Рис. 1. В верхнем ряду представлены исходные и статистически обработанные сигналы, зафиксированные (слева направо) гравитационно-волновыми детекторами в Ханфорде, Ливингстоне и в Италии. Исходные сигналы, записанные после нейтрализации шумов, даны светлоголубыми линиями, обработанные на основе трех различных алгоритмов — черными, оранжевыми и лиловыми. В нижнем ряду представлены результаты обработки исходных сигналов на основе Q-преобразования (constant-Q transform), которые наглядно иллюстрируют изменения их частот во время прохождения гравитационно-волнового цуга через детекторы. Рисунок из обсуждаемой статьи в Physical Review Letters
21 мая 2019 года детекторы гравитационных волн LIGO, расположенные в США, и Virgo, расположенный в Италии, зарегистрировали сигнал от очередного слияния пары черных дыр. Уже после первичной обработки данных стало понятно, что это слияние сильно выбивается из общего ряда. Во-первых, оно произошло рекордно далеко (счет идет на миллиарды парсек), а во-вторых, дыры, в нем участвовавшие, оказались самыми тяжелыми за все время наблюдений: наиболее вероятное значение их масс составляет 66 и 85 масс Солнца. Получившаяся в результате дыра массой 142 солнечных формально попадает в класс черных дыр промежуточной массы, — и это первое свидетельство образования таких черных дыр.
1 апреля 2019 года после 19-месячного перерыва начался третий цикл экспериментов по регистрации гравитационных волн на двух американских детекторах комплекса LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) в Ханфорде (штат Вашингтон) и в Ливингстоне (штат Луизиана) и на итальянской установке Virgo, принадлежащей Европейской гравитационной обсерватории (см. Открыт новый сезон охоты за гравитационными волнами, «Элементы», 09.04.2019). Этот раунд гравитационно-волновых наблюдений был прекращен 27 марта 2020 года.
Первые два раунда наблюдений на LIGO и Virgo дали уникальные результаты, положившие начало гравитационно-волновой астрономии. Они позволили зарегистрировать десять слияний черных дыр и одно столкновение нейтронных звезд в 130 миллионах световых лет от Земли, обнаруженное 17 августа 2017 года (см. Зафиксировано слияние нейтронных звезд!, «Элементы», 17.10.2017). В ходе модернизации установок LIGO и Virgo их чувствительность увеличили без малого вдвое. Комплекс LIGO теперь способен регистрировать слияние нейтронных звезд на дистанциях до 170 мегапарсек (550 миллионов световых лет) против 110 мегапарсек во втором раунде; горизонт детектора Virgo для таких событий составляет 50 мегапарсек (160 миллионов световых лет). Верхний предел расстояний, на которых станет возможным наблюдать слияние черных дыр, оценивается в десятки миллиардов световых лет.
Обновленные детекторы быстро начали получать интереснейшие гравитационно-волновые сигналы. Например, уже 12 апреля 2019 года было зарегистрировано слияние двух черных дыр с очень разными массами — 8,3 и 30,1 солнечных масс (R. Abbott et al., 2020. GW190412: Observation of a binary-black-hole coalescence with asymmetric masses). А на 235-й конференции Американского астрономического общества в Гонолулу в январе 2020 года было сообщено о бесспорном детектировании комплексом LIGO/Virgo 25 апреля 2019 года второго слияния нейтронных звезд общей массой 3,5 солнечных масс, имевшего место за 500 миллионов световых лет от Солнца. Эти результаты вновь продемонстрировали замечательные возможности гравитационной астрономии.
21 мая 2019 года оба комплекса зарегистрировали короткий цуг гравитационных волн продолжительностью около одной десятой доли секунды, получивший, в соответствии с принятой системой обозначений, индекс GW190521 (рис. 1). Этому событию посвящены две статьи, опубликованные 2 сентября, одна из которых появилась в журнале Physical Review Letters, а вторая — в The Astrophysical Journal Letters.
