Что произойдет, если звезда проглотит черную дыру: ученые смоделировали финал «хокинговских звезд»

Одной из главных нерешенных задач современной физики остается природа темной материи. На ее долю приходится около четверти массы Вселенной, однако мы до сих пор не знаем, из чего она состоит. Среди множества гипотез выделяется одна: темная материя может состоять не из новых элементарных частиц, а из первичных черных дыр. Эти объекты возникли в первые доли секунды после Большого взрыва из-за сильных колебаний плотности ранней Вселенной.

Первичные черные дыры могут обладать самыми разными размерами. Но астрофизиков особенно интересует диапазон масс, сопоставимый с массой крупных астероидов (примерно от 10¹⁷ до 10²³ граммов). Черные дыры такого веса физически чрезвычайно малы — их размер меньше радиуса одного атома. По этой причине их невозможно обнаружить стандартными астрономическими методами. Однако они должны сталкиваться с обычными звездами.

Когда звезда захватывает такую черную дыру, последняя опустится в ее центр. Получившийся объект называют «хокинговской звездой». Международная группа физиков опубликовала исследование, в котором впервые детально описала весь жизненный цикл таких систем — от момента захвата до неизбежной гибели звезды.

Физические процессы, происходящие внутри хокинговской звезды, показывают, что присутствие черной дыры полностью меняет финал жизни светила. Вместо привычного постепенного остывания звезда либо медленно исчезает, либо взрывается изнутри в течение нескольких минут.

Механизм захвата: почему необходима планета-гигант

Прямое столкновение летящей из космоса черной дыры со звездой редко приводит к ее захвату. Первичные черные дыры движутся в космическом пространстве со скоростями в сотни километров в секунду. Плотность звезды велика, но торможение за счет трения о звездный газ при одиночном пролете слишком слабое. Черная дыра просто пролетит сквозь звезду насквозь и продолжит свое движение.

Чтобы черная дыра осталась внутри звездной системы, требуется гравитационное взаимодействие трех тел. В этом процессе должны участвовать:

• Сама звезда;
• Пролетающая черная дыра;
• Крупный спутник звезды (например, планета-гигант вроде Юпитера или вторая звезда в двойной системе).

Этапы захвата черной дыры:

• Шаг 1: Свободная черная дыра приближается к звездной системе.
• Шаг 2: Происходит сближение с планетой-гигантом и обмен гравитационной энергией.
• Шаг 3: Черная дыра переходит на вытянутую орбиту и испытывает постепенное торможение при пролетах сквозь звезду.
• Шаг 4: Происходит окончательное оседание черной дыры в ядро звезды.

Пролетая мимо планеты-гиганта, черная дыра передает ей часть своей кинетической энергии. Из-за этого скорость дыры падает, и она оказывается запертой на вытянутой эллиптической орбите, которая пересекает физическое тело звезды.

С каждым новым витком черная дыра проходит сквозь плотный звездный газ, постепенно теряя скорость из-за трения. В конце концов орбита сжимается до такой степени, что черная дыра окончательно останавливается в самом центре звездного ядра.

Согласно расчетам, чтобы этот процесс захвата и последующего оседания завершился за время жизни звезды солнечного типа, масса черной дыры на момент захвата должна составлять не менее 10²² граммов (около трети массы Луны). Более легкие объекты просто не успеют опуститься в ядро до того, как звезда закончит свой жизненный цикл.

Развитие внутри ядра: период скрытого роста

После того как черная дыра заняла положение в центре звездного ядра, начинается стадия ее роста. Физика этого процесса на начальном этапе описывается моделью сферического падения газа (аккрецией Бонди).

Несмотря на то, что черная дыра находится в области сверхвысокого давления и плотности, скорость поглощения вещества остается небольшой. Это связано с микроскопическим размером самого горизонта событий черной дыры астероидной массы. Газ падает на нее почти равномерно со всех сторон.

Важной особенностью этой стадии является крайне низкая эффективность излучения. При падении вещества в черную дыру выделяется энергия, однако плотность падающего потока так велика, что излучаемые фотоны не успевают выйти наружу. Они увлекаются потоком газа обратно за горизонт событий.

В результате тепловое влияние черной дыры на ядро звезды оказывается минимальным. Звезда продолжает вырабатывать энергию за счет привычных термоядерных реакций синтеза гелия из водорода. Внешний наблюдатель не сможет заметить никаких аномалий в светимости или температуре звезды. В таком режиме система может стабильно существовать сотни миллионов лет, пока масса черной дыры постепенно увеличивается.

Вращение вещества и появление аккреционного диска

По мере роста массы черной дыры увеличивается радиус ее гравитационного влияния. Ситуация коренным образом меняется, когда в процесс поглощения вмешивается вращение звезды.

Любая реальная звезда вращается вокруг своей оси. Соответственно, окружающий черную дыру газ в ядре также обладает угловым моментом. На ранних этапах, пока черная дыра мала, это вращение практически не влияет на падение газа. Но когда масса черной дыры достигает определенного предела, центробежная сила начинает препятствовать прямому радиальному падению вещества.

