Слияние чемпионов

Борис Штерн
«Троицкий вариант — Наука» № 18(312), 8 сентября 2020 года

На днях опубликована статья про событие слияния двух черных дыр, зарегистрированное детекторами LIGO и VIRGO 19 мая 2019 года. Необычное в этом событии — рекордные массы компаньонов: тот, что поменьше, от 50 до 80 солнечных масс; тот, что побольше, — от 70 до примерно 110 M_☉; результат слияния — дыра от 135 до 180 M_☉ (указаны пределы 90% доверительного интервала).

На рисунке — зарегистрированные слияния самых тяжелых черных дыр в порядке возрастания масс. Черные квадратики указывают массу сливающихся объектов, красные — массу результата слияния. Обратите внимание, что масштаб — логарифмический и все участники этого события примерно вдвое тяжелей предыдущих рекордсменов. Но интрига здесь вовсе не в рекордных массах, а в том, что слились черные дыры, которые очень трудно отнести к остаткам массивных звезд.

Многие комментаторы пишут, что эти объекты относятся к классу «черных дыр промежуточных масс». Это не совсем точно. Строго говоря, промежуточные массы — то, что слишком тяжело для звездных остатков, но слишком легко для обнаруженных центральных черных дыр галактик. В принципе, в ранней Вселенной существовали звезды массой, скажем, в 300 масс Солнца и коллапсировали целиком в черные дыры почти такой же массы. Теперь таких звезд нет: во Вселенной слишком много тяжелых элементов, которые снижают теплопроводность звезд, — такие гиганты попросту не могут образоваться. Обе слившиеся черные дыры слишком тяжелы для современных звезд, но, казалось бы, могут быть реликтами ранней Вселенной. Интрига как раз в том, что они (во всяком случае, более тяжелый компаньон) попадают в так называемый «зазор масс» (mass gap) — именно такие массы не могут образоваться при коллапсе древних звезд. Меньшие и большие — могут, а такие — нет.

Причина не так проста и может вызвать недоверие у неспециалиста. Существование такого зазора следует из численного моделирования горения и взрывов звезд, эти расчеты доведены до совершенства и повторены многими независимыми авторами. Его природа такова.

Эволюция больших звезд, лишенных тяжелых элементов, сравнительно проста. В центре звезды по мере выгорания водорода растет инертное гелиевое ядро. Давление горячего гелия сопротивляется гравитации, но только до определенного предела. При очень высокой температуре начинают рождаться электрон-позитронные пары, на них уходит часть энергии, и, главное, у них уравнение состояния мягче из-за релятивистских эффектов — ниже давление при той же плотности энергии. Этот эффект называется pair instability, но, поскольку по-русски прямой перевод «парная неустойчивость» звучит ужасно и сбивает с толку, я предлагаю перевод «позитронная неустойчивость». Так вот, при развитии позитронной неустойчивости ядро начинает сжиматься, включается тройная гелиевая реакция и, вместо того чтобы сколлапсировать в черную дыру, звезда разлетается без остатка. Если ядро совсем тяжелое, выше примерно 200 M_☉, то позитронная неустойчивость не спасает от коллапса — звезда всё равно превращается в черную дыру, причем целиком. Получается, что черные дыры тяжелее 50–65 M_☉ и легче примерно 150 M_☉ не могут образоваться. А тут по крайней мере одна из слившихся черных дыр уверенно попадает в этот диапазон. Повторим: это результат расчетов, но расчетов хорошо проработанных и независимо воспроизведенных разными авторами. Специалисты на них уверенно полагаются.

В статье анализируются разные версии.

Первая — а нет ли в расчетах позитронной нестабильности каких-то неучтенных факторов, которые сдвинули бы этот зазор? В принципе есть, но сделать нижнюю границу зазора выше 65 M_☉ очень трудно. Другой вариант, по-моему, гораздо более естественный: иерархический сценарий — одна из слившихся дыр или обе были уже результатом слияния более легких предшественниц. Но для этого нужны особые места, где черных дыр много и они легко находят себе пару, где существуют механизмы быстрой (короче времени существования Вселенной) потери орбитального момента пары.

Это, во-первых, шаровые скопления. Типичное скопление содержит сотни тысяч, крупное — миллионы звезд. Они замечательны тем, что все тяжелые объекты, в том числе черные дыры, из-за многократных гравитационных взаимодействий со звездами «тонут» в центр скопления, где легко «спариваются» с другим тяжелым объектом. Опять же из-за многократных взаимодействий пара успевает за космологическое время потерять угловой момент и слиться. Если новая черная дыра после слияния остается в скоплении, то история может повториться. Проблема в том, что излучение гравитационных волн при слиянии черных дыр несимметрично, насколько — зависит от ориентации осей вращения сливающихся объектов. В результате возникает отдача, и результирующая черная дыра, приобретя скорость более тысячи километров в секунду, покидает скопление. Значит, чтобы иерархический сценарий работал, скопление должно быть очень большим. Огромные скопления, похожие на шаровые, только на пару порядков тяжелее, существуют в центрах галактик. Там же, в центрах галактик, но не любых, а содержащих сверхмассивные черные дыры с аккреционным диском (активные галактические ядра), может реализовываться более экзотический вариант сценария.

В центрах галактик работает тот же механизм, что и в шаровых скоплениях: тяжелые черные дыры собираются в центре (сегрегация по массам). В центральном парсеке могут оказаться десятки тысяч черных дыр. Каждая из них, оказавшись на тесной орбите вокруг центральной черной дыры, взаимодействует с ее газовым аккреционным диском и выравнивается с ним. Таким образом, все дыры оказываются в одной плоскости в вязкой среде, где легко объединяются и сливаются. И уже никакая отдача не может вышибить черные дыры из столь глубокой ямы гравитационного потенциала.

Кроме вышеперечисленных сценариев, авторы статьи рассматривают вариант слияния не черных дыр, а гигантских звезд с огромными водородными оболочками. В этом варианте позитронная неустойчивость вроде бы не возникает, и после слияния образуется черная дыра, для которой зазор масс не указ.

Так или иначе, гравитационно-волновая астрономия становится всё более информативной и захватывающе интересной. То ли мы еще узнаем, когда будет накоплена и осмыслена большая статистика событий.