Этот сигнал настолько выбивается из общего ряда, что сразу привлек внимание не только специалистов, но и средств массовой информации. Его расшифровка на основе общепринятых алгоритмов показала, что он родился при столкновении двух черных дыр, которые были заметно массивней всех дыр, выявленных в предшествующих наблюдениях. Масса одной из них лежала в промежутке от 71 до 106 солнечных масс с наиболее вероятным значением 85 солнечных масс (рис. 2). Вторая дыра вероятнее всего тянула на 66 масс Солнца, хотя могла весить от 48 до 83 солнечных масс. Их столкновение закончилось рождением черной дыры с номинальной массой в 142 солнечных, которая при этом могла быть в 124–170 раз массивней Солнца (все эти оценки даны на 90-процентном доверительном уровне). Так что речь идет о весьма и весьма массивных объектах. Для сравнения стоит напомнить, что, например, в исторический день первой регистрации гравитационных волн 14 сентября 2015 года детекторы системы LIGO обнаружили столкновение черных дыр в 29 и 36 раз массивней Солнца (см. Гравитационные волны — открыты!, «Элементы», 11.02.2016). Массы прочих черных дыр, надежно выявленных на основе позднейших сигналов, варьировали от 8 до 50 солнечных масс. Правда, детекторы также отмечали приход гравитационных волн, которые могли свидетельствовать и о катаклизмах с участием более массивных дыр, но такая интерпретация до сих пор выглядит сомнительной.
Рис. 2. На этих графиках представлены результаты оценок масс обеих дыр, сделанных на 90-процентном уровне доверия. На центральном графике представлены данные по обеим массам m1 и m2, а границы области статистического доверия отмечены извилистой глубой линией. Сверху расположен график для большей массы m1, а справа — для меньшей массы m2. В первом случае доверительная область ограничена параллельными вертикальными линиями, а во втором — параллельными горизонталями. Обе массы даны в солнечных единицах. Рисунок из обсуждаемой статьи в Physical Review Letters
В чем же состоит необычность гравитационно-волнового сигнала, зарегистрированного в мае прошлого года? Во-первых, он пришел с рекордно большой дистанции, которая лежит в промежутке от 2,7 до 7,7 миллиардов парсек. Ее медианное значение составляет 5,3 миллиарда парсек (около 17 миллиардов световых лет), что соответствует красному смещению z = 0,82. Если учесть, что радиус наблюдаемой части Вселенной (см. Observable universe) составляет 46,5 миллиардов световых лет, придется признать, что сигнал по пути к Земле прошел путь поистине космологического масштаба. Во-вторых, сами дыры выглядят, мягко говоря, нестандартно. Дело тут не в столкновении, которое легко объясняется постепенным сближением дыр в результате потери кинетической энергии из-за излучения гравитационных волн (см. задачу Куда девался эксцентриситет?). Вопрос в том, откуда изначально взялась пара черных дыр, возвестившая Земле о своей гибели 21 мая 2019 года.
Самый естественный ответ состоит в том, что каждая дыра родилась в финале жизни очень массивной звезды-родительницы, исчерпавшей свое ядерное топливо. Затем дыры сблизились, потеряли часть углового момента (для этого есть несколько возможностей) и в конце концов образовали двойную систему, начав обращаться вокруг общего центра инерции. После этого их столкновение стало бы только вопросом времени.
Этот сценарий не вызывал бы особых вопросов, если бы не измеренные массы черных дыр. По крайней мере одна из них (а, возможно, и обе) оказывается слишком большой для того, чтобы такая дыра могла родиться в результате звездного коллапса. Чтобы понять, почему это так, необходимо вспомнить общую теорию эволюции одиночных звезд (см. Stellar evolution), не входящих в состав звездных пар либо даже троек или четверок. Согласно данным звездной статистики, такие светила составляют не более половины всего звездного населения Космоса.
