Рядом с нами дрейфуют тысячи «тихих» черных дыр: почему эти системы не должны существовать

Данные космического телескопа Gaia Европейского космического агентства изменили представления астрономов о распределении черных дыр в Млечном Пути. Измеряя с исключительной точностью координаты, расстояния и траектории миллиардов звезд, телескоп обнаружил гравитационные системы нового типа. В них обычные солнцеподобные звезды обращаются вокруг невидимых массивных спутников, которые ничем не выдают себя в рентгеновском диапазоне и не поглощают видимое вещество.

Анализ орбитального движения показал, что невидимые компоненты — это одиночные «спящие» черные дыры звездной массы. Две из них, получившие обозначения Gaia BH1 и Gaia BH2, поставили перед теоретической астрофизикой фундаментальный вопрос: как эти системы смогли сформироваться, сохранив столь внушительные размеры своих орбит?

Орбитальный период системы Gaia BH1 составляет 185,5 суток, а масса черной дыры превышает массу Солнца в 9,3 раза. Ее видимый оптический спутник по массе почти равен нашему светилу — 0,93 массы Солнца. В системе Gaia BH2 период обращения еще больше: 1276,7 суток, то есть почти три с половиной года. Черная дыра в этой паре весит около 8,9 массы Солнца, а звезда-компаньон — 1,07 массы Солнца.

В рамках стандартной теории звездной эволюции обе системы не должны существовать в их текущем виде. Если пара звезд развивалась в изоляции, то на этапе превращения крупной звезды в черную дыру система обязана была пройти через фазу катастрофического сближения. Классические расчеты показывают, что компоненты должны были либо полностью слиться в единый объект, либо сблизиться до расстояний с периодом обращения всего в несколько часов или суток. Широкие орбиты Gaia BH1 и Gaia BH2 полностью противоречат этим выводам.

Группа астрофизиков из Института астрофизики Общества Макса Планка под руководством Александры Олежак предложила физически обоснованное решение возникшего парадокса. В исследовании, опубликованном в журнале The Astrophysical Journal, авторы доказали: широкие орбиты сохраняются, если учесть реальную геометрию сброса массы и законы сохранения вращательного импульса в период расширения звезды-прародителя.

Механизм классического кризиса: почему орбита обязана сокращаться

Чтобы в результате коллапса возникла черная дыра массой около девяти или десяти солнечных, исходная массивная звезда должна была весить не менее двадцати масс Солнца. Вторичная же звезда изначально имела массу, близкую к солнечной. Таким образом, в начале эволюции разница в весе между компонентами была двадцатикратной.

Массивные звезды расходуют термоядерное горючее стремительно — всего за несколько миллионов лет, в то время как звезды солнечного типа живут миллиарды лет. Когда водород в ядре массивного гиганта заканчивается, его ядро сжимается, а внешние слои колоссально раздуваются. Звезда переходит на стадию красного сверхгиганта.

В двойной системе радиальное расширение неизбежно приводит к тому, что внешние слои гиганта достигают так называемой полости Роша. Этой границей называют область гравитационного господства звезды: внутри нее вещество удерживается собственным притяжением гиганта, но за ее пределами начинает перетягиваться гравитацией соседней звезды через точку равновесия — внутреннюю точку Лагранжа.

Именно на этом этапе классическая теория сталкивается с неразрешимым противоречием:

1. Неспособность малого спутника поглотить вещество. Поток плазмы, устремляющийся от раздувшегося гиганта, может достигать тысячных долей массы Солнца в год. Легкая звезда физически не способна принять такую массу. Избыточный газ выбрасывается наружу, оставаясь несвязанным.
2. Предположение об изотропном сбросе от спутника. В стандартных теоретических моделях всегда принималось базовое допущение: раз вещество притекло к малому спутнику, значит, и сбрасываться в открытый космос оно должно именно из его окрестностей, причем равномерно во все стороны.
3. Критическая потеря орбитального момента. В паре с двадцатикратной разницей масс общий центр тяжести находится практически в центре тяжелого гиганта. Малая звезда находится на огромном удалении от этого центра и обращается вокруг него с высокой орбитальной скоростью. Следовательно, каждый грамм вещества, сброшенный из зоны малой звезды, уносит с собой максимальное количество орбитального вращательного импульса.

