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La creciente evidencia teórica sugiere que la primera generación de estrellas podría haber sido bastante masiva (~100-300 masas solares). Si retienen su alta masa hasta la muerte, tales estrellas, después de aproximadamente 3Myr, producirán supernovas por inestabilidad por pares. Consideramos la evolución completa de dos estrellas de cero metalicidad de 250 y 300 masas solares. La quema explosiva de oxígeno y silicio provoca la explosión del núcleo de helio de 130 masas solares, pero la quema explosiva no puede provocar una explosión en la estrella de 300 masas solares y colapsa en un agujero negro. Para esta estrella, el momento angular calculado en el modelo presupernova es suficiente para retrasar la formación del agujero negro y la estrella inicialmente forma un núcleo de 50 masas solares y 1000 km dentro del cual los neutrinos quedan atrapados. Aunque la estrella no se vuelve dinámicamente inestable, el tiempo de crecimiento calculado de las inestabilidades rotacionales seculares es más corto que el tiempo de formación del agujero negro, y tales inestabilidades pueden desarrollarse. Estimamos la energía y amplitud de las ondas gravitacionales emitidas durante este colapso. Después de que se forma el agujero negro, la acreción continúa a través de un disco. Aunque el disco es demasiado grande y frío para transportar energía de manera eficiente al eje de rotación mediante aniquilación de neutrinos, tiene suficiente energía potencial para producir un chorro de 1e54erg impulsado por campos magnéticos. La interacción de este chorro con el gas circunestelar circundante puede producir un transitorio energético de rayos gamma, pero dado el desplazamiento al rojo y la escala temporal, probablemente no sea un modelo para los estallidos de rayos gamma típicos.
Fryer et al. (Tue,) estudiaron esta cuestión.