Начнем с биографии звезд с умеренной начальной массой, не превышающей 8 солнечных. В общих чертах, она такова: после формирования протозвезды из газо-пылевого облака и начала термоядерного горения водорода звезда спокойно существует на главной последовательности миллиарды или даже многие десятки миллиардов лет вплоть до исчерпания в ее ядре доступных запасов водорода. После этого светило вступает в свою первую нестабильную фазу, которая приводит к его превращению в красный гигант. Затем наступает эпоха сгорания гелия, которая тоже заканчивается исчерпанием его запасов и вторичным раздуванием звезды, выводящим ее в так называемую асимптотическую ветвь гигантов. В конце концов звезда сбрасывает внешнюю оболочку, которая разлетается в пространстве в виде ярко светящегося и очень красивого газо-плазменного облака, по чисто историческим причинам именуемым планетарной туманностью (такой сброс в 1956 году первым предсказал замечательный советский астрофизик Иосиф Шкловский). Оставшееся оголенным звездное ядро, почти полностью состоящее из углерода и кислорода, делается предшественником белого карлика. Самые легкие звезды кончают свою жизнь примерно таким же манером, только они оставляют после себя белые карлики не из кислорода и углерода, а из гелия.
Рис. 3. Одна из самых известных планетарных туманностей — туманность Кольцо (М57). Она расположена примерно в 2000 световых лет от нас и представляет собой разлетающуюся оболочку красного гиганта, подсвечивающуюся ультрафиолетовых излучением белого карлика, в которого этот гигант превратился несколько тысяч лет назад. Это композитное изображение составлено из оптических и инфракрасных снимков, сделанных телескопом «Хаббл» и Большим бинокулярным телескопом. Фото с сайта hubblesite.org
Конечно, это только обобщенный сценарий, который благодаря усилиям многих ученых в целом сформировался к концу второй трети прошлого века. Он распадается на семейство сценариев, описывающих звезды с разными условиями рождения. Например, светила с начальной массой не более двух солнечных ведут себя несколько иначе, нежели их родичи с массами от 2 до 8 солнечных масс. Самые легкие звезды с начальными массами порядка одной десятой солнечной вообще не становятся красными гигантами, а сразу после выгорания водорода начинают движение к белым карликам. Есть и другие различия, в которые я не буду вдаваться.
Модельные симуляции дают иную картину для звезд с начальными массами от 8–10 до 12 солнечных масс. В этом случае на стадии термоядерного горения углерода ядро прекращает дальнейшее сжатие, так что кислород не поджигается. Когда углерод полностью выгорает, превратившись в неон и магний, кислородно-неоновое-магниевое ядро сжимается до тех пор, пока сила тяготения не уравновешивается квантовым давлением вырожденного электронного газа. Однако эта задержка недолговечна. Ядра неона и магния поглощают электроны и превращаются в изотопы элементов с меньшими номерами в таблице Менделеева. Плотность электронного газа падает, из-за чего сердцевина звезды стягивается и нагревается. Этот нагрев запускает цепочки термоядерных реакций, которые приводят к образованию коллапсирующего железного ядра, дающего начало нейтронной звезде.
Для светил с большими массами написаны другие сценарии. Для иллюстрации рассмотрим в общих чертах типичную судьбу голубого сверхгиганта с начальной массой порядка 20–25 солнечных масс. Он сжигает водородное топливо за 7 миллионов лет. Еще полмиллиона лет занимает формирование углеродно-кислородного ядра, нагретого до 200 миллионов кельвинов. С его возникновением термоядерный синтез останавливается — но ненадолго. В отсутствие тепловой подпитки ядро сжимается тяготением звездного вещества — и, соответственно, нагревается. По достижении 600–800 миллионов кельвинов углерод загорается с образованием неона и магния, а затем, всего через 600 лет, при температуре 2,3 миллиарда кельвинов начинается горение кислорода. Оно запускает цепочки ядерных превращений, которые приводят к синтезу различных изотопов кремния, серы, фосфора, аргона, калия, кальция и скандия.