Потеря орбитального момента действует как торможение: расстояние между компонентами начинает резко сокращаться. Возникает эффект динамической нестабильности. Чем ближе сдвигаются звезды, тем сильнее сжимается расчетная граница полости Роша гиганта, и тем быстрее из него вытекает плазма.

Сверхгигант поглощает малую звезду целиком. Образуется общая газовая оболочка, внутри которой легкая звезда начинает обращаться прямо в раскаленных недрах гиганта. Трение о плотную плазму заставляет ее по спирали падать к ядру массивной звезды.

Если энергии движения хватает на то, чтобы выбросить общую оболочку наружу, звезды остаются на предельно тесной орбите с периодом обращения от нескольких часов до пары суток. Именно так возникают маломассивные рентгеновские двойные системы. Если же энергии недостаточно, звезды сливаются в единое целое. Сценариев с орбитами в сотни дней стандартная теория не допускает.

Альтернативная геометрия: унос момента от центра масс

Группа Александры Олежак пересмотрела ключевую предпосылку классических моделей: обязаны ли газовые массы покидать систему именно из окрестностей малой звезды?

Законы орбитальной механики определяют положение общего центра масс системы предельно строго. Дистанция от каждого из тел до этого центра обратно пропорциональна массе тела. Если первичная звезда весит двадцать солнечных масс, а спутник — только одну, то общий центр масс находится на расстоянии всего в одну двадцать первую долю от общей дистанции между компонентами. То есть эта точка лежит фактически внутри самого гиганта.

Маломассивный же спутник удален от центра масс на оставшиеся двадцать двадцать первых долей общего расстояния. Скорость движения тяжелого гиганта вокруг общего барицентра ничтожна, а скорость малого спутника — очень велика.

Поскольку вращательный импульс прямо пропорционален квадрату расстояния до центра масс, каждый килограмм вещества, выброшенный из зоны легкого спутника, уносит с собой примерно в четыреста раз больше орбитального момента, чем тот же килограмм, покинувший систему непосредственно с поверхности массивного гиганта.

Авторы работы рассчитали эволюцию системы на вычислительном коде MESA, задав альтернативное граничное условие: потеря массы происходит полностью неконсервативно (спутник почти ничего не накапливает), но от девяноста до ста процентов всего сбрасываемого газа улетает в космос с удельным моментом массивного донора, а не малого спутника.

Расчеты показали совершенно иную картину эволюции:

• Когда массивный гигант теряет около десяти масс Солнца своего водородного слоя с удельным моментом собственного центра тяжести, орбита не испытывает дефицита момента и не сжимается.
• Взаимное влияние приливных сил и плавного снижения массы удерживает орбитальный период практически постоянным на протяжении всей фазы истечения.
• Для модели Gaia BH1 начальная круговая орбита с периодом около 190 суток после сброса водородной оболочки трансформируется в орбиту с периодом около 170 суток. При этом на месте сверхгиганта остается чистое гелиевое ядро массой около девяти солнечных масс.
• На финальной стадии гелиевое ядро коллапсирует в черную дыру. Сброс небольшой части массы с нейтринным излучением и сопутствующий гравитационный импульс придают орбите наблюдаемую вытянутость и окончательно фиксируют ее период на отметке 185,5 суток.

Для Gaia BH2 моделирование подтвердило ту же механику: система стартует с орбитальным периодом около 1300 суток, спокойно сбрасывает оболочку без сжатия орбиты и завершает эволюцию в стабильном диапазоне от 1220 до 1270 суток.

Четыре физических фактора прямого сброса массы

Потеря вещества с орбитальным моментом массивной звезды — это не абстрактное математическое допущение, а прямое следствие процессов, протекающих в недрах и на поверхности сверхгигантов. Авторы работы выделили четыре независимых фактора, которые препятствуют перетеканию газа на спутник и заставляют гигант сбрасывать вещество напрямую.

