Kõige massiivsemate tähtede lõppstaadium, kus gravitatsioon on nii tugev, et isegi valgus ei pääse välja
Üks dramaatilisemaid tähtede evolutsiooni lõppe pole midagi ekstreemsemat kui tähtede mustade aukude teke – objektid, mille tihedus on nii suur, et nende pinnal on põgenemiskiirus suurem kui valguse kiirus. Tekkinud massiivsete tähtede kokkuvarisenud tuumadest (tavaliselt üle ~20–25 M⊙) esindavad need mustad augud vägivaldse kosmilise tsükli viimast peatükki, mis lõpeb tuuma kokkuvarisemise supernoova või otsese kokkuvarisemisega ilma nähtava plahvatuslainega. Selles artiklis vaatleme tähtede mustade aukude tekkimise teoreetilisi aluseid, vaatlustõendeid nende olemasolu ja omaduste kohta ning kuidas nad tekitavad kõrge energiaga nähtusi, nagu röntgeni topeltsüsteemid ja gravitatsioonilainete ühinemised.
1. Tähtede massiivsete mustade aukude algus
1.1 Suuremahuliste tähtede viimased jäänused
Suuremahulised tähed (≳ 8 M⊙) lahkuvad peajärjest palju kiiremini kui väiksema massiga tähed, sünteesides lõpuks elemente kuni raua tuumades. Raua süntees enam puhast energiat ei anna, nii et raua tuuma kasvades ja jõudes massini, mille elektronide või neutronite degeneratsioonirõhk ei suuda enam takistada edasist kokkusurumist, tuum variseb kokku supernoova ajal.
Kõik supernoova tuumad ei stabiliseeru neutronitähtedena. Eriti massiivsete prototähtede puhul (või kui tekivad teatud tuuma tingimused) võib gravitatsioonipotentsiaal ületada degeneratsioonirõhu piirid, mistõttu kokkuvarisenud tuum muutub musta auguks. Mõnel juhul võivad eriti massiivsed või madala metallisisaldusega tähed vältida eredat supernoovat ja variseda otseselt, luues tähetuumse musta augu ilma eredate plahvatuseta [1], [2].
1.2 Singulaarsusesse (või äärmusliku ruumiaja kõveruse piirkonda) kokkuvarisemine
Üldrelatiivsusteooria ennustab, et kui mass surutakse kokku ruumala, mis on väiksem kui Schwartzschildi raadius (Rs = 2GM / c2), muutub objekt musta auguks – piirkonnaks, kust valgus ei pääse enam välja. Klassikaline lahendus näitab sündmushorisonti, mis moodustub keskse singulaarsuse ümber. Kvantgravitatsiooni parandused on endiselt spekulatiivsed, kuid makroskoopiliselt avalduvad mustad augud kui äärmiselt kõverad ruumiaja piirkonnad, mis mõjutavad tugevalt keskkonda (akretsioonikettad, pursked, gravitatsioonilained jms). Tähetuumade massiga mustade aukude mass jääb tavaliselt mõnest kuni mitmekümne M⊙ vahele (harvadel juhtudel üle 100 M⊙, näiteks teatud ühinemistel või madala metallisisalduse tingimustes) [3], [4].
2. Tuuma kokkuvarisemise supernoova tee
2.1 Raua tuuma kokkuvarisemine ja võimalikud lõpud
Massiivsete tähtede sees, pärast räni põlemise etappi, tekib raua rühma tuum, mis muutub inertseks. Selle ümber jäävad põlemiskihid, kuid kui raua tuuma mass läheneb Chandrasekhari piirile (~1,4 M⊙), ei suuda edasine süntees energiat toota. Tuum variseb kiiresti ja tihedus tõuseb järsult tuuma tasemele. Sõltuvalt algse tähe massist ja massikaotuse ajaloost:
- Kui tuuma mass pärast tagasilööki on ≲2–3 M⊙, võib pärast edukat supernoovat tekkida neutronitäht.
- Kui mass või "tagasilangenud" aine on suurem, variseb tuum tähetuumseks mustaks auguks, mis võib nõrgendada või kustutada plahvatuse eredust.
