Desafortunadamente, no hay información suficiente para dar una respuesta definitiva.
Qué tan grande es un agujero negro, qué velocidad orbital, qué radio orbital, qué tipo de supernova y qué estrella de masa son parámetros que deben considerarse.
Las estrellas que experimentan supernovas tipo II o colapso del núcleo probablemente estén en el rango de 8-20 masas solares y estas generalmente, pero no siempre (ver SNe 1987A), tienen enormes envolturas, con un tamaño del orden del radio de la órbita de Júpiter alrededor el sol, o alrededor de mil millones de kilómetros.
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Sin embargo, la distribución de masa de dicha estrella tiene un pico muy alto hacia el centro de la estrella, por lo que la mayor parte de la masa está en un radio más pequeño.
Se necesita un modelo para la distribución masiva y esto hará una diferencia en el destino de la estrella si la estrella se acerca lo suficiente a un agujero negro como para comenzar a ser interrumpida.
La masa del núcleo de níquel que finalmente se colapsa cuando la supernova se apaga es, como máximo, aproximadamente 1.35-1.45 masas solares, y muy probablemente algo menor que esto, y al menos esta masa existiría dentro de un radio de aproximadamente 3000 kilómetros. desde el centro de la estrella, bastante independiente de la masa de la estrella.
Dicha estrella podría estar orbitando una luz, digamos un agujero negro de 5 masas solares, cuyo horizonte de eventos tendría un radio de aproximadamente 15 kilómetros, o incluso orbitar un agujero negro supermasivo con una masa de millones de veces la masa solar y un horizonte de eventos en 3-12 millones de kilómetros, en el centro de una galaxia, con la envoltura exterior de la estrella dentro del lóbulo de Roche, de modo que la estrella estaría perdiendo materia en el agujero negro o, en otras palabras, siendo devorada por ella.
Entonces podría sufrir un colapso del núcleo de una supernova. Sospecho que esto es bastante posible.
En este caso, parte de la materia que se arroja en la supernova caerá en el agujero negro, pero parte será expulsada en la explosión, lo que impulsará todo el núcleo externo y la envoltura estelar a aproximadamente 1/20 de la velocidad de luz, que es casi seguro suficiente para estar por encima de la velocidad de escape para el agujero negro si la estrella está en una órbita en un radio lo suficientemente grande.
El punto en el que las fuerzas de marea en la estrella se volverán significativas puede estimarse de manera bastante simple, comparando la gravedad propia de la estrella con la fuerza gravitacional del agujero negro. El orden de magnitud de este radio estará dado por:
[matemáticas] r_t = (\ frac {M_h} {M _ {*}}) ^ {\ frac {1} {3}} R _ {*} [/ matemáticas],
donde el radio es el radio estelar, y el subíndice h denota la masa del agujero negro.
Entonces, para un agujero negro de 5 masas solares, si la periapsis de la órbita de una estrella se acercara a 0.6 a 0.85 veces el radio de la órbita de Júpiter, las fuerzas de marea serían significativas y comenzarían a distorsionar la estrella. Pero el agujero negro estaría realmente dentro del sobre exterior de la estrella.
Entonces, un cálculo más detallado es necesario aquí.
La estrella perdería masa de la envoltura externa antes de alcanzar este radio, pero no necesariamente se interrumpiría por completo, especialmente su núcleo muy compacto. Para un agujero negro más masivo, con al menos 20 masas solares, el agujero negro bien podría estar fuera de la envoltura de la estrella en la periapsis.
Para un agujero negro supermasivo, el radio orbital crítico sería aproximadamente 100 veces el radio de la órbita de Júpiter.
Si bien este es probablemente un escenario muy poco probable de observar para una supernova de tipo II, para la cual las estrellas progenitoras viven solo unas pocas decenas de millones de años, ciertamente no parece estar completamente fuera del alcance de la posibilidad.
No se sabe con certeza directamente sobre la dinámica de las estrellas cercanas a los agujeros negros supermasivos, y estoy poniendo las cosas muy suavemente.
