Lielāko masīvo zvaigžņu galīgā stadija, kur gravitācija ir tik spēcīga, ka pat gaisma nevar izbēgt
No dramatiskākajām zvaigžņu evolūcijas beigām neviena nav ekstrēmāka par zvaigžņu melno caurumu rašanos – objektiem, kuru blīvums ir tik liels, ka to virsmas bēgšanas ātrums pārsniedz gaismas ātrumu. Veidojušies no masīvu zvaigžņu sabrukušiem kodoliem (parasti virs ~20–25 M⊙), šie melnie caurumi pārstāv vardarbīga kosmiskā cikla pēdējo nodaļu, kas beidzas ar kodola sabrukuma supernovu vai tiešu sabrukumu bez spilgtas sprādziena viļņa. Šajā rakstā apskatīsim zvaigžņu melno caurumu veidošanās teorētiskos pamatus, novērojumu pierādījumus par to eksistenci un īpašībām, kā arī to, kā tie veido augstas enerģijas parādības, piemēram, rentgena dubultzvaigžņu sistēmas un gravitācijas viļņu saplūšanas.
1. Zvaigžņu masas melno caurumu sākums
1.1 Masīvu zvaigžņu pēdējās likteņstāsti
Lielas masas zvaigznes (≳ 8 M⊙) no galvenās secības atkāpjas daudz ātrāk nekā mazākas masas zvaigznes, galu galā sintezējot elementus līdz dzelzs kodoliem. Pēc dzelzs sintezēšanas vairs nav tīra enerģijas ieguvuma, tāpēc, pieaugot dzelzs kodolam un sasniedzot masu, kuras elektronu vai neitronu degenerācijas spiediens vairs nespēj noturēt pret turpmāku saspiešanu, kodols sabrūk supernovas laikā.
Ne visi supernovu kodoli stabilizējas kā neitronzvaigznes. Īpaši masīvu protzvaigžņu gadījumā (vai ja rodas noteikti kodola apstākļi) gravitācijas potenciāls var pārsniegt degenerācijas spiediena robežas, tādēļ sabrukušais kodols pārvēršas melno caurumu. Dažos gadījumos ļoti masīvas vai zema metāla satura zvaigznes var izvairīties no spožas supernovas un sabrukt tieši, radot zvaigžņu melno caurumu bez spožas eksplozijas [1], [2].
1.2 Sabrukums singulāritātē (vai ekstrēmas telpas-laika izliekuma apgabalā)
Vispārējā relativitātes teorija prognozē, ka, ja masa tiek saspiesta tilpumā, kas mazāks par Švarcšilda rādiusu (Rs = 2GM / c2), objekts kļūst par melno caurumu – apgabalu, no kura gaisma vairs nevar izbēgt. Klasiskais risinājums rāda notikumu horizontu, kas veidojas ap centrālo singulāritāti. Kvantu gravitācijas labojumi joprojām ir spekulatīvi, taču makroskopiskā līmenī melnie caurumi izpaužas kā ļoti izliekta telpas-laika reģioni, kas spēcīgi ietekmē apkārtni (akrecijas diskus, strūklas, gravitācijas viļņus u.c.). Zvaigžņu masas melno caurumu masa parasti svārstās no dažiem līdz vairākiem desmitiem M⊙ (retos gadījumos pārsniedzot 100 M⊙, piemēram, noteiktos saplūšanas gadījumos vai zema metāla satura apstākļos) [3], [4].
2. Kodola sabrukuma supernovas ceļš
2.1 Dzelzs kodola sabrukums un iespējamās beigas
Masīvu zvaigžņu iekšienē, pabeidzot silīcija kodolsintēzes stadiju, veidojas dzelzs grupas kodols, kas kļūst inertāls. Apkārt tam saglabājas degšanas slāņi, bet, kad dzelzs kodola masa tuvojas Čandrasekāra robežai (~1,4 M⊙), turpmāka sintēze vairs nespēj radīt enerģiju. Kodols strauji sabrūk, un blīvums pēkšņi pieaug līdz kodola līmenim. Atkarībā no sākotnējās zvaigznes masas un masas zuduma vēstures:
- Ja pēc atsitiena kodola masa ir ≲2–3 M⊙, var veidoties neitronzvaigzne pēc veiksmīgas supernovas.
- Ja masa vai "atkritusī" viela ir lielāka, kodols sabrūk zvaigžņu melnajā caurumā, iespējams, vājinot vai izslēdzot sprādziena spožumu.