2.2 "Ebaõnnestunud supernoovad" või tuhmid plahvatused
Viimased mudelid näitavad, et mõned massiivsed tähed ei pruugi põhjustada eredat supernoovat, kui lööklainel ei ole piisavalt energiat neutriinodest või kui suur hulk massist langeb tagasi tuuma. Vaatluse seisukohalt võiks see nähtus avalduda tähe "kadumisena" ilma eredate pursketeta – "ebaõnnestunud supernoova" – otseselt moodustades musta augu. Kuigi sellised otsesed kokkuvarisemised on teoreetiliselt oletatud, on see endiselt aktiivne vaatlus- ja uurimisvaldkond [5], [6].
3. Alternatiivsed tekketeed
3.1 Paarilise ebastabiilsuse supernoova või otsene kokkuvarisemine
Väga massiivsed, madala metallilisusega tähed (≳ 140 M⊙) võivad läbi elada paarilise ebastabiilsuse supernoova, mis täielikult hävitab tähe ilma jääkideta. Või teatud massivahemikus (umbes 90–140 M⊙) võib toimuda osaline paarilise ebastabiilsuse faas pulsatsiooniliste pursketega, kuni täht lõpuks kokku variseb. Mõned neist trajektooridest võivad anda üsna massiivseid musti auke – seotud LIGO/Virgo gravitatsioonilainete sündmustega, kus avastatakse suuri massilisi musti auke.
3.2 Paarisüsteemide koostoimed
Lähedastes paarisüsteemides võib massi ülekandmine või tähtede ühinemine moodustada raskemaid heeliumituumasid või Wolf-Rayet tähti, mis lõpuks viib mustadeni aukudeni, mis võivad ületada üksiku tähe massi ootusi. Gravitatsioonilainete andmed mustade aukude ühinemiste kohta, sageli 30–60 M⊙, näitavad, et paarisüsteemid ja keerulised evolutsiooniteed võivad toota ootamatult massiivseid tähesuuruseid musti auke [7].
4. Tähesuuruste mustade aukude vaatluslikud tõendid
4.1 Röntgeni paarisüsteemid
Üks peamisi viise tähesuuruse musta augu olemasolu kinnitamiseks on röntgeni paarisüsteemid: must auk akreteerib ainet kaaslase tähe tuulest või Roche'i piirist. Akretsiooniketta protsessid vabastavad gravitatsioonienergiat, tekitades intensiivset röntgenikiirgust. Orbiididünaamika ja massifunktsioonide analüüsi abil määravad astronoomid kompaktse objekti massi. Kui see ületab neutronitähe piiri (~2–3 M⊙), klassifitseeritakse objekt mustaks auguks [8].
Peamised röntgeni paarisüsteemide näited
- Cygnus X-1: Üks esimesi usaldusväärseid musta augu kandidaate, leitud 1964. aastal; ~15 M⊙ must auk.
- V404 Cygni: Erineb eredate pursketega, mis paljastavad ~9 M⊙ musta augu.
- GX 339–4, GRO J1655–40 ja teised: Muudavad perioodiliselt olekuid, näitavad relatiivsuste purskeid.
4.2 Gravitatsioonilained
Alates 2015. aastast on LIGO-Virgo-KAGRA koostööd tehes avastatud arvukalt ühinevaid tähesuuruseid musti auke gravitatsioonilainete signaalide kaudu. Need sündmused paljastavad musti auke massivahemikus 5–80 M⊙ (mõnikord rohkem). Inspiral- ja "ringdown" faaside lainemustrid vastavad Einsteini üldrelatiivsusteooria prognoosidele mustade aukude ühinemiste kohta, kinnitades, et tähesuurused mustad augud esinevad sageli paarides ja võivad ühineda, vabastades tohutuid energiakoguseid gravitatsioonilainetena [9].
4.3 Mikroläätsestamine ja teised meetodid
Teoreetiliselt võivad mikroläätsestamise sündmused paljastada musti auke, kui need liiguvad kaugemate tähtede ette ja moonutavad nende valgust. Mõned mikroläätsestamise tunnused võivad olla seotud vabalt rändavate mustade aukudega, kuid täpne identifitseerimine on keeruline. Laiade väljade ajaruumiuuringud võivad paljastada rohkem rändavaid musti auke meie galaktika ketas või halo piirkonnas.