Пойдем дальше. За сутки до кончины звезды ее ядро нагревается до 3,3 миллиардов кельвинов. При этой температуре кванты гамма-излучения разбивают ядра кремния-28 на ядра магния-24 и альфа-частицы. Последние поглощаются другими ядрами, образуя все более тяжелые элементы. Эти процессы заканчиваются образованием железа-56, рекордсмена стабильности среди всех атомных ядер. Поскольку далее термоядерный синтез не идет, железное ядро сжимается и нагревается. В результате возрастает кинетическая энергия атомов железа, и они претерпевают хаотические превращения. Некоторые из них распадаются на более легкие, а некоторые, напротив, вступают в реакции слияния и порождают более тяжелые элементы, такие как платина и золото. Поскольку эти реакции идут за счет накопленной тепловой энергии, температура звездного ядра уменьшается, давление его вещества падает, и ядро вновь начинает сжиматься. Этот процесс ускоряется, если в окрестностях ядра продолжаются процессы термоядерного синтеза, которые порождают новые и новые ядра железа.
Затем наступает финальный катаклизм. Это происходит, когда масса ядра достигает порога, при котором давление вырожденного электронного газа уже не может противостоять гравитационному сжатию (этот порог, так называемый пределом Чандрасекара, примерно на 44% превышает массу Солнца). Ядро схлопывается со скоростью, достигающей двадцати процентов световой. Электроны прижимаются к ядрам и сливаются с протонами, превращаясь в нейтроны и нейтрино. Нейтроны остаются на месте, а нейтрино вылетают в пространство. В результате сердцевина звезды охлаждается, давление ее вещества вновь падает, а темп сжатия все больше и больше возрастает. Этот процесс начинается и завершается за считаные секунды, поэтому внешние слои звезды не успевают ничего почувствовать. Наружный наблюдатель в течение еще нескольких часов не заметит ни малейших перемен.
На этой стадии возможны два сценария. Полагают, что звезды с массой от тридцати до ста солнечных масс коллапсируют полностью и дают начало черным дырам (см. картинку дня Пропавшая звезда). У звезд в диапазоне 12–30 (по другим модельным симуляциям, 12–20) солнечных масс образуются ядра из нейтронной материи, плотность которой в 100 триллионов раз превышает плотность воды. Внешние слои звезды обрушиваются на ядро и «отскакивают» от него со скоростью в десятки тысяч километров в секунду. Поскольку эта скорость значительно превышает скорость звука в звездном веществе, образуется ударная волна, буквально разрывающая звезду изнутри. По всей вероятности, ей помогают тепловые нейтрино, приходящие из «вскипающего» нейтронного ядра, нагретого как минимум до 150 миллиардов градусов (это самая высокая температура, возможная в нынешней Вселенной). От звезды остается деформированный нейтронный шар радиусом около десяти километров, окруженный облаком сверхгорячей плазмы. Это и есть нейтронная звезда. Предполагается, что верхний предел массы нейтронных звезд примерно равен 2,5 массы Солнца, но пока это не доказано. Пока что самая массивная из известных нейтронных звезд, пульсар PSR JO740+6620, «весит» (с учетом погрешностей) не более 2,15 солнечных масс.
Возможно, что этот сценарий еще подвергнется коррекции. В последние годы в ряде научных центров работают над трехмерными динамическими симуляциями коллапсирующих сверхновых, некоторые из которых демонстрируют более сложную картину возникновения и распространения ударных волн. Однако подобные симуляции выполняются лишь при значительном упрощении базовых моделей и требуют месяцев работы суперкомпьютеров. Чтобы сделать их более реалистичными, необходимы на два порядка более мощные компьютеры, которые могут появиться не раньше, чем через десять лет.
Всё сказанное не надо принимать как истину в последней инстанции. Еще лет двадцать назад господствала убежденность, что исход гравитационного коллапса звезды определяется только ее начальной массой. Если эта масса ниже определенного порога, сверхновая оставляет после себя нейтронную звезду, если выше — черную дыру. Теперь принято считать, что ситуация не так однозначна. Нынешний консенсус состоит в том, что финальный результат гравитационного коллапса также зависит от скорости вращения звезды, характера ее магнитного поля, концентрации элементов тяжелее гелия в ее составе, наличия или отсутствия звезды-компаньона и, скорее всего, каких-то дополнительных факторов.
