Остаточна стадія найбільших масивних зірок, де гравітація настільки сильна, що навіть світло не може втекти
Серед найдраматичніших кінцівок еволюції зірок жодна не є більш екстремальною, ніж утворення зоряних чорних дір – об’єктів, щільність яких настільки велика, що швидкість втечі на їхній поверхні перевищує швидкість світла. Утворені з колапсованих ядер масивних зірок (зазвичай понад ~20–25 M⊙), ці чорні діри представляють останній розділ насильницького космічного циклу, що завершується колапсом ядра наднової або прямим колапсом без яскравої ударної хвилі. У цій статті ми розглянемо теоретичні основи формування зоряних чорних дір, спостережні докази їх існування та властивості, а також те, як вони формують високоенергетичні явища, такі як рентгенівські подвійні системи та злиття гравітаційних хвиль.
1. Початок зоряних мас чорних дір
1.1 Останні залишки масивних зірок
Зірки великої маси (≳ 8 M⊙) залишають головну послідовність значно швидше, ніж зірки меншої маси, врешті-решт синтезуючи елементи до заліза у своїх ядрах. Поза залізом синтез більше не приносить чистої енергетичної вигоди, тому, коли залізне ядро зростає і досягає маси, при якій тиск виродження електронів або нейтронів не може протистояти подальшому стисненню, ядро колапсує під час наднової.
Не всі ядра наднових стабілізуються як нейтронні зорі. Особливо у випадку дуже масивних протозірок (або якщо складаються певні умови ядра), гравітаційний потенціал може перевищити межі тиску виродження, тому колапсоване ядро перетворюється на чорну діру. У деяких випадках надзвичайно масивні або зорі з низьким вмістом металів можуть уникнути яскравої наднової і колапсувати безпосередньо, утворюючи зоряну чорну діру без яскравого вибуху [1], [2].
1.2 Колапс у сингулярність (або область екстремальної кривизни просторово-часового континууму)
Загальна теорія відносності прогнозує, що якщо маса стиснута в об'єм, менший за радіус Шварцшильда (Rs = 2GM / c2), об'єкт стає чорною дірою – областю, з якої світло не може втекти. Класичне розв’язання показує горизонт подій, що формується навколо центральної сингулярності. Квантові поправки до гравітації залишаються спекулятивними, але макроскопічно чорні діри проявляються як області надзвичайно викривленого просторово-часового континууму, що сильно впливають на оточення (акреційні диски, струмені, гравітаційні хвилі тощо). Маса чорних дір зоряної маси зазвичай становить від кількох до кількох десятків M⊙ (а в рідкісних випадках понад 100 M⊙, наприклад, у певних злиттях або за умов низького вмісту металів) [3], [4].
2. Шлях наднової колапсу ядра
2.1 Колапс залізного ядра та можливі наслідки
Усередині масивних зірок, завершивши стадію горіння кремнію, утворюється залізне ядро, яке стає інертним. Навколо нього залишаються шари горіння, але коли маса залізного ядра наближається до межі Чандрасекара (~1,4 M⊙), подальший синтез не може генерувати енергію. Ядро швидко колапсує, а щільність раптово зростає до ядерного рівня. Залежно від початкової маси зорі та історії втрати маси:
- Якщо після відскоку маса ядра ≲2–3 M⊙, може утворитися нейтронна зоря після успішної наднової.
- Якщо маса або «відпала» речовина більша, ядро колапсує у зоряну чорну діру, можливо, послаблюючи або гаслячи яскравість вибуху.
2.2 «Невдалі наднові» або тьмяні вибухи
Останні моделі припускають, що деякі масивні зорі можуть не спричинити яскраву наднову, якщо ударна хвиля не отримає достатньо енергії від нейтрино або якщо велика кількість маси впаде назад у ядро. З огляду на спостереження, таке явище могло б проявитися як «зникнення» зорі без яскравого вибуху – «невдала наднова» – безпосередньо утворюючи чорну діру. Хоча такі прямі колапси теоретично передбачаються, це все ще активна сфера спостережень і досліджень [5], [6].
3. Альтернативні шляхи формування
3.1 Парна нестабільна наднова або прямий колапс
Дуже масивні зорі з низьким вмістом металів (≳ 140 M⊙) можуть зазнати парної нестабільної наднової, повністю руйнуючи зорю без залишку. Або в певних масових межах (приблизно 90–140 M⊙) може відбуватися часткова фаза парної нестабільності з пульсаційними викидами, поки зоря зрештою не колапсує. Деякі з цих траєкторій можуть дати досить масивні чорні діри – пов’язані з подіями гравітаційних хвиль LIGO/Virgo, де виявляють чорні діри великої маси.
