Две дыры из одной звезды

Черные дыры не всегда являются монстрами, поглощающими по несколько звезд в день. Диапазон их масс очень широк. Некоторые дыры имеют массы, превосходящие солнечную всего в несколько раз. Они рождаются после смерти массивной звезды, и таких дыр очень много в каждой галактике. Из-за относительно слабого гравитационного поля таким дырам трудно расти, притягивая материю. С другой стороны, есть гиганты (хотя говорить о размерах по отношению к черной дыре не совсем корректно, и в этом случае имеется в виду либо размеры горизонта событий, либо напрямую связанная с ним масса дыры). В течение миллиардов лет изначально небольшие черные дыры могут постепенно вырасти до сверхмассивных гигантов. Сначала их подпитывают небольшие тела – путешествующие в межзвездной среде астероиды и кометы, затем они начинают разрушать газопылевые облака, наконец, принимаются за звезды и сталкиваются с другими дырами, чтобы вместе стать больше. Эта теория всем хороша, кроме одного – наличия сверхмассивных черных дыр в молодой Вселенной, которой было всего несколько сотен миллионов лет отроду.

Некоторую фору теории постепенного роста дают звезды тех времен. После Большого взрыва во Вселенной были почти только водород и гелий, из которых и образовывались первые звезды. Они были очень крупными для своей массы, состояли только из топлива для термоядерного синтеза и быстро его расходовали. Благодаря этому первые черные дыры, родившиеся из этих звезд, были ровесниками галактик и уже имели большую массу. Черная дыра, появившаяся из звезды-гиганта, имела заметную фору, так как сразу могла активно притягивать материю, образовав аккреционный диск. Тем не менее, «в этих моделях ни у одной черной дыры не было шансов достичь размеров сверхмассивной вскоре после рождения Вселенной, – говорит Кристиан Рейсвиг, сотрудник Калтеха. – Для роста этих сверхмассивных дыр изначальное зерно должно было оказаться чрезвычайно крупным».

В этом случае логичным кажется подход, примененный Рейсвигом: для появления сверхмассивной дыры необходимо иметь сверхмассивную звезду. Эти экзотические и пока лишь полученные теоретически светила существовали очень недолго на заре Вселенной. В отличие от обычных звезд, в которых гравитации, пытающейся сжать ее, противодействует излучение, вырабатываемое за счет термоядерного синтеза, в сверхмассивной звезде внутреннее давление создают фотоны, излучаемые за счет запаса тепла. В такой звезде плотность материи ближе к центру очень большая, а значит велика и температура, что позволяет противодействовать гравитации. Однако сверхмассивная звезда постепенно остывает, теряя энергию при излучении фотонов. Гравитация постепенно отвоевывает позиции, сжимая звезду и увеличивая давление в ней. Этот процесс протекает в течение всего лишь нескольких миллионов лет, и наконец переходит в заключительный этап, когда звезда становится неустойчивой: давление фотонов больше не может справляться в гравитацией.

Важным дополнением к принятому взгляду на сверхмассивные звезды является происходящее на завершающем этапе их существования. Вроде бы, при сжатии звезда должна сохранять почти сферическую форму, лишь немного сплющиваясь из-за ускорения вращения вокруг оси. Это ускорение имеет место из-за уменьшения размера, а значит и момента инерции, тела, без потери кинетического момента. Однако быстро вращающиеся звезды подвержены слабым возмущениям, и они в случае сверхмассивной звезды могут привести к сильно несимметричной форме. Каждое зерно небольшого возмущение может быстро вырасти в зоне повышенной плотности, так что вся сжимающаяся звезда превращается в набор уплотненных областей.

Эти фрагменты обращались вокруг центра сжимающейся звезды, притягивая все больше материи и также сжимаясь. При этом также возрастала температура сгустков материи, что открыло дорогу интересному эффекту. Очень высокая температура позволила в сгустках родиться электронно-позитронным парам. Начало этого процесса знаменовало резкое падение давления в сгустке материи, но не потерю им массы. За счет этого процесс притягивания окружающего материала звезды получал второе дыхание: отталкивание частиц в плотном сгустке больше ему не препятствовало. Ускоренное поглощении материи сгустками в конце концов выливалось в появлении внутри умирающей звезды нескольких черных дыр. Продолжая двигаться вокруг центра звезды и снижаться, они сливались, образуя на месте звезды одну крупную черную дыру. Все это, разумеется, результат численного моделирования. Наблюдение звезд, пусть даже сверхгигантов, на огромных расстояниях, отделяющих нас от молодой Вселенной, невозможно. На приведенном примере визуализирован процесс появления и столкновения двух сгустков. Для того, чтобы провести моделирование миллионов частиц, составляющих звезду, с учетом плотности, гравитационного поля, уравнений гидродинамики пришлось использовать суперкомпьютер.

Несмотря на сугубо теоретический характер работы, для ее проверки все открываются наблюдательные возможности, причем именно теория рождения нескольких дыр внутри звезды делает это возможным. Столкновение черных дыр внутри звезды должно создавать мощные гравитационные волны, которые можно зарегистрировать даже на краю Вселенной. Существование этих волн, предсказанное Эйнштейном, еще не доказано, однако уже есть специальные установки для их поиска. Как только гравитационные волны будут найдены, теория рождения нескольких дыр в звездах может быть проверена.