5. Tähe mustade aukude struktuur
5.1 Sündmuse horisont ja singulaarsus
Klassikaliselt on sündmuse horisont piir, mille taga põgenemiskiirus ületab valguse kiiruse. Kõik langev materjal või footonid ületavad selle horisondi pöördumatult. Keskmes ennustab üldrelatiivsusteooria singulaarsust – punkti (või rõngast pöörlemise korral) lõpmatu tihedusega, kuigi reaalsed kvantgravitatsiooni mõjud on endiselt lahendamata probleem.
5.2 Pöörlemine (Kerro mustad augud)
Tähe mustad augud pöörlevad sageli, omandades algse tähe nurkimpulsi. Pöörleva (Kerro) musta augu tunnuseks on:
- Ergosfäär: Piirkond horisondi taga, kus ruumi-aja pöörlemine (raami vedamine) on eriti tugev.
- Pöörlemise parameeter: Tavaliselt määratletud kahemõõtmelise suurusena a* = cJ/(GM2), mis varieerub 0 (mittepöörlev) kuni ligikaudu 1 (maksimaalne pöörlemine).
- Akretsiooni efektiivsus: Pöörlemine mõjutab tugevalt, kuidas materjal saab pöörata horisondi lähedal, muutes röntgenkiirguse hajumise mudeleid.
Vaatlused (nt Fe Kα joone profiilid või akretsiooniketta pidevad spektraalsed omadused) mõnes röntgenkiirguse binaarsüsteemis võimaldavad hinnata musta augu pöörlemist [10].
5.3 Relativistlikud pursked
Kui must auk kogub materjali röntgenkiirguse binaarsüsteemides, võib see käivitada relativistlikke purskeid piki pöörlemistelge, kasutades Blandford–Znajeki mehhanismi või ketta MHD protsesse. Sellised pursked võivad avalduda kui „mikrokvasaarsed“ ja näitavad seost tähelistest mustadest aukudest supermassiivsete mustade aukude AGN purskete nähtustega.
6. Roll astrofüüsikas
6.1 Keskkonna tagasiside mõju
Materjali akretsioon tähetekke piirkondades tähe musta augu suunas võib tekitada röntgenkiirguse tagasiside mõju, soojendades lähedalasuvaid gaase ja võimalusel mõjutades tähtede moodustumist või molekulaarpilvede keemilist seisundit. Kuigi see mõju ei ole nii globaalne kui supermassiivsete mustade aukude puhul, võivad need väiksemad mustad augud siiski mõjutada keskkonda täheparvedes või tähetekke kompleksides.
6.2 r-protsessi nukleosüntees?
Kui kaks neutronitähta ühinevad, võib tekkida suurema massiga must auk või stabiilne neutronitäht. See protsess, mis on seotud kilonovade purskega, on üks peamisi r-protsessi raskete elementide (nt kulla, plaatina) tootmise allikaid. Kuigi lõpptulemus on must auk, määrab ühinemise ümbrus olulise astrofüüsikalise nukleosünteesi.
6.3 Gravitatsioonilainete allikad
Tähetähtede mustade aukude ühinemised tekitavad ühed tugevamad gravitatsioonilainete signaalid. Avastatud spiraali ja „ringdown“ etapid paljastavad 10–80 M⊙ massiga mustad augud ning annavad ka kosmilise kauguse kontrolli, relatiivsusteooria testid ja teavet massiivsete tähtede evolutsiooni ning topeltstaaride päritolu sageduse kohta erinevates galaktikakeskkondades.
7. Teoreetilised väljakutsed ja tulevased vaatlused
7.1 Mustade aukude moodustumise mehhanismid
Jääb avatud küsimusi selle kohta, millise massiga tähe puhul tekib otseselt must auk või kuidas supernoova järeljäänud „kaotatud“ mass võib oluliselt muuta tuuma lõplikku massi. Vaatlusandmed „ebaõnnestunud supernoovade” või kiirete kollapside kohta võiksid neid stsenaariume kinnitada. Suuremahulised sündmuste (transientide) uuringud (Rubini observatoorium, uue põlvkonna laia vaatevälja röntgenimissioonid) võiksid tuvastada juhtumeid, kus massiivsed tähed kaovad ilma silmapaistva plahvatuseta.
