Рекордное слияние «запрещенных» черных дыр

Борис Штерн
«Троицкий вариант — Наука» №15(434), 29 июля 2025 года

Оригинал статьи на сайте «Троицкого варианта»

Борис Штерн

Гравитационные волны от слияния черных дыр регистрируются уже почти десять лет. Пожалуй, самый интересный результат заключается в том, что зарегистрировано много слияний массивных черных дыр, слишком массивных, чтобы их можно было объяснить эволюцией двойных звезд — подобных пар, из которых может получиться пара столь тяжелых черных дыр, попросту не существует в современной Вселенной. Более того, зарегистрировано два события, где сливающиеся черные дыры, согласно современным оценкам, вообще не могли образоваться из звезд ни в современной, ни даже в молодой Вселенной, когда рождались и взрывались звезды в сотни солнечных масс.

Десятого июля 2025 года опубликован препринт [1] коллаборации LIGO — Virgо — KAGRA, где докладывается о слиянии черных дыр, процентов на 70 превосходящих по суммарной массе предыдущий рекорд. Слияние зарегистрировано 23 ноября 2023 года, что отражено в идентификаторе всплеска GW231123. Массы компаньонов — \(\text{137}_{-17}^{+22}\) и \(\text{103}_{-52}^{+20}\) массы Солнца (ошибки соответствуют 90-процентному доверительному интервалу). Конечная черная дыра весит на 13 М_ʘ меньше суммы масс — недостаток ушел на излучение гравитационных волн с энергией 13 М_ʘс². Расстояние до источника дается с большими ошибками: 0,7–4,1 гигапарсека (90-процентный доверительный интервал), красное смещение от 0,15 до 0,66 — такая ошибка, видимо, связана с неопределенностью угла наклонения орбиты черных дыр перед слиянием.

Кроме рекордных масс, событие необычно формой сигнала (рис. 1).

Рис. 1. Сигнал GW231123 (сверху) в сравнении с первым зарегистрированным событием 2015 года (снизу). Временной масштаб по горизонтали одинаков — 50 мс между рисками. Амплитуда сигнала для нового события не указана, но из косвенной информации в препринте она чуть меньше, чем 10^–21, как для первого зарегистрированного слияния (рекордное событие произошло дальше)

Отличие от большинства событий в том, что амплитуда волн нарастает внезапно и длина последних четырех импульсов практически не меняется, как будто компаньоны застряли на 70–80 мс на тесной орбите, прежде чем слиться. Это может быть связано с очень большими, близкими к предельному моментами вращения обеих черных дыр и их взаимодействием с орбитальным моментом. Это в препринте подчеркивается как одна из особенностей события.

Однако самое интересное в этом событии то, что по крайней мере один, а может быть, и оба компаньона попадают в зазор массы, где черные дыры не могут образовываться при коллапсе звезд. Этот зазор простирается от 60 до 130 масс Солнца. В чем причина?

Как ни удивительно, эволюция звезд и их коллапс довольно хорошо считаются даже для очень массивных звезд молодой Вселенной. Это удается благодаря тому, что все элементарные процессы, происходящие в звезде, прекрасно известны из лабораторных исследований, а глобальные процессы численно моделируются. Если звезда тяжелее 150 М_ʘ, то она начинает коллапсировать, еще не «прогорев», когда в ней остается полно водородного и гелиевого топлива. Причина — «позитронная нестабильность». То есть недра звезды разогреваются до такой степени, что там начинают рождаться электрон-позитронные пары. Рождение пар дает новые степени свободы и поглощает тепловую энергию, в результате уравнение состояния недр звезды становится более мягким, давление падает, и звезда начинает коллапсировать, когда в ней осталось огромное количество термоядерного горючего. И оно взрывается так, что звезду разносит без остатка.

Коллапс звезды чуть ниже этого порога происходит, когда горючее исчерпано, и дает черную дыру массы 60 М_ʘ, что соответствует нижней границе зазора. Если же звезда тяжелее 250 М_ʘ, в ней тоже развивается позитронная неустойчивость, топливо взрывается, но взрыв уже не в состоянии остановить коллапс, и образуется черная дыра массой больше 130М_ʘ.

Выше мы упомянули предыдущий рекорд. То событие произошло 19 мая 2019 года, масса одного участника — от 50 до 80 М_ʘ, другого — от 70 до 110 М_ʘ (см. мою статью [2] в «Троицком варианте»). То есть и в том случае одна точно, а может быть, и обе черные дыры попадают в зазор. Похоже, черные дыры совсем не избегают этого зазора, хотя статистика еще недостаточна, чтобы уверенно говорить об этом. Откуда они берутся с такими массами?

Самое правдоподобное объяснение — в том, что эти черные дыры — уже результат предыдущих слияний. То есть мы наблюдаем иерархический рост черных дыр. Такой вариант мог бы многое объяснить, в том числе быстрое начало роста сверхмассивных черных дыр, более быстрое, чем позволяет эддингтоновское ограничение на темп аккреции [3]. Для этого нужно понять, как независимо образовавшиеся черные дыры находят друг друга и сливаются.

Самый простой вариант механизма спаривания черных дыр связан с плотными скоплениями звезд — крупными шаровыми скоплениями или с центрами галактик. Любой массивный объект (а черные дыра массой более 30 масс Солнца массивней подавляющего большинства звезд) постепенно «тонет» в центр скопления. Вместо закона Архимеда в данном случае работают многократные гравитационные взаимодействия: при встрече двух тел меньшее с большей вероятностью приобретает импульс, а большее — теряет. Точно так же за счет многократных взаимодействий тяжелые тела образуют пары и теряют орбитальный момент за счет того, что выбрасывают с большой скоростью пролетающие рядом звезды. Центры галактик в этом плане эффективней шаровых скоплений — там плотность звезд больше. Причем иерархические слияния могут идти независимо от того, сформировалась ли уже в центре галактики сверхмассивная черная дыра или еще нет.

Как бы то ни было, гравитационно-волновая астрономия за последние десять лет стала одним из прорывных направлений. В обозримом будущем мы узнаем еще много нового об эволюции черных дыр и массивных звезд.

1. The LIGO Scientific Collaboration et al. GW231123: a Binary Black Hole Merger with Total Mass 190-265 М_ʘ. Arxiv.org, 10.07.2025.

2. Б. Штерн. Слияние чемпионов // ТрВ-Наука №312.

3. Б. Штерн. Откуда взялись мощные ранние квазары? // ТрВ-Наука №323.