1. Несоответствие объемов гравитационного влияния

Область пространства, в которой доминирует гравитация малого спутника, крайне мала. Расчеты показывают, что эффективное поперечное сечение этой зоны при соотношении масс двадцать к одному составляет всего около семи процентов от сечения, характерного для звезд равного веса.

Поток газа, выходящий через точку Лагранжа, имеет собственную тепловую скорость и неизбежно расширяется конусом. Большая часть этого потока физически не помещается в узкую зону захвата спутника. Вокруг малого компонента мгновенно образуется плотный барьер из несжатого газа, который блокирует дальнейшее поступление вещества. Излишкам материи не остается ничего другого, кроме как рассеиваться в космос напрямую из пространства донора.

2. Преодоление радиационного предела в подповерхностных слоях

В недрах массивных звезд с нормальным содержанием тяжелых элементов (порядка одного процента от общей массы, что характерно для диска нашей Галактики) на определенной глубине возникают зоны аномально высокой непрозрачности. Они обусловлены процессами ионизации металлов группы железа при температурах в несколько сотен тысяч градусов.

Тепловой поток, идущий из термоядерного ядра, наталкивается на этот непрозрачный слой. В этих подповерхностных областях локальная сила давления света начинает значительно превышать гравитационное притяжение самой звезды — наступает превышение предела Эддингтона.

В нормальных условиях избыток тепла отводится внутренним перемешиванием плазмы. Однако в разреженных верхних слоях этот процесс не успевает за диффузией квантов излучения. Световое давление фактически срывает внешние слои гиганта, делая их гравитационно несвязанными.

Звезда начинает терять вещество в виде мощных эруптивных выбросов с темпом до одной сотой доли массы Солнца в год еще до того, как физически коснется границы перетока на спутник. Это вещество рассеивается в открытый космос напрямую в виде усиленного звездного ветра.

3. Вращение звезды и полярный сброс вещества

Согласно классическому закону гравитационного потемнения, открытому астрофизиком Хуго фон Цейпелем, центробежная сила вращающейся звезды уменьшает силу тяжести на ее экваторе. В результате лучистый поток распределяется неравномерно: экваториальные области становятся холоднее и тусклее, а полюса — горячее и ярче.

В массивном сверхгиганте порог светового давления в первую очередь преодолевается именно на полюсах. Звезда стравливает избыточное давление, выбрасывая потоки плазмы вдоль своей оси вращения, перпендикулярно плоскости орбиты.

Это напрямую подтверждается наблюдениями за реальными объектами: большинство так называемых ярких голубых переменных звезд в нашей Галактике окружены биполярными туманностями, возникшими именно из-за мощных выбросов вдоль полюсов. Газ, выброшенный вертикально из полюсов гиганта, никогда не приближается к спутнику и уносит исключительно вращательный момент самой массивной звезды.

4. Эффект гравитационного возврата плазмы

В широких парах массивный гигант зачастую вращается медленнее, чем спутник движется по орбите. Такое вращение называют подсинхронным (его скорость может составлять менее половины от орбитальной частоты).

В этих условиях вещество, пытающееся вытечь в сторону малой звезды, имеет недостаточную начальную скорость. Силы инерции во вращающейся системе координат искривляют траекторию струи газа настолько сильно, что она полностью огибает область притяжения спутника, делает петлю и обрушивается обратно на поверхность массивной звезды.

Этот процесс, получивший название самоаккреции, приводит к накоплению перегретого газа на внешних границах гиганта. Накопленное вещество не может упасть на спутник и затем сдувается радиационным давлением в окружающее пространство от самого донора.

Масштабы популяции: скрытые резервы Галактики

Чтобы проверить статистическую надежность гипотезы, ученые использовали специализированный программный комплекс популяционного синтеза StarTrack. Они смоделировали эволюцию двухсот тысяч модельных бинарных систем с металличностью один процент, варьируя начальные массы компонентов и параметры орбит.