Газ больше не может падать по прямым линиям. Он начинает закручиваться вокруг черной дыры, формируя плоский вращающийся аккреционный диск.

Физическое моделирование показало примечательную закономерность: в момент образования этого диска показатель вращения (спин) черной дыры всегда достигает одной и той же величины — примерно 0,8 от максимально возможного значения по метрике Керра. Этот параметр оказывается универсальным и не зависит от того, какую массу имела черная дыра изначально.

Появление аккреционного диска меняет всю физику процесса. Именно в этой точке эволюция хокинговской звезды разделяется на два противоположных сценария.

Развилка эволюции: тихое угасание или взрывной финал

Дальнейшая судьба звезды полностью зависит от скорости ее вращения и запаса массы.

Развилка эволюции хокинговской звезды:

Ветка 1. Медленное вращение звезды:

• Аккреционный диск не формируется.
• Происходит тихое исчезновение звезды (медленное поглощение массы).

Ветка 2. Быстрое вращение звезды:

• Формируется аккреционный диск вокруг черной дыры.
• Происходит запуск релятивистских джетов и взрывное разрушение звезды за минуты.

Сценарий 1. Тихое угасание

Если звезда изначально вращалась медленно или успела растерять угловой момент в течение жизни, скорости вращения газа в ядре будет недостаточно для создания стабильного аккреционного диска. Вещество продолжит падать в черную дыру напрямую.

В этом случае черная дыра будет медленно и непрерывно поглощать массу звезды. По мере уменьшения количества водорода термоядерные реакции в ядре начнут угасать. Внешние слои звезды будут постепенно оседать под воздействием гравитации растущего центра.

Этот процесс протекает без ярких вспышек. Звезда просто постепенно уменьшается в размерах и тускнеет. В финале на ее месте остается одиночная черная дыра с массой, примерно равной массе исходной звезды.

Сценарий 2. Взрывное разрушение

Если звезда обладает достаточной скоростью вращения, появление аккреционного диска становится неизбежным. Вращение диска в сочетании с быстрым вращением самой черной дыры приводит к резкому росту эффективности выделения энергии.

Внутри плотного вращающегося диска возникают мощные магнитные поля. Быстрое вращение черной дыры закручивает эти поля в жесткие спирали вдоль оси вращения. В результате запускается электродинамический механизм Блэнфорда — Знаека: черная дыра начинает сбрасывать энергию вращения, формируя узконаправленные потоки плазмы и излучения — релятивистские джеты. Мощность этих потоков достигает колоссальных значений: от 10⁴⁵ до 10⁵⁰ эрг/с.

Джеты пробивают себе путь из самого центра через толщу звездного вещества. При этом они передают огромную кинетическую и тепловую энергию внутренним слоям звезды. Образуется расширяющаяся область сверхвысокого давления — горячий кокон.

Энергия этого кокона за считанные минуты превышает гравитационную силу, удерживающую звезду. Происходит мощнейший взрыв, который полностью сдувает внешнюю оболочку звезды в космическое пространство, прекращая ее существование.

Астрофизические признаки: как обнаружить хокинговские звезды

Взрыв хокинговской звезды должен оставлять уникальные следы, которые физически отличаются от вспышек обычных сверхновых звезд. Это позволяет астрономам искать их с помощью существующих и перспективных телескопов.

1. Быстрый спад светимости. В отличие от обычных сверхновых, при взрыве хокинговской звезды не образуется радиоактивный изотоп никель-56, распад которого обычно поддерживает светимость остатка сверхновой в течение недель и месяцев. Взрыв хокинговской звезды породит очень яркую, но короткую вспышку в ультрафиолетовом и синем оптическом диапазонах, которая полностью угаснет всего за одни сутки.
2. Рентгеновские импульсы. Прорыв релятивистского джета через поверхность звезды приведет к возникновению короткого импульса жесткого рентгеновского или низкоэнергетического гамма-излучения.
3. Гравитационные волны от легких объектов. Главным доказательством станет обнаружение компактных остатков взрыва. В результате взрывного сценария всегда образуется черная дыра с массой меньше массы Солнца (в диапазоне от 0,01 до 1,0 массы Солнца) и высоким спином около 0,8.

Обычная эволюция звезд в принципе не способна создавать черные дыры массой ниже предела Чандрасекара (около 1,4 массы Солнца). Если детекторы гравитационных волн зафиксируют слияние двух объектов, один из которых является черной дырой субсолярной массы со спином около 0,8 и массой от 0,01 до 1,0 массы Солнца, это станет прямым подтверждением справедливости данной модели.

Заключение

Исследование эволюции хокинговских звезд открывает новое направление в изучении ранней Вселенной. Если первичные черные дыры действительно существуют и составляют основу темной материи, то процессы захвата их звездами неизбежно происходят во всех галактиках.

Изучение быстрых оптических вспышек без радиоактивного плато и поиск легких вращающихся черных дыр с помощью гравитационных телескопов дают астрофизикам строгий инструмент для проверки космологических моделей Большого взрыва. Темная материя может оказаться не гипотетическим облаком неоткрытых частиц, а множеством древних черных дыр, постепенно меняющих облик и финал жизни обычных звезд.

Источник:arXiv