstabiel en versnelt contractie tot ineenstorting.

In de overgecomprimeerde ster, zuurstof brandt explosief. Dit veroorzaakt een ineenstorting en vervolgens een snelle uitdijing van de ster. Een deel van de buitenste sterrenlaag wordt uitgeworpen, terwijl het binnenste deel afkoelt en weer instort. De pulsatie (instorten en uitzetten) herhaalt zich totdat de zuurstof op is. Dit proces wordt pulsationele paarinstabiliteit (PPI) genoemd. De ster vormt een ijzeren kern en stort uiteindelijk in een zwart gat, die de supernova-explosie zou veroorzaken, bekend als PPI-supernova (PPISN).

Door verschillende van dergelijke pulsaties en bijbehorende massa-ejecties te berekenen totdat de ster instort en een zwart gat vormt, het team ontdekte dat de maximale massa van het zwarte gat gevormd door een pulsatie-paar-instabiliteit supernova 52 zonsmassa's is.

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.