2.2 "Neizdevušās supernovas" vai vāji sprādzieni
Jaunākie modeļi liecina, ka dažas masīvas zvaigznes var neizraisīt spožu supernovu, ja triecienviļņam nav pietiekami daudz enerģijas no neitriņiem vai ja liels masas daudzums atkrīt atpakaļ uz kodolu. Novērojumu ziņā šāds fenomens varētu izpausties kā zvaigznes "izzušana" bez spožas eksplozijas – "neizdevusies supernova" – tieši veidojot melno caurumu. Lai gan šādi tiešie sabrukumi tiek teorētiski pieņemti, tas joprojām ir aktīvs novērošanas un pētījumu lauks [5], [6].
3. Alternatīvi veidošanās ceļi
3.1 Pāra nestabilitātes supernova vai tiešs sabrukums
Ļoti masīvas, zema metālu satura zvaigznes (≳ 140 M⊙) var piedzīvot pāra nestabilitātes supernovu, pilnībā iznīcinot zvaigzni bez paliekām. Vai arī noteiktos masas diapazonos (ap 90–140 M⊙) var notikt daļēja pāra nestabilitātes fāze ar pulsējošiem izvirdumiem, līdz galu galā zvaigzne sabrūk. Dažas no šīm trajektorijām var radīt diezgan masīvus melnos caurumus – saistīti ar LIGO/Virgo gravitācijas viļņu notikumiem, kuros tiek atklāti liela masas melnie caurumi.
3.2 Dubultzvaigžņu mijiedarbība
Tuvās dubultzvaigžņu sistēmās masas pārnese vai zvaigžņu saplūšana var veidot smagākus helija kodolus vai Wolf-Rayet zvaigznes, kas galu galā noved pie melnajiem caurumiem, kuri var pārsniegt vientuļas zvaigznes masas gaidīto robežu. Gravitācijas viļņu dati par melno caurumu saplūšanām, bieži 30–60 M⊙, liecina, ka dubultzvaigžņu sistēmas un sarežģīti evolūcijas ceļi var radīt negaidīti masīvus zvaigžņu melnos caurumus [7].
4. Pierādījumi par zvaigžņu melno caurumu novērojumiem
4.1 Rentgena dubultzvaigznes
Viens no galvenajiem veidiem, kā apstiprināt zvaigžņu melnā cauruma eksistenci, ir rentgena dubultzvaigžņu sistēmas: melnais caurums akrēcē materiālu no pavadones zvaigznes vēja vai caur Rošē robežu. Akrecijas diska procesi atbrīvo gravitācijas enerģiju, radot intensīvu rentgena starojumu. Analizējot orbitālo dinamiku un masas funkcijas, astronomi nosaka kompakta objekta masu. Ja tā pārsniedz neitronzvaigznes robežu (~2–3 M⊙), objekts tiek klasificēts kā melnais caurums [8].
Galvenie rentgena dubultzvaigžņu piemēri
- Cygnus X-1: Viens no pirmajiem uzticamajiem melnā cauruma kandidātiem, atklāts 1964. gadā; ~15 M⊙ melnais caurums.
- V404 Cygni: Izceļas ar spilgtiem uzliesmojumiem, atklājot ~9 M⊙ melno caurumu.
- GX 339–4, GRO J1655–40 un citi: Periodiski maina stāvokļus, rādot relativistiskas strūklas.
4.2 Gravitācijas viļņi
Kopš 2015. gada LIGO-Virgo-KAGRA sadarbības ir atklājušas daudz saplūstošu zvaigžņu melno caurumu caur gravitācijas viļņu signāliem. Šie notikumi atklāj melnos caurumus 5–80 M⊙ diapazonā (reizēm pat vairāk). Infraspiralējošo un "ringdown" fāžu viļņu formas atbilst Einšteina vispārīgās relativitātes teorijas prognozēm par melno caurumu saplūšanu, apstiprinot, ka zvaigžņu melnie caurumi bieži ir dubultzvaigžņu sistēmās un var saplūst, atbrīvojot milzīgu enerģijas daudzumu gravitācijas viļņu veidā [9].
4.3 Mikroobjektīvu lēcas un citi paņēmieni
Teorētiski mikroobjektīvu lēcas notikumi var atklāt melnos caurumus, kad tie pārvietojas priekšā tālākām zvaigznēm un izkropļo to gaismu. Dažas mikroobjektīvu lēcu pazīmes var būt saistītas ar brīvi “klaiņojošiem” melnajiem caurumiem, taču precīza identifikācija ir sarežģīta. Plaša lauka laika apgabala aptaujas var atklāt vairāk klaiņojošu melno caurumu mūsu Galaktikas diskā vai halē.
