Две спящие чёрные дыры Gaia BH1 и Gaia BH2 оказались в системах, которые стандартные модели звёздной эволюции с трудом могут собрать. Нынешние орбиты слишком тесны, чтобы массивные предшественники чёрных дыр никогда не взаимодействовали со своими небольшими спутниками, но одновременно слишком широки для обычного исхода такого взаимодействия. Новое исследование предлагает выход из противоречия: почти всё вещество массивной звезды могло покинуть двойную систему, не унеся с собой достаточно углового момента, чтобы спутники сблизились и слились.
Gaia BH1 и Gaia BH2 входят в пока очень небольшую группу спящих чёрных дыр, найденных космическим телескопом Gaia. Такие объекты почти не поглощают вещество соседней звезды, поэтому не формируют яркий аккреционный диск и практически не заметны в рентгеновском диапазоне. Gaia обнаружила невидимых компаньонов по небольшим изменениям движения обычных звёзд под действием чужой гравитации. Последующие наблюдения позволили подтвердить , что речь идёт именно о чёрных дырах.
Gaia BH1 находится примерно в 1560 световых годах от Земли и имеет массу около 9,3 массы Солнца. Рядом обращается звезда массой примерно 0,93 солнечной, полный оборот занимает около 186 дней. В Gaia BH2 чёрная дыра весит примерно 8,9 массы Солнца, спутник сопоставим с Солнцем по массе, а орбитальный период достигает 1277 дней.
Главная загадка начинается с прошлого обеих систем. Чтобы получить чёрную дыру массой около девяти солнечных, первоначально нужна гораздо более массивная звезда. После ухода с главной последовательности такой объект раздувается во много раз и приближается к границе своей полости Роша, области, внутри которой вещество удерживается гравитацией самой звезды. После пересечения границы наружные слои начинают перетекать к компаньону.
Для пары с настолько неравными массами стандартная модель предсказывает крайне бурное развитие. Небольшой спутник не способен принять огромный поток вещества, перенос массы становится неустойчивым, а обе звезды оказываются внутри общей газовой оболочки. Трение быстро отнимает орбитальную энергию, поэтому компоненты либо сливаются, либо после выброса оболочки остаются на гораздо более тесной орбите.
Gaia BH1 и Gaia BH2 не соответствуют ни одному из двух вариантов. Спутники каким-то образом пережили расширение массивных звёзд, но после взаимодействия сохранили периоды в сотни и более тысячи дней. Именно такое сочетание заставляет пересматривать не само существование чёрных дыр, а физику переноса массы в крайне неравных двойных системах.
Авторы новой работы смоделировали развитие пар с помощью программы MESA и изменили одно из ключевых предположений. В традиционных расчётах вещество часто считается выброшенным из окрестностей меньшей звезды, которая принимает поток от массивного донора. Газ в таком случае уносит много удельного углового момента, орбита быстро сжимается и система движется к слиянию.
Исследователи рассмотрели противоположный режим, при котором не менее 95% потерянного вещества покидает систему с удельным угловым моментом, характерным для центра масс массивной звезды-донора. Такой газ забирает значительно меньшую долю орбитального углового момента. В результате расстояние между компонентами почти не уменьшается, а при некоторых параметрах даже растёт.
Расчёты показали высокую чувствительность результата к тому, откуда именно уходит вещество. Если более примерно 6% выбрасываемой массы получает высокий удельный угловой момент, характерный для окрестностей меньшего компаньона, перенос становится неустойчивым. При преимущественном выбросе со стороны донора модель, напротив, воспроизводит широкие орбиты Gaia BH1 и Gaia BH2 для целого диапазона начальных условий.
Показателен рассчитанный путь к системе, похожей на Gaia BH2. Модель начинается со звезды массой 20 Солнц и спутника массой около одного Солнца с периодом обращения 1300 дней. Примерно через девять миллионов лет массивная звезда раздувается, после чего начинается интенсивный перенос вещества продолжительностью около 100 тысяч лет.
За короткий по звёздным меркам период донор теряет почти десять солнечных масс, причём пиковая скорость переноса достигает 0,0038 массы Солнца в год. После удаления большей части водородной оболочки звезда сжимается и прекращает отдавать вещество. В конце расчёта остаётся гелиевое ядро массой около 9,7 солнечной и небольшой спутник на орбите с периодом примерно 1221 день, очень близким к наблюдаемой конфигурации Gaia BH2.
Физический механизм такого выброса пока не установлен. Авторы рассматривают несколько возможностей, включая мощную потерю массы из-за непрозрачных подповерхностных слоёв массивной звезды, преимущественно полярные выбросы, очень разные размеры полостей Роша, медленное вращение донора и возвращение части потока обратно на массивную звезду. Современные одномерные модели не способны полностью описать гидродинамику подобных процессов, поэтому предложенный сценарий пока остаётся правдоподобным объяснением, а не доказанной историей Gaia BH1 и Gaia BH2.
Расчёты популяции дали ещё один интересный результат. При определённой геометрии потери вещества модель допускает существование порядка 100 тысяч систем, похожих на Gaia BH1 и Gaia BH2, в диске Млечного Пути с орбитальными периодами от 100 до 1500 дней. Стандартный сценарий с общей оболочкой подобных систем в таком диапазоне периодов практически не создаёт. Оценка сильно зависит от выбранной модели и не означает, что в Галактике уже подтверждены десятки тысяч таких объектов.
Третья найденная Gaia спящая чёрная дыра, Gaia BH3, выглядит иначе. Объект массой около 33 Солнц обращается вместе со старой звездой по значительно более широкой орбите, поэтому массивный предшественник мог вообще избежать тесного взаимодействия со спутником. Gaia BH3 находится примерно в 1926 световых годах от Земли и стала самой массивной известной чёрной дырой звёздного происхождения в Млечном Пути, обнаруженной таким способом.
Предложенная физика может оказаться важной не только для чёрных дыр. Похожая потеря вещества способна влиять на формирование широких двойных систем с нейтронными звёздами и белыми карликами, звёзд Вольфа-Райе и маломассивных рентгеновских двойных. Если дальнейшие наблюдения подтвердят подобный механизм, астрономам придётся скорректировать расчёты целых популяций двойных звёзд.
Проверить идею помогут новые находки. Gaia завершила научные наблюдения 15 января 2025 года, накопив более трёх триллионов измерений примерно двух миллиардов звёзд и других объектов. Четвёртый каталог Gaia DR4, основанный на 66 месяцах наблюдений, ожидается в декабре 2026 года. В него должны войти данные примерно о 2,7 млрд источников, включая значительно улучшенные решения для двойных систем. Если Gaia BH1 и Gaia BH2 представляют не редкие исключения, а многочисленный класс скрытых объектов, следующий массив данных может показать, насколько часто звёздным системам удаётся пережить эволюцию, которая по старым моделям должна была закончиться слиянием.