Žvaigždinės juodosios skylės

Žvaigždinės juodosios skylės

Didžiausių masyvių žvaigždžių galutinė stadija, kur gravitacija tokia stipri, kad netgi šviesa neištrūksta

Tarp dramatiškiausių žvaigždžių evoliucijos baigčių nė viena nėra ekstremalesnė nei žvaigždinių juodųjų skylių atsiradimas – objektų, kurių tankis toks, kad pabėgimo greitis jų paviršiuje viršija šviesos greitį. Susiformavusios iš masyvių žvaigždžių sukritusių branduolių (paprastai virš ~20–25 M⊙), šios juodosios skylės reprezentuoja smurtinio kosminio ciklo paskutinį skyrių, pasibaigiantį branduolio griūvimo supernova arba tiesioginiu griuvimu be ryškios sprogimo bangos. Šiame straipsnyje apžvelgsime žvaigždinės juodosios skylės formavimosi teorinius pagrindus, stebėjimo įrodymus apie jų egzistavimą ir savybes, taip pat kaip jos formuoja aukštos energijos reiškinius, tokius kaip rentgeno dvinarės sistemos bei gravitacinių bangų susijungimai.

1. Žvaigždinės masės juodųjų skylių pradžia

1.1 Masyvių žvaigždžių paskutiniai likimai

Aukštos masės žvaigždės (≳ 8 M⊙) iš pagrindinės sekos pasitraukia kur kas greičiau nei mažesnės masės žvaigždės, galiausiai susintetindamos elementus iki geležies branduoliuose. Už geležies sintezė nebesuteikia grynos energijos naudos, tad augant geležies branduoliui ir jis pasiekia masę, kurios elektronų ar neutronų degeneracijos slėgis nebegali išlaikyti prieš tolimesnį suspaudimą, branduolys griūva supernovos metu.

Ne visi supernovos branduoliai stabilizuojasi kaip neutroninės žvaigždės. Ypač masyvių protžvaigždžių atveju (arba jei susiklosto tam tikros branduolio sąlygos), gravitacinis potencialas gali viršyti degeneracijos slėgio ribas, todėl sugriuvęs branduolys virsta juodąja skyle. Kai kuriais atvejais itin masyvios ar mažo metalų kiekio žvaigždės gali išvengti ryškios supernovos ir sugriūti tiesiogiai, sukurdamas žvaigždinę juodąją skylę be ryškaus sprogimo [1], [2].

1.2 Griūtis į singuliarumą (arba ekstremalaus erdvėlaikio kreivumo sritį)

Bendroji reliatyvumo teorija prognozuoja, kad jei masė suspausta į tūrį, mažesnį nei Švarcšildo spindulys (Rs = 2GM / c2), objektas tampa juodąja skyle – sritimi, iš kurios šviesa nebegali ištrūkti. Klasikinis sprendinys rodo įvykio horizontą, susiformuojantį aplink centrinį singuliarumą. Kvantinės gravitacijos pataisymai išlieka spekuliatyvūs, tačiau makroskopiniu požiūriu juodosios skylės pasireiškia kaip itin kreivo erdvėlaikio regionai, smarkiai veikiantys aplinką (akrecijos diskus, čiurkšles, gravitacines bangas ir kt.). Žvaigždinės masės juodosios skylės masė paprastai siekia nuo kelių iki keliasdešimties M⊙ (o retais atvejais virš 100 M⊙, pavyzdžiui, tam tikruose susijungimuose ar mažo metalų kiekio sąlygomis) [3], [4].

2. Branduolio griūvimo supernovos kelias

2.1 Geležies branduolio griūtis ir galimos baigtys

Masyvios žvaigždės viduje, užbaigus silicio degimo stadiją, susidaro geležies grupės branduolys, kuris tampa inertiškas. Aplink jį išlieka degimo sluoksniai, bet kai geležies branduolio masė priartėja prie Čandrasekaro ribos (~1,4 M⊙), tolesnė sintezė nebegali generuoti energijos. Branduolys sparčiai griūva, o tankiai staiga išauga iki branduolinio lygio. Priklausomai nuo pradinės žvaigždės masės ir masės praradimo istorijos:

  • Jei po atšokimo branduolio masė yra ≲2–3 M⊙, gali susidaryti neutroninė žvaigždė po sėkmingos supernovos.
  • Jei masė ar „atkritusi“ medžiaga yra didesnė, branduolys griūna į žvaigždinę juodąją skylę, galbūt susilpnindamas arba užgesindamas sprogimo ryškumą.