3.2 Взаємодії в подвійних системах
У близьких подвійних системах перенос маси або злиття зір можуть утворити важчі гелієві ядра або зорі Вольфа-Райєта, що врешті-решт веде до чорних дір, здатних перевищувати масові очікування поодиноких зір. Дані гравітаційних хвиль про злиття чорних дір, часто 30–60 M⊙, свідчать, що подвійні системи та складні еволюційні шляхи можуть створювати несподівано масивні зоряні чорні діри [7].
4. Докази спостереження зоряних чорних дір
4.1 Рентгенівські подвійні системи
Один із головних способів підтвердити існування зоряної чорної діри – рентгенівські подвійні системи: чорна діра аккреціює матерію з вітру компаньйона або через межу Роша. Процеси в акреційному диску вивільняють гравітаційну енергію, створюючи інтенсивне рентгенівське випромінювання. Аналізуючи орбітальну динаміку та масові функції, астрономи визначають масу компактного об’єкта. Якщо вона перевищує межу нейтронної зорі (~2–3 M⊙), об’єкт класифікують як чорну діру [8].
Основні приклади рентгенівських подвійних систем
- Cygnus X-1: Один із перших надійних кандидатів у чорні діри, виявлений у 1964 році; ~15 M⊙ чорна діра.
- V404 Cygni: Відзначається яскравими спалахами, що вказують на ~9 M⊙ чорну діру.
- GX 339–4, GRO J1655–40 та інші: Періодично змінюють стани, демонструють релятивістські струмені.
4.2 Гравітаційні хвилі
З 2015 року співпраці LIGO-Virgo-KAGRA виявили численні злиття зоряних чорних дір через сигнали гравітаційних хвиль. Ці події розкривають чорні діри в діапазоні 5–80 M⊙ (іноді більше). Форми хвиль на фазах спірального зближення та «ringdown» відповідають прогнозам загальної теорії відносності Ейнштейна про злиття чорних дір, підтверджуючи, що зоряні чорні діри часто є подвійними і можуть зливатися, вивільняючи величезні дози енергії у вигляді гравітаційних хвиль [9].
4.3 Мікролінзування та інші методи
Теоретично мікролінзування може виявляти чорні діри, коли вони проходять перед віддаленими зорями і викривляють їхнє світло. Деякі ознаки мікролінзування можуть належати вільно «блукаючим» чорним дірам, але точна ідентифікація складна. Широкопольові часові огляди можуть виявити більше блукаючих чорних дір у диску чи гало нашої Галактики.
5. Будова зоряних чорних дір
5.1 Горизонт подій і сингулярність
Класично горизонт подій — це межа, за якою швидкість втечі перевищує швидкість світла. Будь-яка падаюча матерія чи фотони безповоротно перетинають цей горизонт. У центрі Загальна теорія відносності передбачає сингулярність — точку (або кільце в разі обертання) з нескінченною густиною, хоча реальні квантові гравітаційні ефекти залишаються нерозв’язаною проблемою.
5.2 Обертання (чорна діра Керро)
Зоряні чорні діри часто обертаються, захоплюючи кутовий момент первинної зорі. Для обертової (Kerro) чорної діри характерно:
- Ергосфера: Область за горизонтом, де обертання простору-часу (frame-dragging) надзвичайно сильне.
- Параметр обертання: Зазвичай визначається як безрозмірна величина a* = cJ/(GM2), що коливається від 0 (необертової) до близької до 1 (максимальне обертання).
- Ефективність акреції: Обертання суттєво впливає на те, як матерія може обертатися біля горизонту, змінюючи моделі розсіювання рентгенівських променів.
Спостереження (наприклад, профілі ліній Fe Kα або безперервні спектральні властивості акреційного диска) у деяких рентгенівських подвійних системах дозволяють оцінити обертання чорної діри [10].
5.3 Релятивістські струмені
Коли чорна діра акумулює матерію в рентгенівських подвійних системах, вона може запускати релятивістські струмені вздовж осі обертання, використовуючи механізм Blandford–Znajek або MHD процеси диска. Такі струмені можуть проявлятися як «мікроквазари» і демонструють зв’язок між зоряними чорними дірами та надмасивними чорними дірами в AGN-струменевих явищах.
6. Роль в астрофізиці
6.1 Зворотний вплив середовища
Акреція матерії на зоряну чорну діру в областях зоретворення може створювати рентгенівський зворотний вплив, нагріваючи близьке газове оточення і потенційно впливаючи на формування зірок або хімічний стан молекулярних хмар. Хоча цей вплив не такий глобальний, як у випадках надмасивних чорних дір, ці менші чорні діри все ж можуть впливати на середовище в зоряних скупченнях або комплексах зоретворення.
6.2 Нуклеосинтез r-процесу?
