Чёрные дыры звёздных масс
Как возникают чёрные дыры в несколько и десятки масс Солнца, как их находят — по рентгену, по движению звёзд и по гравитационным волнам — и самые известные примеры.
Звёздные чёрные дыры — самые обычные: они остаются после гибели массивных звёзд. Их масса от нескольких до сотни и более масс Солнца, а в Млечном Пути их, по оценкам, десятки миллионов. Сверхмассивные чёрные дыры в центрах галактик устроены иначе и в миллионы раз тяжелее.
Как они рождаются
Когда у очень массивной звезды заканчивается топливо («Эволюция звёзд»), её ядро коллапсирует. Если масса остатка больше примерно трёх масс Солнца, ничто не остановит сжатие, и образуется чёрная дыра, часто после вспышки сверхновой. Менее массивные ядра останавливаются на стадии нейтронной звезды. Размер горизонта событий растёт вместе с массой: около 3 км на каждую массу Солнца.
Как их находят
- По рентгену. Если дыра в паре с обычной звездой, она стягивает вещество, и оно разогревается до миллионов градусов («Рентгеновская астрономия»). Первой такой хорошей кандидатурой стала Cygnus X-1: источник открыт в 1960-х годах, масса дыры — около 21 массы Солнца.
- По движению звезды. Если у невидимого компаньона большая масса и он не светится, это возможная чёрная дыра. Так космический телескоп Gaia нашёл Gaia BH1 и BH2 и в 2024 году Gaia BH3: около 33 масс Солнца, на расстоянии около 2000 световых лет — самая массивная известная звёздная дыра в нашей Галактике («Gaia»).
- По гравитационным волнам. Две чёрные дыры, обращаясь друг вокруг друга, сливаются и излучают волны. Первое такое слияние детекторы LIGO зарегистрировали 14 сентября 2015 года (GW150914): две дыры около 36 и 29 масс Солнца слились в одну примерно в 62 массы («Гравитационные волны»).
Что остаётся загадкой
Теория предсказывает два «провала» в массах: чёрных дыр с массой примерно в 2–5 масс Солнца почти не должно быть, а очень массивные звёзды (порядка 50–130 масс Солнца) могут разрушаться взрывом полностью, не оставляя дыры. Но наблюдения LIGO уже находили объекты по обе стороны от этих границ, и как они образуются — например, при слиянии меньших дыр, — выясняют до сих пор. Откуда берутся слияния — из двойных систем или из плотных звёздных скоплений — тоже открытый вопрос.