Детальное моделирование звёздообразования показывает, что столкновения в гигантском молекулярном облаке могут привести к образованию очень массивных звёзд, которые являются предшественниками чёрных дыр средней массы.
Сверхмассивные чёрные дыры, расположенные в центре галактик, имеют массу более 100 000 Солнц. Самые крупные из них достигают массы в миллиарды солнечных. Чёрные дыры со звёздной массой, широко наблюдаемые в бинарных системах со звездой-партнёром, обычно имеют массу менее 50 солнечных. Но наблюдений чёрных дыр с массами, попадавшими в промежуток между ними, было относительно мало. Этот пробел давно озадачил астрономов, которые задавались вопросом, как сверхмассивные чёрные дыры могли стать такими огромными, не имея никаких чёрных дыр средней массы, из которых можно было бы вырасти.
Хотя астрономы в целом согласны с тем, что чёрные дыры звёздной массы образуются в результате коллапса отдельных звёзд, механизмы образования промежуточных и сверхмассивных чёрных дыр не так хорошо изучены. Среди идей — образование и коллапс очень массивных звёзд, слияние более мелких чёрных дыр и накопление массы после образования чёрной дыры. Результаты исследований показывают, что некоторые из крупнейших наблюдаемых сверхмассивных чёрных дыр образовались, когда возраст Вселенной составлял менее миллиарда лет [1] , но неясно, как они так быстро выросли.
Новое моделирование по звёздам, проведённое Мичико Фудзии из Токийского университета и его коллегами, подтверждает одну из возможностей: звёзды, растущие в плотных молекулярных облаках, могут сливаться со скоростью и эффективностью, необходимыми для роста в очень массивные звёзды, которые в конечном итоге коллапсируют, образуя чёрные дыры средней массы. [2] Результаты показывают, что астрономы, ищущие неуловимые чёрные дыры средней массы, должны продолжать ориентироваться на плотные группы звёзд, известные как шаровые скопления, которые находятся в галактическом ореоле Млечного Пути.
Коды слияния
Фудзии и её команда поставили перед собой задачу не моделировать образование чёрных дыр средней массы, а изучить рост шаровых скоплений из облака молекулярного газа. Для этого исследователи объединили два разнородных кода. Один из них моделирует процесс образования звёзд из облаков молекулярного газа, а другой, известный как код N-body, моделирует гравитационное взаимодействие отдельных звёзд.
Усовершенствовав алгоритмы кода N-body, команда Фудзии смогла запустить моделирование, содержащее миллионы отдельных звёзд. Предыдущие коды N-body не могли включать такое количество отдельных звёзд из-за вычислительных ограничений, поэтому исследователи полагались на упрощающие предположения для моделирования звёздных скоплений: группировали множество звёзд вместе как отдельные частицы или использовали моделирование Монте-Карло, содержащее другие упрощённые параметры.
Фудзии и её коллеги интегрировали более сложный код N-body с моделью звёздообразования в газовых облаках, как показано на рисунке 1. Новый код позволил исследователям смоделировать рождение туманности Ориона и, согласно последнему исследованию, плотных звёздных скоплений с момента их зарождения. «То, что они включают в себя и газ, и звёзды, и имеют реалистичное количество звёзд, действительно впечатляет, — говорит Натан Лей из Университета Консепсьона в Чили. — Это переводит моделирование в более реалистичный вид».
Быстрое накопление массы
Моделирование Фудзии и её коллег начинается с газового облака, содержащего 105-106 солнечных масс вещества. Газы высокой плотности образуют нити и сгустки, которые в конечном итоге разрушаются, образуя звёзды, которые продолжают расти, взаимодействовать и сливаться в облаке.