2.2 „Neįvykusios supernovos“ arba blankūs sprogimai

Naujausi modeliai teigia, kad kai kurios masyvios žvaigždės gali nesukelti ryškios supernovos, jei smūginė banga negauna pakankamai energijos iš neutrinų ar jei didelis kiekis masės atkrinta atgal į branduolį. Stebimuoju požiūriu, toks reiškinys galėtų pasireikšti kaip žvaigždės „išnykimas“ be ryškaus išsiveržimo – „neįvykusi supernova“ – tiesiogiai sudarant juodąją skylę. Nors tokie tiesioginiai griuvimai numanomi teoriškai, tai vis dar aktyvi stebėsenos ir tyrimų sritis [5], [6].

3. Alternatyvūs formavimosi keliai

3.1 Porinė nestabilumo supernova arba tiesioginis griuvimas

Itin masyvios, mažo metalų kiekio žvaigždės (≳ 140 M⊙) gali patirti porinės nestabilumo supernovą, visiškai suardydamos žvaigždę be likučio. Arba tam tikrose masės ribose (apie 90–140 M⊙) gali vykti dalinė porinė nestabilumo fazė su pulsaciniais išsiveržimais, kol galiausiai žvaigždė sugriūva. Kai kurios iš šių trajektorijų gali duoti gana masyvias juodąsias skyles – susiję su LIGO/Virgo gravitacinių bangų įvykiais, kur aptinkamos didelių masių juodosios skylės.

3.2 Dvinarių sąveikos

Artimose dvinarėse sistemose masės pernaša arba žvaigždžių susijungimai gali suformuoti sunkesnius helio branduolius ar Wolf-Rayet žvaigždes, kas galiausiai veda į juodąsias skyles, galinčias viršyti vienišos žvaigždės masės lūkesčius. Gravitacinių bangų duomenys apie juodųjų skylių susijungimus, dažnai 30–60 M⊙, rodo, kad dvinarių sistemos ir sudėtingi evoliuciniai keliai gali pagaminti netikėtai masyvias žvaigždines juodąsias skyles [7].

4. Žvaigždinių juodųjų skylių stebėjimo įrodymai

4.1 Rentgeno dvinarės

Vienas pagrindinių būdų patvirtinti žvaigždinės juodosios skylės egzistavimą – rentgeno dvinarės sistemos: juodoji skylė akrečiuoja medžiagą iš kompanionės žvaigždės vėjo ar per Rošė ribą. Akrecijos disko procesai išlaisvina gravitacinę energiją, sukurdami intensyvų rentgeno spinduliavimą. Analizuojant orbitinę dinamiką ir masės funkcijas, astronomai nustato kompaktiško objekto masę. Jei ji viršija neutroninės žvaigždės ribą (~2–3 M⊙), objektas klasifikuojamas kaip juodoji skylė [8].

Pagrindiniai rentgeno dvinarių pavyzdžiai

  • Cygnus X-1: Vienas pirmųjų patikimų juodosios skylės kandidatų, rastas 1964 m.; ~15 M⊙ juodoji skylė.
  • V404 Cygni: Išsiskiria ryškiais protrūkiais, atskleidžiančiais ~9 M⊙ juodąją skylę.
  • GX 339–4, GRO J1655–40 ir kiti: Periodiškai keičia būsenas, rodo reliatyvistines čiurkšles.

4.2 Gravitacinės bangos

Nuo 2015 metų LIGO-Virgo-KAGRA bendradarbiavimai aptiko daugybę besijungiančių žvaigždinių juodųjų skylių per gravitacinių bangų signalus. Šie įvykiai atskleidžia juodąsias skyles 5–80 M⊙ intervale (kartais daugiau). Įspiralės ir „ringdown“ fazių bangų formos atitinka Einšteino bendrosios reliatyvumo teorijos prognozes apie juodųjų skylių susijungimus, patvirtindamos, kad žvaigždinės juodosios skylės dažnai būna dvinarėse ir gali susijungti, išlaisvindamos milžiniškas energijos dozes gravitacinių bangų pavidalu [9].