Результаты сопоставления классической и новой моделей показали принципиальный разрыв:

• Классическая схема с общей оболочкой предсказывает, что все выжившие системы неизбежно сжимаются до орбитальных периодов менее десяти суток. В диапазоне от ста до полутора тысяч суток классическая теория дает ровно нулевое количество черных дыр со звездами солнечного типа.
• Модель с потерей углового момента донора формирует широкий выраженный пик распределения систем именно в интервале от 150 до 1500 суток. Наиболее точное соответствие параметрам Gaia BH1 и Gaia BH2 достигается в том случае, если от девяноста до девяноста пяти процентов сброшенного вещества уносит момент массивного донора.

Экстраполяция этих вычислений на общую звездную массу диска Млечного Пути (около пятидесяти миллиардов масс Солнца) приводит к фундаментальному выводу: в нашей Галактике должно существовать порядка ста тысяч аналогичных широких систем с неактивными черными дырами.

То обстоятельство, что астрономы пока зафиксировали лишь единичные объекты, объясняется пределами чувствительности современных приборов. Спящие черные дыры не производят собственного излучения. Заметить присутствие гравитационного компаньона можно исключительно по микроскопическим регулярным смещениям видимой звезды на небесной сфере. Выполнить такие измерения для относительно тусклых солнцеподобных звезд на расстояниях в тысячи световых лет способна только сверхточная аппаратура уровня телескопа Gaia.

Последствия для звездной физики

Предложенный механизм неконсервативного сброса массы не просто объясняет структуру двух отдельных систем. Он устраняет противоречия в наблюдательных данных сразу по нескольким классам объектов:

1. Широкие двойные системы с белыми карликами и нейтронными звездами. Астрометрические каталоги телескопа Gaia содержат десятки систем, в которых обычные звезды делят широкие орбиты с нейтронными звездами или белыми карликами. Их орбитальные периоды также исключают прохождение через фазу тесной общей оболочки. Сброс массы с низким уносом момента объясняет происхождение этих систем без привлечения искусственных гипотез.
2. Изолированные гелиевые звезды Вольфа — Райе. В Малом Магеллановом Облаке зафиксирован класс массивных звезд, полностью лишенных водородных внешних слоев. В условиях этой галактики содержание тяжелых элементов крайне низко, и звездный ветер массивной звезды в одиночку не способен сорвать ее собственную оболочку. При этом рядом с ними не обнаружено массивных оптических компаньонов. Новая модель показывает, что эти звезды сбросили водород благодаря взаимодействию с незаметными маломассивными спутниками, чьи орбиты расширились в процессе эволюции.
3. Физика сверхъярких рентгеновских источников. В галактике NGC 7793 детально исследован объект P13. В этой системе гигантская звезда массой около двадцати солнечных переносит вещество на нейтронную звезду массой меньше полутора масс Солнца. Несмотря на предельный контраст масс, система демонстрирует стабильный перенос вещества без признаков сжатия орбиты, что подтверждает реальность механизма с минимальными потерями углового момента.
4. Гравитационно-волновая астрономия. Расчеты слияний черных дыр и нейтронных звезд для детекторов LIGO, Virgo и KAGRA опираются на теоретические модели эволюции изолированных бинарных систем. Коррекция формул потери углового момента неизбежно скорректирует теоретические предсказания частоты и параметров гравитационных всплесков во Вселенной.

Исследование группы Александры Олежак показало ограниченность упрощенных одномерных представлений, предполагавших, что газ в двойных системах обязан перетекать строго в плоскости орбиты и выбрасываться исключительно малым компонентом. Реальная физика массивных звезд включает в себя трехмерные гидродинамические эффекты: внутренние зоны светового давления, полярные выбросы и возврат газовых потоков.

Черные дыры Gaia BH1 и Gaia BH2 перестали быть необъяснимыми исключениями из правил. Они доказали, что массивная звезда способна сбросить избыточную оболочку в межзвездное пространство напрямую, не увлекая за собой легкого спутника и сохраняя стабильную конфигурацию системы на миллиарды лет.

Источник: The Astrophysical Journal Letters