7.2 Seisund eriti suurte tiheduse korral
Kuigi neutronitähed annavad otseseid piiranguid ületuumatihedusele, katavad mustad augud oma sisemise struktuuri sündmushorisondi all. Piir suurima võimaliku neutronitähe massi ja musta augu moodustumise vahel on seotud tuumafüüsika ebakindlusega. Vaatlused massiivsete neutronitähtede (~2–2,3 M⊙) sunnib üle vaatama teoreetilisi piire.
7.3 Ühinemiste dünaamika
Gravitatsioonilainete detektorite fikseerimisel aina rohkem mustade aukude topeltstaarisüsteeme, paljastab pöörlemistelgede, masside ja nihke (punanihe) statistiline analüüs vihjeid tähetekke metallide sisaldusest, täheparvede dünaamikast ja topeltstaaride evolutsiooniteedest, mis toodavad neid ühinevaid musti auke.
8. Järeldused
Tähesuurte mustade aukude tähistavad muljetavaldavat massiivseimate tähtede lõppu – objekte, kus aine on nii kokku surutud, et isegi valgus ei pääse välja. Tekkinud tuuma kokkuvarisemise supernoovade (kaotatud massiga) või mõnede otsese kokkuvarisemise juhtumite kaudu, on neil mitu või mitukümmend Päikese massi (mõnikord isegi rohkem). Nad avalduvad röntgeni topeltstaarides, tugevates gravitatsioonilainete signaalides ühinedes ning mõnikord nõrgema supernoova jäljena, kui plahvatus kustub.
See kosmiline tsükkel – massiivse tähe sünd, lühike särav elu, kataklüsmiline surm ja musta augu teke – muudab galaktika keskkonda, tagastades raskemad elemendid tähevahelisse keskkonda ja äratades „kõrge energia” nähtusi. Praegused ja tulevased uuringud (alates kogu taeva röntgenvaatlustest kuni gravitatsioonilainete kataloogideni) näitavad järjest täpsemalt, kuidas need mustad augud moodustuvad, arenevad binaarsüsteemides, pöörlevad ja võib-olla ühinevad, pakkudes sügavamat arusaamist tähtede evolutsioonist, fundamentaalsest füüsikast ning aine ja ruumajaaja vastastikusest mõjust äärmuslikes tingimustes.
Viited ja täiendav lugemine
- Oppenheimer, J. R., & Snyder, H. (1939). „Jätkuva gravitatsioonilise kokkutõmbumise kohta.” Physical Review, 56, 455–459.
- Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). „Massiivsete tähtede evolutsioon ja plahvatus.” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
- Fryer, C. L. (1999). „Massiivsete tähtede kokkuvarisemine mustadeks aukudeks.” The Astrophysical Journal, 522, 413–418.
- Belczynski, K., et al. (2010). „Tähtede mustade aukude maksimaalne mass.” The Astrophysical Journal, 714, 1217–1226.
- Smartt, S. J. (2015). „Tuumakokkupõrke supernoovade eelkäijad.” Publications of the Astronomical Society of Australia, 32, e016.
- Adams, S. M., et al. (2017). „Ebaõnnestunud supernoovade otsingud Large Binocular Telescope'iga: kadunud tähe kinnitamine.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 468, 4968–4981.
- Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration). (2016). „Gravitatsioonilainete vaatlus binaarse musta augu ühinemisest.” Physical Review Letters, 116, 061102.
- Remillard, R. A., & McClintock, J. E. (2006). „Musta augu binaaride röntgenomadused.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 49–92.
- Abbott, R., et al. (LIGO-Virgo-KAGRA Collaborations) (2021). „GWTC-3: Kompaktsed binaarsed kooseksisteerumised, mida LIGO ja Virgo vaatasid kolmanda vaatlusperioodi teises osas.” arXiv:2111.03606.
- McClintock, J. E., Narayan, R., & Steiner, J. F. (2014). „Musta augu pöörlemine pideva sobitamise kaudu ja pöörlemise roll ajutiste juhete toites.” Space Science Reviews, 183, 295–322.