4.3 Mikrolęšiavimas ir kiti metodai

Teoriškai mikrolęšiavimo įvykiai gali parodyti juodąsias skyles, kai jos praslenka prieš tolimesnes žvaigždes ir iškreipia jų šviesą. Kai kurie mikrolęšiavimo požymiai gali priklausyti laisvai „klajojančioms“ juodosioms skylėms, tačiau tiksli identifikacija sudėtinga. Plačių laukų laiko srities apklausos gali atskleisti daugiau klajojančių juodųjų skylių mūsų Galaktikos diske ar hale.

5. Žvaigždinės juodosios skylės sandara

5.1 Įvykio horizontas ir singuliarumas

Klasikiniu požiūriu įvykio horizontas yra riba, už kurios pabėgimo greitis viršija šviesos greitį. Bet kokia krintanti medžiaga ar fotonai negrįžtamai peržengia šį horizontą. Centre Bendroji reliatyvumo teorija numato singuliarumą – tašką (arba žiedą sukimo atveju) su begaliniu tankiu, nors realūs kvantinės gravitacijos poveikiai tebėra neišspręsta problema.

5.2 Sukimasis (Kerro juodosios skylės)

Žvaigždinės juodosios skylės dažnai sukasi, perimdamos pirminės žvaigždės kampinį momentą. Besisukančiai (Kerro) juodajai skylei būdinga:

  • Ergosfera: Sritis už horizonto, kur laiko-erdvės sukimasis (frame-dragging) itin stiprus.
  • Sukimo parametras: Dažniausiai apibrėžiamas bedimensiu dydžiu a* = cJ/(GM2), kuris svyruoja nuo 0 (nesisukančios) iki artimos 1 (maksimalus sukimasis).
  • Akrecijos efektyvumas: Sukimasis stipriai veikia, kaip materija gali suktis prie horizonto, keisdamas rentgeno spindulių sklaidos modelius.

Stebėjimai (pvz., Fe Kα linijų profiliai arba akrecijos disko tęstinės spektrinės savybės) kai kuriose rentgeno dvinarėse leidžia įvertinti juodosios skylės sukimąsi [10].

5.3 Reliatyvistinės čiurkšlės

Kai juodoji skylė kaupia materiją rentgeno dvinarėse, ji gali paleisti relatyvistines čiurkšles palei sukimosi ašį, naudojant Blandford–Znajek mechanizmą ar disko MHD procesus. Tokios čiurkšlės gali pasireikšti kaip „mikrokvazarai“ ir parodo ryšį tarp žvaigždinių juodųjų skylių bei supermasyvių juodųjų skylių AGN čiurkšlių reiškinių.

6. Vaidmuo astrofizikoje

6.1 Aplinkos grįžtamasis poveikis

Materijos akrecija į žvaigždinę juodąją skylę žvaigždėdaros srityse gali sukurti rentgeno grįžtamąjį poveikį, šildant artimą dujų aplinką ir galimai veikdama žvaigždžių formavimąsi ar molekulinių debesų cheminę būklę. Nors toks poveikis ne toks globalus kaip supermasyvių juodųjų skylių atvejais, šios mažesnės juodosios skylės vis dėlto gali paveikti aplinką žvaigždžių spiečiuose ar žvaigždėdaros kompleksuose.

6.2 r-proceso nukleosintezė?

Susijungus dviem neutroninėms žvaigždėms, gali susidaryti didesnės masės juodoji skylė ar stabili neutroninė žvaigždė. Šis procesas, susijęs su kilonovų išsiveržimais, yra vienas pagrindinių r-proceso sunkių elementų (pvz., aukso, platinos) gamybos šaltinių. Nors galutinė baigtis yra juodoji skylė, aplinka aplink susijungimą nulemia svarbią astrofizinę nukleosintezę.

6.3 Gravitacinių bangų šaltiniai

Žvaigždinių juodųjų skylių susijungimai generuoja vienus stipriausių gravitacinių bangų signalų. Aptikti įspiralės ir „ringdown“ etapai atskleidžia 10–80 M⊙ masės juodąsias skyles, taip pat suteikia kosminio nuotolio patikrą, reliatyvumo patikrinimus ir informaciją apie masyvių žvaigždžių evoliuciją bei dvinarės kilmės dažnį įvairiose galaktikų aplinkose.

