Астроновости: разгадка Альфы Кассиопеи, галактики без темной материи, биение сердца туманности…

Замедление аккреционного роста сверхмассивных черных дыр

Согласно современным астрофизическим представлениям, эпоха наиболее интенсивного роста сверхмассивных черных дыр (СМЧД) пришлась на период, известный как «космический полдень» (эпоха максимального звездообразования), соответствующий красным смещениям z ≈ 1,5–2 (около 10–11 млрд лет назад). Наблюдения фиксируют устойчивое снижение средней скорости аккреции вещества на черные дыры вплоть до настоящего времени [1].

Для количественного анализа этого процесса была задействована выборка из примерно 1,3 млн галактик, в которых обнаружено около 8 тыс. активных СМЧД. Данные получены в результате комбинации обзоров рентгеновской обсерватории «Чандра», телескопов XMM-Newton (Европейское космическое агентство) и eROSITA. Объединение неглубоких широкоугольных наблюдений (XMM-Newton, eROSITA) и глубоких наблюдений малых полей («Чандра») образует иерархическую структуру, описываемую как «свадебный торт» [2].

Ключевая проблема при интерпретации измерений заключается в том, что рентгеновская светимость растет как с увеличением массы черной дыры, так и с ростом темпа аккреции. Для разделения этих эффектов использовались оценки масс черных дыр по данным в оптическом и инфракрасном диапазонах. Анализ данных позволил проверить три основных сценария, объясняющих наблюдаемое падение темпов роста СМЧД: 1) снижение эффективности аккреции; 2) уменьшение характерных масс черных дыр в выборке; 3) сокращение числа активно растущих объектов.

Результаты указывают на доминирующую роль первого сценария. Количественно снижение темпа роста описывается уменьшением среднего эддингтоновского отношения, т. е. отношения наблюдаемой болометрической светимости черной дыры к ее эддингтоновской светимости. Согласно работе, опубликованной в Astrophysical Journal, величина λ_Edd демонстрирует падение при переходе от z ≈ 1,5–2 (космический полдень) к z ≈ 0,2 (современная эпоха). Вклад двух других факторов — сдвига аккреционной активности в сторону менее массивных черных дыр и уменьшения их количества — признан второстепенным. Сделан вывод, что, начиная с красных смещений z < 2, первичной причиной замедления роста сверхмассивных черных дыр является систематическое снижение эффективности аккреции, тогда как распределение черных дыр по массам и доля активных объектов претерпевают значительно меньшие изменения.

Проанализировав данные за миллиарды лет космической истории, исследователи пришли к выводу, что черные дыры действительно поглощают материю медленнее, чем в более ранние времена после Большого взрыва. Ученые предполагают, что тенденция к замедлению роста черных дыр сохранится и в будущем.

1. Пресс-релиз Chandra X-ray Center. Chandra Resolves Why Black Holes Hit the Brakes on Growth. chandra.harvard.edu/press/26_releases/press_032426.html

2. The Drivers of the Decline in Supermassive Black Hole Growth at z < 2. iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ae173d

Разгадка полувековой тайны γ Кассиопеи

Звезда γ Кассиопеи — центральный элемент характерного W-образного астеризма в созвездии Кассиопеи — долгое время оставалась источником постоянной головной боли для астрофизиков. Известная с 1866 года аномальными эмиссионными линиями водорода, она дала название целому классу Be-звезд — массивных светил, окруженных собственным диском из выброшенного вещества со специфическим излучением водорода. Однако в середине 1970-х выяснилось, что система является источником жесткого рентгеновского излучения, что нетипично для одиночных звезд спектрального класса B. Наблюдения показали, что плазма в системе нагрета до температуры порядка 150 млн кельвинов, а рентгеновская светимость примерно в 40 раз превышает ожидаемую для подобных объектов.

Существовали две основные гипотезы, объясняющие природу этого излучения. Согласно первой, источником высокой энергии служило магнитное взаимодействие между самой звездой и окружающим ее диском. Альтернативная модель предполагала наличие компактного компаньона — белого карлика, аккрецирующего вещество из диска Be-звезды, причем именно падение вещества на поверхность белого карлика должно генерировать наблюдаемое рентгеновское излучение. Прямое подтверждение одной из теорий долгое время оставалось недостижимым из-за недостаточной спектральной разрешающей способности инструментов.