При злитті двох нейтронних зір може утворитися чорна діра більшої маси або стабільна нейтронна зоря. Цей процес, пов’язаний з викидами кілонових, є одним із основних джерел виробництва важких елементів r-процесу (наприклад, золота, платини). Хоча кінцевим результатом є чорна діра, навколишнє середовище навколо злиття визначає важливу астрофізичну нуклеосинтезу.
6.3 Джерела гравітаційних хвиль
Зоряні чорні діри при злитті генерують одні з найсильніших сигналів гравітаційних хвиль. Виявлені етапи спірального зближення та «ringdown» виявляють чорні діри масою 10–80 M⊙, а також забезпечують перевірку космічних відстаней, тести відносності та інформацію про еволюцію масивних зірок і частоту подвійного походження в різних галактичних середовищах.
7. Теоретичні виклики та майбутні спостереження
7.1 Механізми формування чорних дір
Залишаються відкриті питання про те, яка маса зорі потрібна, щоб вона безпосередньо сформувала чорну діру, або як «відпала» маса після супернової може суттєво змінити кінцеву масу ядра. Дані спостережень про «невдалі супернові» або швидкі тьмяні колапси могли б підтвердити ці сценарії. Дослідження масштабних явищ (транзієнтів) (Обсерваторія Рубіна, нове покоління рентгенівських місій з великим полем огляду) могли б виявити випадки, коли масивні зорі зникають без яскравого вибуху.
7.2 Стан при надзвичайно великих щільностях
Хоча нейтронні зорі дають прямі обмеження на над'ядерну щільність, чорні діри приховують свою внутрішню структуру за горизонтом подій. Межа між максимально можливою масою нейтронної зорі та формуванням чорної діри пов’язана з невизначеностями ядерної фізики. Спостереження за масивними нейтронними зорями (~2–2,3 M⊙) змушує переглянути теоретичні межі.
7.3 Динаміка злиттів
Детектори гравітаційних хвиль, фіксуючи все більше подвійних чорних дір, статистичний аналіз осей обертання, розподілу мас і зсуву (червоного зсуву) виявляє підказки про кількість металів у зоряних скупченнях, динаміку скупчень і шляхи еволюції подвійних систем, що породжують ці зливаючі чорні діри.
8. Висновки
Зоряні чорні діри позначають вражаючий кінець найбільш масивних зірок – об'єкти, в яких матерія стиснута настільки, що навіть світло не може вирватися. Виниклі під час супернових колапсів ядра (з відпалою масою) або в деяких випадках прямого колапсу, вони мають кілька або кілька десятків мас Сонця (а іноді й більше). Вони виявляються у рентгенівських подвійних системах, сильних сигналах гравітаційних хвиль при злитті та іноді слабшим слідом супернової, якщо вибух загасає.
Цей космічний цикл – народження масивної зірки, коротке яскраве життя, катаклізмічна смерть і поява чорної діри – змінює навколишнє середовище галактики, повертаючи важчі елементи у міжзоряний простір і викликаючи «високоенергетичні» явища. Сучасні та майбутні огляди (від рентгенівських спостережень усього неба до каталогів гравітаційних хвиль) дедалі точніше показуватимуть, як ці чорні діри формуються, еволюціонують у подвійних системах, обертаються і, можливо, зливаються, пропонуючи глибше розуміння зоряної еволюції, фундаментальної фізики та взаємодії матерії й просторово-часового континууму в найекстремальніших умовах.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Oppenheimer, J. R., & Snyder, H. (1939). “Про безперервне гравітаційне стиснення.” Physical Review, 56, 455–459.
- Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). “Еволюція та вибух масивних зірок.” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
- Fryer, C. L. (1999). “Колапс масивних зірок у чорні діри.” The Astrophysical Journal, 522, 413–418.
- Belczynski, K., et al. (2010). “Про максимальну масу зоряних чорних дір.” The Astrophysical Journal, 714, 1217–1226.
- Smartt, S. J. (2015). “Прогенитори наднових з колапсом ядра.” Publications of the Astronomical Society of Australia, 32, e016.
- Adams, S. M., et al. (2017). “Пошук невдалих наднових за допомогою Великого бінокулярного телескопа: підтвердження зникнення зірки.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 468, 4968–4981.
- Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration). (2016). “Спостереження гравітаційних хвиль від злиття бінарних чорних дір.” Physical Review Letters, 116, 061102.
- Remillard, R. A., & McClintock, J. E. (2006). “Рентгенівські властивості бінарних систем з чорними дірами.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 49–92.
- Abbott, R., et al. (LIGO-Virgo-KAGRA Collaborations) (2021). “GWTC-3: Компактні бінарні коалісценції, спостережені LIGO та Virgo під час другої частини третього спостережного циклу.” arXiv:2111.03606.
- McClintock, J. E., Narayan, R., & Steiner, J. F. (2014). “Обертання чорної діри через континуумне фітингування та роль обертання у живленні транзієнтних джетів.” Space Science Reviews, 183, 295–322.