7. Teoriniai iššūkiai ir būsimi stebėjimai

7.1 Juodosios skylės formavimosi mechanizmai

Išlieka atvirų klausimų apie tai, kokios masės žvaigždei reikia, kad ji tiesiogiai suformuotų juodąją skylę, arba kaip „atkritusi“ masė po supernovos gali smarkiai keisti galutinę branduolio masę. Stebėjimo duomenys apie „neįvykusias supernovas” ar greitus blankius griuvimus galėtų patvirtinti šiuos scenarijus. Didelio masto reiškinių (transientų) tyrimai (Rubin Observatorija, naujos kartos didelio lauko rentgeno misijos) galėtų nustatyti atvejus, kai masyvios žvaigždės išnyksta be ryškaus sprogimo.

7.2 Būsena esant ypač dideliems tankiams

Nors neutroninės žvaigždės teikia tiesioginius suvaržymus apie viršbranduolinį tankį, juodosios skylės uždengia savo vidinę struktūrą po įvykio horizontu. Riba tarp didžiausios galimos neutroninės žvaigždės masės ir juodosios skylės formavimosi susijusi su branduolinės fizikos netikslumais. Stebėjimai apie masyvias neutronines žvaigždes (~2–2,3 M⊙) verčia peržvelgti teorines ribas.

7.3 Susijungimų dinamika

Gravitacinių bangų detektoriams fiksuojant vis daugiau juodųjų skylių dvinarių, statistinė sukimosi ašių, masių pasiskirstymo ir poslinkio (raudonojo poslinkio) analizė atskleidžia užuominų apie žvaigždėdaros metalų kiekį, spiečių dinamiką ir dvinarės evoliucijos kelius, gaminančius šias susijungiančias juodąsias skyles.

8. Išvados

Žvaigždinės juodosios skylės ženklina įspūdingą masyviausių žvaigždžių baigtį – objektus, kuriuose materija suspausta tiek, kad net šviesa neišsiveržia. Gimusios per branduolio griūvimo supernovas (su atkritusia mase) arba kai kuriais tiesioginio griuvimo atvejais, jos turi kelias ar keliasdešimt Saulės masių (o retkarčiais daugiau). Jos atsiskleidžia rentgeno dvinarėse, stipriuose gravitacinių bangų signaluose susijungdamos bei kartais blausesniu supernovos pėdsaku, jei sprogimas užgesinamas.

Šis kosminis ciklas – masyvios žvaigždės gimimas, trumpas ryškus gyvenimas, kataklizminė mirtis ir juodosios skylės atsiradimas – keičia galaktikos aplinką, grąžindamas sunkesnius elementus į tarpžvaigždinę terpę ir žadindamas „aukštos energijos“ reiškinius. Dabartinės ir būsimos apklausos (nuo visos dangaus rentgeno iki gravitacinių bangų katalogų) vis tiksliau parodys, kaip šios juodosios skylės formuojasi, evoliucionuoja dvinarėse sistemose, sukasi ir galbūt susijungia, siūlydamos gilesnį suvokimą apie žvaigždžių evoliuciją, fundamentaliąją fiziką bei materijos ir erdvėlaikio sąveiką pačiuose kraštutinumuose.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Oppenheimer, J. R., & Snyder, H. (1939). “On Continued Gravitational Contraction.” Physical Review, 56, 455–459.
  2. Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). “The evolution and explosion of massive stars.” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
  3. Fryer, C. L. (1999). “Massive Star Collapses to Black Holes.” The Astrophysical Journal, 522, 413–418.
  4. Belczynski, K., et al. (2010). “On the Maximum Mass of Stellar Black Holes.” The Astrophysical Journal, 714, 1217–1226.
  5. Smartt, S. J. (2015). “Progenitors of Core-Collapse Supernovae.” Publications of the Astronomical Society of Australia, 32, e016.
  6. Adams, S. M., et al. (2017). “The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: confirmation of a disappearing star.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 468, 4968–4981.
  7. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration). (2016). “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger.” Physical Review Letters, 116, 061102.
  8. Remillard, R. A., & McClintock, J. E. (2006). “X-Ray Properties of Black-Hole Binaries.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 49–92.
  9. Abbott, R., et al. (LIGO-Virgo-KAGRA Collaborations) (2021). “GWTC-3: Compact Binary Coalescences Observed by LIGO and Virgo During the Second Part of the Third Observing Run.” arXiv:2111.03606.
  10. McClintock, J. E., Narayan, R., & Steiner, J. F. (2014). “Black Hole Spin via Continuum Fitting and the Role of Spin in Powering Transient Jets.” Space Science Reviews, 183, 295–322.
Вернуться к блогу