5. Zvaigžņu melno caurumu struktūra
5.1 Notikumu horizonts un singularitāte
Klasiskā skatījumā notikumu horizonts ir robeža, aiz kuras izbēgšanas ātrums pārsniedz gaismas ātrumu. Jebkura krītoša viela vai fotoni neatgriezeniski šķērso šo horizontu. Centrā Vispārīgā relativitātes teorija paredz singularitāti – punktu (vai gredzenu rotācijas gadījumā) ar bezgalīgu blīvumu, lai gan reālie kvantu gravitācijas efekti joprojām ir neatrisināta problēma.
5.2 Rotācija (Kerro melnais caurums)
Zvaigžņu melnie caurumi bieži griežas, pārņemot sākotnējās zvaigznes leņķisko momentu. Rotējošam (Kerro) melnajam caurumam raksturīgs:
- Ergosfēra: Apgabals aiz horizonta, kur telpas-laika rotācija (frame-dragging) ir īpaši spēcīga.
- Rotācijas parametrs: Parasti definēts kā divdimensiju lielums a* = cJ/(GM2), kas svārstās no 0 (nespējošs griezties) līdz tuvu 1 (maksimāla rotācija).
- Akrecijas efektivitāte: Rotācija būtiski ietekmē, kā materiāls var griezties pie horizonta, mainot rentgena staru izkliedes modeļus.
Novērojumi (piemēram, Fe Kα līniju profili vai akrecijas diska nepārtrauktās spektrālās īpašības) dažās rentgena dubultzvaigznēs ļauj novērtēt melnā cauruma rotāciju [10].
5.3 Relativistiskās strūklas
Kad melnais caurums uzkrāj materiālu rentgena dubultzvaigznēs, tas var palaist relativistiskus strūklas gar rotācijas asi, izmantojot Blandford–Znajek mehānismu vai diska MHD procesus. Šādas strūklas var izpausties kā “mikrokvazāri” un parāda saikni starp zvaigžņu melnajiem caurumiem un supermasīvajiem melnajiem caurumiem AGN strūklu fenomenos.
6. Loma astrofizikā
6.1 Vides atgriezeniskā ietekme
Materijas akrecija uz zvaigžņu melno caurumu zvaigžņu veidošanās reģionos var radīt rentgena atgriezenisko ietekmi, sildot tuvāko gāzu vidi un iespējams ietekmējot zvaigžņu veidošanos vai molekulāro mākoņu ķīmisko stāvokli. Lai gan šī ietekme nav tik globāla kā supermasīvo melno caurumu gadījumā, šie mazākie melnie caurumi tomēr var ietekmēt vidi zvaigžņu kopās vai zvaigžņu veidošanās kompleksos.
6.2 r-procesa nukleosintēze?
Saplūstot divām neitronzvaigznēm, var veidoties lielākas masas melnā cauruma vai stabila neitronzvaigzne. Šis process, saistīts ar kilonovas izvirdumiem, ir viens no galvenajiem r-procesa smago elementu (piemēram, zelta, platīna) ražošanas avotiem. Lai gan galīgais rezultāts ir melnā cauruma, apkārtējā vide ap saplūšanu nosaka svarīgu astrofizikas nukleosintēzi.
6.3 Gravitācijas viļņu avoti
Zvaigžņu melno caurumu saplūšanas rada vienus no spēcīgākajiem gravitācijas viļņu signāliem. Atklātie spirāles un „ringdown“ posmi atklāj 10–80 M⊙ masu melnās caurums, kā arī nodrošina kosmiskā attāluma pārbaudi, relativitātes testus un informāciju par masīvu zvaigžņu evolūciju un dubultzvaigžņu izcelsmes biežumu dažādās galaktiku vidēs.
7. Teorētiskie izaicinājumi un nākotnes novērojumi
7.1 Melno caurumu veidošanās mehānismi
Joprojām pastāv neatbildēti jautājumi par to, kāda masas zvaigznei ir nepieciešama, lai tā tieši veidotu melno caurumu, vai kā „atkritusī“ masa pēc supernovas var būtiski mainīt galīgo kodola masu. Novērojumu dati par „neizdotajām supernovām” vai ātriem vājiem sabrukumiem varētu apstiprināt šos scenārijus. Liela mēroga notikumu (transientu) pētījumi (Rubina observatorija, jaunas paaudzes plaša lauka rentgena misijas) varētu noteikt gadījumus, kad masīvas zvaigznes pazūd bez spilgta sprādziena.
