На днях опубликована статья [1] 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 Mʘ; результат слияния — дыра от 135 до 180 Mʘ (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 бо́льшие — 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 Mʘ, то позитронная неустойчивость не спасает от коллапса — звезда всё равно превращается в черную дыру, причем целиком. Получается, что черные дыры тяжелее 50–65 Mʘ и легче примерно 150 Mʘ 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 Mʘ 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.
Борис Штерн
(5 оценок, среднее: 4,60 из 5)
Загрузка...
Борис, пишут , что слияние произошло быстро (по сравнению с другими событиями, где массы ЧД были меньше).Якобы удалось и то с трудом увидеть менее десяти последних витков (в предыдущих событиях я так понял речь могла идти о сотне витков) Почему? Чем более массивные компоненты, тем интенсивнее они излучают ГВ – поэтому энергия орбитального движения быстро переходит в энергию ГВ?
Спасибо
Это где пишут? Сотня витков видна у сливающихся нейтронных звезд. У черных дыр всегда – лишь несколько. У этого события более низкая частота, чем обычно из-за больших масс, при этом она дальше от оптимальной частоты регистрации. Поэтому могли быть пропущены первые слабые волны, но это лишь предположение
Да, прошу прощения, “сотня” это у нейтронных, недоглядел. А по этому событию? Нет никаких оснований говорить, что быстро слились (быстрее, чем в других событиях) ? И кстати, есть ли зависимость скорости слияния пары в зависимости от массы. Я не говорю, что ее можно наблюдать (по понятным причинам) , но теоретически такая зависимость есть или нет?
Возможен и третий вариант – сильная переоценка масс вследствие априорных предположений ( слияние не черных дыр а, к примеру, кварковых звезд не рассматривается). Шаблоны (waveforms) играющие ключевую роль в определении параметров находятся под грифом “для служебного пользования”. История астрофизики знает много поучительных ошибок – от недооценки расстояния до М31(Сверхновую приняли за обычную Новую) и первых оценок постоянной Хаббла (530 vs 67-74) до прошлогоднего китайского LB-1.
Грубая оценка масс тривиальна до безобразия: по частоте. Откуда это “для служебного пользования”?
В формулу для чирп-массы входят частота и ее первая производная по времени. В цитируемой Вами работе (1) информация (fig.1) явно не достаточна и нет даже намека на 2-3 последних витка перед слиянием.Достаточно сравнить пятно GW190521 c пятном GW170814(массы 31 и 25) на картинках LIGO(частота-время).
Да, у Вас опечатка в первом абзаце: не 5-е, а 21-е мая.