별의 질량이 충분히 크면 거의 순간적으로 산소 융합이 시작되어 엄청난 양의 에너지가 방출됩니다. 그 에너지는 남은 블랙홀을 남기지 않고 별을 완전히 파괴하기에 충분하다고 생각됩니다. 또는 산소 융합의 작은 폭발이 별의 외부 층을 폭발시켜 훨씬 작은 별을 남겨두고 궁극적으로 훨씬 덜 질량이 큰 블랙홀을 생성할 수 있습니다.
모델링을 통해 꽤 잘 확립되어 있지만 확인하는 것은 매우 어려운 과정입니다. 잠재적인 쌍불안정 사건에 대해 제안된 사례가 많이 있었지만, 어떤 관찰이 이를 일반적인 항성 폭발과 구별할 수 있는지에 대한 명확한 그림이 없습니다. 그리고 우리가 관찰한 병합을 관찰한 블랙홀의 질량을 추정할 수 있었지만 그것은 우리가 원하는 만큼 도움이 되지 않았습니다.
문제는 우리가 본 여러 합병이 이전에 합병된 것으로 보이는 블랙홀과 관련되어 있다는 것입니다. 따라서 그들은 쌍 불안정성이 블랙홀 형성을 막아야 하는 컷오프 위에 있을 만큼 충분히 크지만, 또 다른 블랙홀을 삼켜서 그렇게 무거워졌을 수도 있습니다.
구조에 도움이 되는 숫자
새로운 작업을 진행하는 국제 팀은 우리가 볼 수 있는 충돌의 종류를 고려했습니다. 하나는 두 개의 1세대(G1) 블랙홀이 병합되는 것인데, 이 경우 둘 다 쌍불안정성이 모든 것을 파괴하는 질량보다 낮아야 합니다. 그런 다음 G1이 이전 합병의 산물인 2세대(G2)와 충돌하며 G2는 잠재적으로 대량 컷오프를 초과할 가능성이 있습니다. 마지막으로 G2-G2 합병이 있는데, 둘 다 컷오프보다 높습니다.
모든 블랙홀 합병은 구상성단과 같이 질량이 큰 별들로 가득 찬 구조 내에서 일어날 가능성이 높습니다. 그러나 합병 자체는 생성된 블랙홀에 많은 에너지를 전달하는 경향이 있으며, 이로 인해 클러스터에서 블랙홀이 추방될 가능성이 있습니다. 결과적으로 G2-G2 합병은 G1-G2 합병보다 훨씬 더 드물게 발생합니다. 팀은 전체 합병의 약 1%만이 G2-G2가 될 것으로 추정합니다.