7.2 Stāvoklis pie īpaši augstiem blīvumiem
Lai gan neitronzvaigznes sniedz tiešus ierobežojumus par pārkodola blīvumu, melnās caurums slēpj savu iekšējo struktūru aiz notikuma horizonta. Robeža starp lielāko iespējamo neitronzvaigznes masu un melnās cauruma veidošanos ir saistīta ar kodolfizikas nenoteiktībām. Novērojumi par masīvām neitronzvaigznēm (~2–2,3 M⊙) liek pārskatīt teorētiskās robežas.
7.3 Saplūšanas dinamika
Gravitācijas viļņu detektoriem fiksējot arvien vairāk melno caurumu dubultzvaigžņu, statistiskā griešanās asiņu, masu sadalījuma un nobīdes (sarkanā nobīde) analīze atklāj norādes par zvaigžņu veidošanās metālu daudzumu, zvaigžņu kopu dinamiku un dubultzvaigžņu evolūcijas ceļiem, kas rada šīs saplūstošās melnās caurums.
8. Secinājumi
Zvaigždinās melnās caurums apzīmē iespaidīgu masīvāko zvaigžņu beigas – objektus, kuros viela ir tik saspiesta, ka pat gaisma nevar izkļūt. Radītas kodola sabrukuma supernovās (ar atkritušu masu) vai dažos tiešā sabrukuma gadījumos, tām ir dažas vai vairākas desmitas Saules masu (retāk vairāk). Tās atklājas rentgena dubultzvaigznēs, spēcīgos gravitācijas viļņu signālos, apvienojoties, un dažkārt ar vājāku supernovas pēdu, ja sprādziens tiek apslāpēts.
Šis kosmiskais cikls – masīvas zvaigznes dzimšana, īss spožs mūžs, kataklizmiskas nāve un melnās cauruma rašanās – maina galaktikas vidi, atgriežot smagākos elementus starpzvaigžņu vidē un izraisot “augstas enerģijas” parādības. Pašreizējie un nākotnes pētījumi (no visa debesu rentgena līdz gravitācijas viļņu katalogiem) arvien precīzāk parādīs, kā šie melnie caurumi veidojas, attīstās binārajās sistēmās, griežas un iespējams saplūst, piedāvājot dziļāku izpratni par zvaigžņu evolūciju, fundamentālo fiziku un vielas un telpas-laika mijiedarbību pašos ekstremālos apstākļos.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Oppenheimer, J. R., & Snyder, H. (1939). “Par turpinātu gravitācijas saraušanos.” Physical Review, 56, 455–459.
- Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). “Masīvu zvaigžņu evolūcija un eksplozija.” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
- Fryer, C. L. (1999). “Masīvu zvaigžņu sabrukšana melnajās caurumos.” The Astrophysical Journal, 522, 413–418.
- Belczynski, K., et al. (2010). “Par maksimālo zvaigžņu melno caurumu masu.” The Astrophysical Journal, 714, 1217–1226.
- Smartt, S. J. (2015). “Kodola sabrukuma supernovu priekšteči.” Publications of the Astronomical Society of Australia, 32, e016.
- Adams, S. M., et al. (2017). “Neizdevušos supernovu meklējumi ar Large Binocular Telescope: pazūdošas zvaigznes apstiprinājums.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 468, 4968–4981.
- Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration). (2016). “Gravitācijas viļņu novērojums no bināra melno caurumu saplūšanas.” Physical Review Letters, 116, 061102.
- Remillard, R. A., & McClintock, J. E. (2006). “Rentgena staru īpašības melno caurumu bināros.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 49–92.
- Abbott, R., et al. (LIGO-Virgo-KAGRA Collaborations) (2021). “GWTC-3: Kompaktās binārās saplūšanas, ko novēroja LIGO un Virgo trešā novērošanas perioda otrajā daļā.” arXiv:2111.03606.
- McClintock, J. E., Narayan, R., & Steiner, J. F. (2014). “Melno caurumu griešanās, izmantojot kontinuuma pielāgošanu, un griešanās loma pārejošo dzinēju darbināšanā.” Space Science Reviews, 183, 295–322.