Нас сейчас интересует гравитационный коллапс звезд с начальной массой более 95–100 солнечных, поскольку только они могли бы дать начало черным дырам с объявленными параметрами. Он моделируется довольно надежно (см. S. E. Woosley et al., 2007. Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae). В их недрах уже на стадии синтеза кислорода появляются жесткие гамма-кванты, которые при столкновениях превращаются в электронно-позитронные пары. Поскольку часть гамма-квантов при этом теряется, происходит падение лучевого давления, которое противодействовало гравитационному сжатию звезды и удерживало ее в состоянии гидростатического равновесия. Далее все зависит от начальной массы звезды. Если она не превышает 130 масс Солнца, то в недрах звезды возникают пульсации, которые запускают быстрые выбросы значительной части вещества внешних оболочек. Однако эти пульсации недостаточно сильны, чтобы полностью разрушить звезду изнутри. Они быстро гасятся, и звезда возобновляет коллапс, который после серии промежуточных этапов приводит к образованию нейтронной звезды или черной дыры. Окончательный результат, как я уже отметил, зависит от исходного химического состава зведы, скорости ее вращения и величины магитного поля.
У звезд с начальными массами от 130 до 260 солнечных масс образование электронно-позитронных пар приводит к более серьезным последствиям. После сгорания углерода в их ядрах тоже генерируются гамма-кванты, которые при столкновениях превращаются в электронно-позитронные пары, а возможно, и в более тяжелые частицы и античастицы. Однако в этом случае пульсаций не возникает, и внешние слои звезды падают в ее центр. Это падение (на языке астрофизики, имплозия) еще больше разогревает недра звезды и запускает термоядерные реакции, в результате которых синтезируется ряд тяжелых элементов. Давление в перегретом ядре катастрофически возрастает, и оно взрывается, не успев сколлапсировать в компактный объект типа нейтронной звезды или черной дыры. Поскольку вся звездная материя без остатка выбрасывается в пространство, такие сверхновые служат одним из главных источников элементов с большими атомными номерами.
Финал звезды с начальной массой более 250–260 солнечных масс выглядит иначе. В их центральных зонах порождаются гамма-кванты, энергии которых достаточны для возбуждения и последующего распада атомных ядер (этот процесс называется фотодезинтеграцией). Ядра этих звезд даже не взрываются, а просто исчезают, давая начало черным дырам.
Учет всех этих факторов приводит к весьма нетривиальному выводу: в спектре масс тех черных дыр, которые могут возникать в результате звездного коллапса, имеется довольно широкая щель. Нижняя граница этой щели лежит в диапазоне от 40 до 65 солнечных масс, а верхняя приблизительно равна 120 солнечным массам. Подчеркну, что эти величины определены с немалыми допусками, поскольку они усредняют прогнозы конкурирующих моделей эволюции массивных звезд. Однако само наличие щели сомнений не вызывает. Отмечу также, что массы новорожденных черных дыр всегда сильно уступают массам звезд-родительниц. Это и понятно: начало черной дыре дает звездное ядро, а внешние слои звезды рассеиваются в окружающем пространстве.
И вот тут-то собака и зарыта. Масса одной из дыр находится практически в середине щели, а масса другой почти совпадает с верхним пределом ее нижней границы. Более того, вероятность попадания более массивной дыры внутрь щели составляет не менее 99%. Если доверять общепринятым моделям, описывающим судьбу массивных звезд, то придется признать, что по крайней мере один из членов погибшей в бесконечно далеком прошлом пары почти наверняка не мог родиться в процессе коллапса одиночной звезды.