Ключевые данные были получены с помощью спектрометра Resolve, установленного на международной рентгеновской обсерватории XRISM (X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission), запущенной в 2023 году. Высокое разрешение этого инструмента позволило впервые зафиксировать линии высокоионизированного железа в рентгеновском диапазоне. Анализ показал, что эти смещения изменяются периодически, соответствуя орбитальному движению невидимого ранее компонента системы, т. е., скорее всего, справедлива вторая гипотеза. Хотя компаньон γ Кассиопеи обнаружен лишь косвенно (по периодическим смещениям спектральных линий), вычислен его орбитальный период, составляющий 203,5 дня, масса его примерно равна солнечной, и предполагается, что это гелиевая звезда [3].

Данный результат не только объясняет природу γ Cas, но и выделяет подобные объекты в отдельную подгруппу двойных систем. Такие пары, состоящие из Be-звезды и аккрецирующего белого карлика, встречаются реже, чем предсказывалось теоретическими моделями, и преимущественно формируются в системах с высокой массой первичного компонента [4].

3. European Space Agency. (2026, March 24). XRISM solves famous star’s 50-year mystery. esa.int/Science_Exploration/Space_Science/XRISM_solves_famous_star_s_50-year_mystery

4. Orbital motion detected in γ Cas Fe K emission lines // Astronomy & Astrophysics. aanda.org/articles/aa/full_html/2026/03/aa58284-25/aa58284-25.html

Приливное взаимодействие NGC 2207 и IC 2163

Взаимодействие пары спиральных галактик NGC 2207 и IC 2163, удаленных от Млечного Пути на 80–114 млн световых лет, представляет собой процесс, разворачивающийся на временных масштабах в сотни миллионов лет. Начавшись около 440 млн лет назад, система прошла через несколько фаз сближения, столкновения и временного расхождения. Анализ этих процессов основан на данных интегральной спектроскопии, полученных с помощью инструмента SITELLE (Imaging Fourier Transform Spectrometer), установленного на телескопе CFHT на горе Мауна-Кеа (Гавайи) [5].

В ходе исследования было каталогизировано и проанализировано приблизительно 1 000 комплексов областей H II в обеих галактиках. Использование эмиссионных линий в оптическом диапазоне позволило не только построить карты распределения ионизованного газа, но и определить ключевые физические параметры, включая распределение кислородного обилия. Для обеих галактик выявлены отрицательные радиальные градиенты содержания кислорода на килопарсек (т.е. концентрация кислорода падает от центра к краям галактик). Полученные данные свидетельствуют об отсутствии значительных азимутальных вариаций химического состава, однако отмечается нарушение профиля светимости областей H II в IC 2163 по сравнению со спиральными рукавами, что указывает на изменение процесса звездообразования под действием приливных сил.

Для интерпретации наблюдений была применена численная гидродинамическая модель. Моделирование воспроизводит наблюдаемые морфологические особенности системы, включая структуру «век» в IC 2163, и демонстрирует, как тесные пролеты индуцируют вспышки звездообразования и локальное химическое обогащение. Выявлено, что IC 2163 не обладает достаточной энергией для преодоления гравитационного притяжения NGC 2207 и в перспективе (по некоторым оценкам — через несколько сотен миллионов лет) паре предстоит полностью слиться в единую галактическую систему. Поле зрения SITELLE также включает две карликовые галактики с системными скоростями, близкими к значениям для NGC 2207 и IC 2163, что предполагает их возможное участие в общем взаимодействии.

Сравнение полученных результатов с данными более ранних работ (например, по системе Arp 82) подтверждает, что приливные взаимодействия способны сглаживать начальные градиенты химического состава и изменять топологию звездообразования в галактиках. Таким образом, пара NGC 2207 / IC 2163 служит моделью для изучения начальных этапов слияния галактик, в ходе которых еще сохраняется индивидуальность компонентов, но уже происходят значительные перестройки их структуры и химического состава.

