Czarne dziury, które nie powinny istnieć: Gaia stawia astronomów przed zagadką

Kosmiczny teleskop Gaia namierzył trzy spokojne, uśpione czarne dziury krążące w parach z niewielkimi gwiazdami-towarzyszkami. Dwie z nich krążą jednak po orbitach, które nie powinny istnieć — a nowe badanie proponuje niecodzienne wyjaśnienie tej niezgodności.

Jak złowić czarną dziurę, której nie widać

Aktywne czarne dziury łatwo rozpoznać: rozgrzany dysk akrecyjny świeci w promieniach rentgenowskich, a z biegunów wystrzeliwują dżety widoczne w świetle widzialnym i radiowym. Problem zaczyna się, gdy czarna dziura niczego nie pochłania — a to większość z nich. Takie obiekty albo wędrują przez galaktykę samotnie, albo krążą z gwiazdą towarzyszącą bez wyrywania jej materii. Bezpośrednio ich nie widać — jedynym śladem jest ich wpływ na ruch sąsiadów.

Misja Gaia mapowała pozycje i ruchy ponad miliarda gwiazd w naszej części Galaktyki z niezwykłą precyzją — wystarczającą, by wykryć drobne chybotanie gwiazdy wywołane grawitacyjnym przyciąganiem niewidzialnego towarzysza. Zwykle taki sygnał zdradza planetę. W trzech przypadkach przyciąganie jest jednak zbyt silne jak na planetę, a jednocześnie Gaia nie widzi żadnej drugiej gwiazdy w tym miejscu. Wniosek: towarzyszem musi być czarna dziura. Tak odkryto Gaia BH1, BH2 i BH3.

Orbity, które nie powinny przetrwać

Każda z tych czarnych dziur ma niewielkiego, lekkiego towarzysza — gwiazdę o masie zbliżonej do masy Słońca. To oznacza, że w przeszłości mieliśmy do czynienia z układem bardzo asymetrycznym: jedna gwiazda wielokrotnie masywniejsza od drugiej. Masywniejsza gwiazda w końcu zapadła się, tworząc czarną dziurę.

System Gaia BH3 zachowuje się tak, jak podpowiada intuicja — to szeroka para, w której gwiazdy nigdy nie musiały wejść w bliski kontakt. Problem zaczyna się przy BH1 i BH2. Ich okresy orbitalne — odpowiednio około 186 i 1277 dni — są zbyt krótkie, by masywna gwiazda-przodek mogła w pełni rozdąć się do rozmiarów czerwonego nadolbrzyma bez pochłonięcia towarzysza. Musiało więc dojść do wymiany masy między gwiazdami. Jednocześnie orbity są zbyt długie, by pochodzić z klasycznego scenariusza wspólnej otoczki, który zwykle prowadzi do układów o okresach liczonych w godzinach, maksymalnie kilkunastu dniach. Obserwowane układy trafiają więc w teoretyczną dziurę pomiędzy dwoma znanymi scenariuszami ewolucji gwiazd.

Rozwiązanie: transfer masy, który ucieka z układu

Zespół pod kierunkiem Aleksandry Olejak z Max Planck Institute for Astrophysics (MPA) w Garching przetestował alternatywny model za pomocą szczegółowych symulacji ewolucji gwiazd (kod MESA). Kluczowa różnica dotyczy sposobu, w jaki układ traci masę w trakcie tzw. przepełnienia powierzchni Roche’a — zjawiska, w którym gwiazda rozszerza się poza obszar zdominowany przez własną grawitację (powierzchnia Roche’a), a część jej materii zaczyna przepływać w stronę towarzysza.

W klasycznym modelu przyjmuje się, że materia uciekająca z układu unosi moment pędu charakterystyczny dla okolic gwiazdy przyjmującej masę — to prowadzi do szybkiego zacieśniania orbity i niestabilnego transferu masy, kończącego się zlaniem gwiazd lub fazą wspólnej otoczki. Autorzy pracy przyjęli inne założenie: nawet 90–95% uciekającej materii unosi moment pędu środka masy gwiazdy oddającej, a nie przyjmującej. W takiej geometrii orbita nie zapada się, lecz pozostaje w przybliżeniu stała przez większość ewolucji układu — mimo ekstremalnie nierównych mas obu gwiazd.

Symulacje z tym założeniem odtworzyły obserwowane okresy orbitalne obu układów z zaskakującą precyzją, w szerokim zakresie warunków początkowych. Autorzy wskazują też możliwy mechanizm fizyczny stojący za takim rozrzutnym wypływem materii: podpowierzchniowe warstwy masywnych gwiazd o wysokiej nieprzezroczystości mogą lokalnie przekraczać granicę Eddingtona jeszcze przed właściwym przepełnieniem powierzchni Roche’a, wywołując gwałtowną, dwubiegunową utratę masy — zjawisko znane z obserwacji zmiennych niebieskich nadolbrzymów (LBV, gwiazd zmienne typu S Doradus).

Dlaczego to ważne

Jeśli ten mechanizm rzeczywiście działa, jego znaczenie wykracza daleko poza trzy znane układy z czarnymi dziurami. Podobne, zbyt szerokie jak na standardowy model orbity obserwuje się także w układach z białymi karłami i gwiazdami neutronowymi wykrytych przez Gaia, a nawet w pozbawionych masywnych towarzyszy pozostałościach gwiazd Wolfa-Rayeta w Małym Obłoku Magellana. Model mógłby też pomóc wyjaśnić, jak w ogóle powstają układy rentgenowskie małej masy z czarnymi dziurami — od dawna trudne do wytłumaczenia w klasycznych scenariuszach wspólnej otoczki.

Autorzy podkreślają, że próbka wciąż liczy tylko dwa dopasowane układy, więc na pewność jest za wcześnie. Odpowiedź przyniosą kolejne przeglądy Gaia — DR4 i DR5 — które powinny ujawnić więcej podobnych układów i pozwolą sprawdzić, czy rozrzutny transfer masy jest regułą, czy tylko jednym z możliwych wyjątków.

Źródła

Główne:

• A. Olejak, J. Klencki, A. Vigna-Gomez i in., Non-conservative Mass Transfer as a Formation Channel for Gaia Black Hole Systems,
• Phys.org, Quiet black holes with a stellar companion raise questions about how they form,

Kontekstowe:

• Universe Today, Brian Koberlein, Quiet Black Holes With a Stellar Companion Raise Questions About How They Form,
• K. El-Badry i in., odkrycie Gaia BH1 i BH2, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2023

Opracowanie: Agnieszka Nowak