Как правило, когда звёзды становятся больше, они генерируют более сильный звёздный ветер, который заставляет их терять массу. Таким образом, конкуренция между потерей и накоплением массы может ограничить их рост. Но моделирование показывает, что гравитационный потенциал плотного газового облака вокруг звёзд поддерживает компактность звёздного скопления. Поэтому по мере слияния звёзд масса накапливается быстрее, чем теряется. В конце концов могут образоваться звёзды с массой более 1000 солнечных — гораздо более массивные, чем все когда-либо наблюдавшиеся звёзды. Как показано на рисунке 2, эти очень массивные звёзды, как их ещё называют, набирают большую часть своей массы менее чем за 100 000 лет. «Мы ожидали, что внутри шаровых скоплений будут происходить столкновения звёзд, но для нас было удивительно, что образовалась такая большая звезда», — говорит Фудзии.
Хотя такие массивные звёзды никогда не наблюдались, их существование предсказывалось теоретиками. Есть много причин, по которым такие огромные звёзды могут оставаться незамеченными — у них может быть холодная поверхность, из-за которой их трудно заметить на небе, или они могут быть недолговечными, прежде чем превратятся в чёрные дыры. Согласно другим теоретическим исследованиям, такая звезда превратится в чёрную дыру средней массы примерно через 2 миллиона лет. Фудзии и её коллеги использовали расчёты звёздной эволюции, чтобы оценить потерю массы очень массивной звезды за этот период, как показано на рисунке 2. Но поскольку очень массивные звёзды остаются лишь теоретическими, расчёты их эволюции являются лишь предположением.
«Никто не знает, как эволюционирует звезда массой 1000 солнечных, каков процесс ядерного горения в этих необычайно массивных объектах», — говорит Саймон Портегис Цварт из Лейденского университета.
Чтобы оценить, ограничивается ли рост очень массивных звёзд ранней Вселенной или может происходить постоянно, Фудзии и её коллеги изучили различные значения металличности — доли элементов тяжелее гелия. Звёзды, сформировавшиеся раньше в истории Вселенной, имеют более низкую металличность. Как правило, звёзды с более высокой металличностью генерируют более сильный звёздный ветер, который уменьшает их массу, поэтому низкая металличность считается благоприятной для формирования очень массивных звёзд.
Симуляции содержали различные металличности: от уровней, сходных с наблюдаемыми в шаровых скоплениях Млечного Пути, до значений в пять раз выше. Модели с более низкой металличностью привели к образованию самых крупных звёзд, но в сценариях с высокой металличностью беглые столкновения всё равно приводили к образованию очень массивных звёзд. Этот вывод позволяет предположить, что очень массивные звёзды могут формироваться и сегодня.
Видеть в темноте
То, что Фудзии и её коллеги обнаружили в ходе моделирования, подтверждает результаты более простых моделей, опубликованных несколько десятилетий назад, в которых шаровые скопления рассматривались как потенциальные места роста чёрных дыр средней массы. [3] Новый результат стимулирует дальнейшее изучение этих скоплений, но препятствия для поиска чёрных дыр среднего размера остаются. Наблюдательные проблемы, присущие только скоплениям средней массы, могут частично объяснить их кажущееся отсутствие. «Странно иметь разрыв в четыре порядка величины, — говорит Джиллиан Белловари из Общественного колледжа Квинсборо в Нью-Йорке. — Это не значит, что их там нет. Мы не обнаружили то, что находится в середине, потому что это трудно».
Будучи чёрными объектами на чёрном фоне, чёрные дыры труднонаблюдаемы. Одним из надёжных способов их обнаружения является орбитальная динамика. Сверхмассивные чёрные дыры в центре галактик легче идентифицировать из-за их огромных размеров, а также потому, что вокруг них вращается множество звёзд. Чёрные дыры со звёздной массой часто образуются в бинарных системах, где можно наблюдать взаимные орбиты звёзд-партнёров. В обеих этих системах нагрев от трения, возникающий при высасывании материи в чёрную дыру, также приводит к появлению рентгеновских лучей и радиоволн.
