Астрономи су директно посматрали огромну умирућу звезду како прескочи експлозију супернове и уместо тога колабира у црну рупу. Овај догађај пружа најдетаљнији скуп запажања икада састављених о звезди која је направила тај прелаз, дајући истраживачима необично комплетан поглед на то како се формирају звездане црне рупе.
Комбинујући свеже податке телескопа са више од деценије архивираних посматрања, научници су били у могућности да тестирају и прецизирају дугогодишње теорије о томе како најмасовније звезде завршавају своје животе. Уместо да експлодира у сјајној супернови, језгро ове звезде је попустило под гравитацијом и формирало црну рупу. У том процесу, његови нестабилни спољни слојеви су постепено потискивани напоље.
Налази, објављени 12. фебруара у Наукапривлаче пажњу јер нуде редак поглед на рађање црне рупе. Резултати могу помоћи да се објасни зашто неке масивне звезде драматично експлодирају на крају свог живота, док се друге тихо урушавају.
„Ово је само почетак приче“, каже Кишалај Де, научни сарадник на Институту Флатирон Фондације Симонс и главни аутор нове студије. Светлост прашњавих остатака који окружују новорођену црну рупу, каже он, „биће видљива деценијама на нивоу осетљивости телескопа као што је свемирски телескоп Џејмс Веб, јер ће наставити да бледи веома споро. А ово би могло да буде мерило за разумевање како се звездане црне рупе формирају у универзуму.
Нестанак М31-2014-ДС1 у Андромеди
Звезда, позната као М31-2014-ДС1, била је удаљена око 2,5 милиона светлосних година у галаксији Андромеда. Де и колеге су испитали податке прикупљене између 2005. и 2023. из НАСА-ине мисије НЕОВИСЕ заједно са другим земаљским и свемирским телескопима. Открили су да је звезда почела да светли у инфрацрвеном светлу 2014. Затим је 2016. њен сјај нагло опао за мање од годину дана.
До 2022. и 2023. године, звезда је скоро нестала у видљивим и близу инфрацрвеним таласним дужинама, избледевши на само једну десетхиљадити део свог некадашњег сјаја у тим опсезима. Оно што је преостало сада се може открити само у средњем инфрацрвеном светлу, где сија на отприлике једној десетини свог првобитног интензитета.
Де каже: „Ова звезда је некада била једна од најсјајнијих звезда у галаксији Андромеда, а сада је није било нигде. Замислите да је звезда Бетелгез изненада нестала. Сви би изгубили разум! Иста врста ствари (се) се дешавала са овом звездом у галаксији Андромеда.“
Када је тим упоредио запажања са теоријским предвиђањима, закључили су да тако екстремни пад сјаја снажно указује на то да се језгро звезде срушило и формирало црну рупу.
Зашто неке масивне звезде не успевају да експлодирају
Звезде сијају јер нуклеарна фузија у њиховим језграма претвара водоник у хелијум, стварајући спољашњи притисак који се супротставља гравитацији. У звездама које су најмање 10 пута масивније од нашег Сунца, ова равнотежа се на крају поквари када нуклеарно гориво понестане. Гравитација тада надвладава спољашњи притисак, узрокујући колапс језгра и формирање густе неутронске звезде.
У многим случајевима, поплава неутрина ослобођена током овог колапса генерише снажан ударни талас који раздире звезду у супернови. Али ако је тај ударни талас преслаб да избаци околни материјал, велики део звезде може пасти назад. Теоријски модели су дуго сугерисали да овај резервни део може претворити неутронску звезду у црну рупу.
„Већ скоро 50 година знамо да црне рупе постоје“, каже Де, „а ипак једва загребемо површину разумевања које се звезде претварају у црне рупе и како то раде.“
Кључна улога конвекције
Детаљна студија М31-2014-ДС1 такође је помогла истраживачима да поново посете сличан објекат, НГЦ 6946-БХ1, који је идентификован деценију раније. Поновна анализа оба случаја открила је кључни недостајући састојак у разумевању шта се дешава са спољним слојевима звезде након неуспеле супернове. Одговор лежи у конвекцији.
Конвекција настаје услед великих температурних разлика унутар звезде. Језгро је изузетно вруће, док су спољни слојеви много хладнији. Овај контраст покреће гас да циркулише између топлијих и хладнијих региона.
Када се језгро сруши, спољни гас је и даље у покрету због овог процеса бујања. Према моделима развијеним на Институту Флатирон, то кретање спречава већину спољашњег материјала да урања право у црну рупу. Уместо тога, неки унутрашњи слојеви круже око црне рупе, док су најудаљенији слојеви гурнути ка споља.
Како избачени материјал путује, хлади се. На нижим температурама, атоми и молекули се комбинују и формирају прашину. Та прашина блокира светлост из топлијег гаса ближе црној рупи, апсорбује енергију и поново је емитује у инфрацрвеним таласним дужинама. Резултат је дуготрајни црвенкасти сјај који може трајати деценијама након што је првобитна звезда нестала.
Коаутор и научни сарадник Флатирон-а Андреа Антони развио је теоријски оквир иза ових модела конвекције. Ослањајући се на нова запажања, она каже, „стопа акреције – брзина пада материјала – много је спорија него када би звезда имплодирала директно у њу. Овај конвективни материјал има угаони момент, тако да циркулише око црне рупе. Уместо да му треба месеци или година да упадне, потребне су јој деценије. И због свега овога, и због свега овога, и због свега тога, постаје све светлији извор који иначе постаје све тамнији. првобитна звезда.“
Слично као вода која спирално тече низ одвод уместо да пада право кроз њу, гас наставља да кружи око новоформиране црне рупе док је гравитација постепено вуче ка унутра. Овај одложени пад значи да се цела звезда не сруши одједном. Чак и након што језгро брзо попусти, неки материјал се полако враћа назад током много деценија.
Истраживачи процењују да само око један проценат оригиналног спољашњег омотача звезде на крају храни црну рупу, стварајући слабу светлост која се и данас примећује.
Изградња веће слике формирања црне рупе
Док су анализирали М31-2014-ДС1, тим је такође поново испитао НГЦ 6946-БХ1. Нова студија пружа снажне доказе да су обе звезде следиле сличан пут. Оно што је прво изгледало као необичан случај, сада се чини да је део шире категорије неуспешних супернова које тихо производе црне рупе.
М31-2014-ДС1 се у почетку издвајао као „чудак“, каже Де, али сада се чини да је то један од неколико примера, укључујући НГЦ 6946-БХ1.
„Само са овим појединачним драгуљима открића почињемо да састављамо овакву слику“, каже Де.