Однако это не единственная возможность. Во-первых, столкновения и слияния черных дыр, приводят к рождению дыр большей массы — это давно доказано теоретически и уже не раз подкреплено наблюдениями гравитационной астрономии. Поэтому можно предположить, что как минимум самая массивная из дыр, о которых идет речь, возникла как раз в итоге такого слияния (не исключено, что даже и не одного). Если дыры-предшественницы находились в плотном звездном окружении и если дочерняя дыра не была выброшена за его границы, у нее имелись реальные шансы образовать двойную систему с еще одной дырой. Кроме того, столкновения черных дыр с аналогичным результатом возможны и в дисковых зонах активных галактических ядер.
Во-вторых, предписанная существующими моделями щель относится только к одиночным звездам. Если черная дыра рождается при столкновении двух массивных звезд главной последовательности, одна из которых близка к своему естественному финалу, то ее масса вполне может угодить внутрь щели. Если первая звезда уже успела сформировать гелиевое или углеродно-кислородное ядро, а вторая еще только сжигает водородное топливо, их столкновение может породить звезду-гигант с аномально раздувшейся внешней водородной оболочкой. Если этот гигант позднее претерпит гравитационный коллапс еще до того, как в его ядре начнется интенсивное образование электронно-позитронных пар, то в результате может возникнуть черная дыра с запрещенной (разумеется, для одиночных звезд) массой. Для этого нужно, чтобы большая часть оболочечного водорода непосредственно сколлапсировала в черную дыру. Теория утверждает, что подобные катаклизмы наиболее вероятны в молодых звездных скоплениях. Правда, до сих пор такие события не наблюдались, но в принципе они возможны. Наконец, есть и более экзотические сценарии, которых я в этой заметке просто не буду касаться. А пока будем ждать сообщений о следующих гравитационно-волновых сигналах. Думаю, что они принесут много неожиданностей.
В заключение — чисто техническое замечание. Дыры с массами от 100 до 1000 (по другим определениям, до десяти тысяч, ста тысяч или даже миллиона) солнечных масс принято относить к категории дыр промежуточной массы (intermediate-mass black holes, IMBHs). Слева к ним примыкают черные дыры звездных масс, а справа — сверхмассивные черные дыры, которые, как считается, существуют в ядрах едва ли не всех (по меньшей мере, абсолютного большинства галактик).
Рис. 4. Гиперсветящийся рентгеновский источник HLX-1 расположен в спиральной галактике ESO 243-49 примерно в 290 млн световых лет от нас. Считается, что это черная дыра массой в 20–50 тысяч солнечных масс, окруженная группой молодых звезд. Вероятно, когда-то этот объект был ядром карликовой галактики, поглощенной впоследствии своей более массивной соседкой. Фото с сайта ru.wikipedia.org
Реальность дыр звездных масштабов и сверхмассивных дыр давно и надежно доказана прямыми наблюдениями, включая и показания гравитационно-волновых детекторов. Существование черных дыр промежуточной массы до сих под подтверждалось по косвенным данным, и прежде всего по наблюдениям самых ярких источников рентгеновских лучей (hyper-luminous X-ray sources, HLXs). Первый такой источник HLX-1 был обнаружен в 2009 году. Анализ его излучения свидетельствует о том, что оно с очень высокой степенью вероятности возникает в результате аккреции сверхгорячей плазмы на черную дыру массой свыше 500 солнечных масс, удаленную от Земли на 290 миллионов световых лет. В конце марта этого года появилось сообщение о наблюдении рентгеновского и оптического излучения, возникшего при разрушении и поглощении обычной звезды черной дырой с массой порядка 50 000 масс Солнца (D. Lin et al., 2020. Multiwavelength Follow-up of the Hyperluminous Intermediate-mass Black Hole Candidate 3XMM J215022.4−055108).
Мораль сей басни вполне понятна. Детектирование сигнала GW190521 свидетельствует о первом прямом наблюдении черной дыры промежуточной массы средствами гравитационно-волновой астрономии. Важность этого события вряд ли нужно объяснять.
Источник: elementy.ru