У чёрных дыр средней массы меньше шансов обнаружить легко различимые орбитальные звёзды, которые могли бы дать знать об их присутствии. Высокая плотность звёзд в шаровых скоплениях затрудняет расшифровку отдельных орбит, хотя недавнее исследование, возможно, преодолело этот барьер: анализ данных космического телескопа «Хаббл» за два десятилетия показал, что семь звёзд в центре Омега Центавра, шарового скопления Млечного Пути, движутся настолько быстро, что должны покинуть скопление, если только они не вращаются вокруг чёрной дыры массой не менее 8200 солнечных масс [4].
Одно из самых чётких на сегодняшний день наблюдений чёрной дыры средней массы произошло в 2019 году, когда в результате слияния двух чёрных дыр звёздной массы образовалась чёрная дыра массой около 142 солнечных. Энергия в девять солнечных масс излучилась от этого слияния в виде гравитационных волн, которые были зафиксированы детекторами-близнецами Лазерной интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории (LIGO) в США и обсерватории Virgo в Италии.
Наблюдения LIGO-Virgo показывают, что столкновения чёрных дыр звёздной массы представляют собой один из жизнеспособных способов образования чёрных дыр на меньшем конце диапазона промежуточных масс. Такие столкновения чёрных дыр звёздной массы, не говоря уже о столкновениях звёзд, скорее всего, происходят в плотных звёздных скоплениях. Но при слиянии чёрных дыр разных размеров возникают асимметричные гравитационные волны, которые могут вытолкнуть образовавшуюся чёрную дыру за пределы звёздного скопления, где у неё меньше шансов слиться с другими объектами.
Приливная диссипация позволяет звёздам поглощать больше энергии от слияний, поэтому столкновения звёзд не вызывают таких толчков, как слияние чёрных дыр. Поэтому очень массивная звезда, которая коллапсирует в чёрную дыру средней массы, была предпочтительнее в качестве механизма образования, чем слияние более мелких чёрных дыр. Но нет причин, по которым не может произойти и то, и другое. Когда чёрная дыра становится достаточно массивной, слияние с маленькой чёрной дырой уже не приводит к образованию достаточно большого толчка, чтобы вытеснить слившуюся чёрную дыру.
Масштаб LIGO и Virgo ограничивает частоту гравитационных волн, которые они могут уловить, поэтому они не могут обнаружить слияния чёрных дыр в более крупной части диапазона промежуточных масс. Восполнить этот пробел призвана космическая лазерная интерферометрическая антенна (LISA), которую возглавляет Европейское космическое агентство в сотрудничестве с НАСА и консорциумом LISA (см. Physics Today, July 2010, page 14). LISA, запуск которой запланирован на середину 2030-х годов, состоит из трёх космических аппаратов, разделённых миллионами километров, и будет следовать за Землёй по её орбите в виде крутящегося треугольника. Посылая лазеры между тремя аппаратами, LISA будет использовать ту же технику интерферометрии, что и LIGO и Virgo, но сможет обнаружить гравитационные волны на низких частотах, необходимых для поиска более крупных столкновений.
В то время как охота за чёрными дырами средней массы продолжается, моделирование Фудзии и её коллег подтверждает, что шаровые скопления являются хорошими целями. Фудзии планирует и дальше увеличивать размер моделирования по звёздам. Её следующая цель — смоделировать первые звёздные скопления, сформировавшиеся во Вселенной почти без металличности, поскольку они могут обладать потенциалом для формирования ещё более массивных звёзд.
Ссылки
E. Bañados et al, Nature 553 , 473 (2018 ). https://doi.org/10.1038/nature25180
M. S. Fujii et al, Science 384 , 1488 (2024). https://doi.org/10.1126/science.adi4211
S. F. Portegeis Zwart , S. L. W. McMillan , Astrophys. J. 576 , 899 (2002). https://doi.org/10.1086/341798
M. Häberle et al, Nature 631 , 285 (2024). https://doi.org/10.1038/s41586-024-07511-z
J. Miller , Physics Today 63 (7), 14 (2010). https://doi.org/10.1063/1.3463616