Исследование было опубликовано в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society и на сервере препринтов arXiv.org [6, 7].

5. Cosmic collision of galaxies mapped by Maunakea telescope. maunakeaobservatories.org/stories/uh-hilo-canada-france-hawaii-telescope-and-universit-laval-collaborate-to-simulate-galaxy-collision

6. Integral field spectroscopy and numerical simulations of the NGC 2207/IC 2163 system. academic.oup.com/mnras/article/546/2/stag030/8418265

7. Integral field spectroscopy and numerical simulations of the NGC 2207 / IC 2163 system. arxiv.org/abs/2601.03421

Подтверждение существования галактик без темной материи

В 2018 году в скоплении галактик NGC 1052 была обнаружена ультрадиффузная галактика NGC 1052-DF2, сопоставимая по размеру с Млечным Путем, но содержащая на порядки меньшее количество звезд. Последующие измерения лучевых скоростей звездных скоплений в DF2 показали, что их распределение полностью объясняется видимой (барионной) массой в рамках классической ньютоновской динамики без привлечения дополнительной гравитационной составляющей. Это означало, что галактика практически лишена темной материи — вещества, которое, как считалось, обеспечивает гравитационное удержание галактик при текущих скоростях их вращения [8].

Гипотеза модифицированной ньютоновской динамики (MOND) предсказывала для таких систем с низким внутренним ускорением заметное усиление эффективной гравитации, что привело бы к значительно более высоким скоростям звезд. Если бы была верна MOND, то законы физики менялись бы везде, и аномальные скорости присутствовали бы и тут. А раз их тут нет, значит, работает классическая гравитация плюс распределенная скрытая масса. Здесь такой массы нет, значит, это не свойство пространства, а отдельная субстанция, которую можно «выбить» из галактики. В последующие годы была обнаружена еще одна галактика без темной материи — DF4, расположенная в той же группе NGC 1052. Обе галактики (DF2 и DF4) образуют линейную последовательность. Новое исследование, результаты которого представлены в препринте на платформе arXiv, описывает третью подобную галактику — NGC 1052-DF9 (DF9), которая располагается на одной оси с DF2 и DF4, продолжая линию [9].

Наличие трех объектов, выстроенных в цепочку, указывает на их общее происхождение в результате катаклизма — столкновения двух галактик, богатых газом. Сценарий, получивший название Bullet Dwarf Collision, описывает процесс, при котором гало темной материи сталкивающихся галактик проходят друг сквозь друга (поскольку темная материя взаимодействует только гравитационно), а облака межзвездного газа сталкиваются напрямую. Газовое столкновение инициирует мощную вспышку звездообразования, в результате которой формируются несколько ультрадиффузных галактик, лишенных темной материи. Наблюдаемая линейная морфология системы DF2–DF4–DF9 полностью соответствует такому сценарию.

Таким образом, обнаружение третьей галактики без темной материи в группе NGC 1052 не только подтверждает реальность существования подобных объектов, но и дает веские аргументы в пользу модели существования галактик, в ходе эволюции которых происходит пространственное разделение барионной и темной материи.

8. A Second Galaxy Missing Dark Matter in the NGC 1052 Group. iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab0d92

9. A Third Diffuse Galaxy in the NGC 1052 Group with Little or No Dark Matter. arxiv.org/abs/2603.15860

Сердце Крабовидной туманности

Изображение номера — снимок, сделанный «Хабблом», на котором видна туманность М1 и «биение ее сердца» — быстро вращающийся пульсар в ее ядре. Яркие нити движутся от пульсара (правая из двух ярких звезд в центре изображения) со скоростью, равной половине скорости света, образуя расширяющееся кольцо. Эти нити формируются вдоль силовых линий магнитного поля в газе из чрезвычайно энергичных частиц, которые выбрасывает в пространство сильно намагниченная быстро вращающаяся (29,6 оборота в секунду) нейтронная звезда PSR B0531+21.

Кстати, в рентгеновской астрономии благодаря изучению пульсара в Крабовидной туманности появились термины «краб» (crab) и «милликраб» (millicrab), которые иногда используются в качестве единицы измерения плотности потока энергии от источников рентгеновского излучения.

Алексей Кудря