Моя жизнь в астрономии

В 2016 году в журнале УФН вышла моя статья о результатах исследования черных дыр в рентгеновских двойных системах и ядрах галактик, в которой такие итоги были описаны более подробно. В связи с открытием гравитационных волн от слияния черных дыр в двойных системах особенно остро встала проблема формирования тесных двойных черных дыр. Если рассматривать формирование тесных пар черных дыр из классических массивных тесных двойных систем, то оказывается, что здесь не все просто. Дело в том, что из формулы ОТО для излучения гравитационных волн двойной системой следует, что для формирования наблюдаемого гравитационно-волнового всплеска необходимо, чтобы начальное разделение А между двумя образовавшимися черными дырами было не более (40–50) R_☉. Лишь в этом случае две черных дыры успеют слиться за счет потери энергии на излучение гравитационных волн за время меньшее возраста Вселенной ~ 13,7 · 10⁹ лет. Для пар черных дыр с большим начальным разделением (A > (40 ÷ 50) R_☉) гравитационно-волновые всплески наблюдаться не будут, поскольку за время 13,7·10⁹ лет они не успеют слиться.

Но очень массивные звезды Главной последовательности, в недрах которых водород превращается в гелий и из которых образуются массивные черные дыры, обладают особенностями, затрудняющими формирование достаточно компактных пар черных дыр. Они имеют большие радиусы (R > 20 R_☉) и обладают весьма мощными звездными ветрами, что приводит к уменьшению их массы, если содержание металлов в их веществе достаточно велико, например близко к солнечному.

Большие начальные радиусы звезд – предшественников массивных черных дыр (в гравитационно-волновых двойных системах наблюдаются черные дыры массой до 80 М_☉) означают, что начальное разделение компонент в соответствующей «классической» тесной двойной системе должно быть весьма велико (A > 50 R_☉). В то же время радиальная потеря вещества звездами в виде звездного ветра (так называемая Джинсовская мода потери массы) приводит к тому, что разделение между компонентами двойной системы вековым образом возрастает и со временем может значительно превосходить критическое значение A = 50 R_☉. При этом из‑за значительной потери массы водородной оболочки звезды последняя не расширяется в процессе эволюции, не заполняет свою критическую полость Роша и в системе не происходит процесс переноса вещества от одной компоненты к другой, который мог бы приводить к сокращению разделения A между компонентами.

В итоге в процессе эволюции такой массивной тесной двойной системы (например, 100 М_☉ + 80 М_☉) образуется пара черных дыр с большим разделением A > 50 R_☉, для которой время слияния двух черных дыр больше возраста Вселенной и от которой всплеск гравитационных волн наблюдаться не может.

В 2017 году мы с А. В. Тутуковым опубликовали статью в «Астрономическом журнале», где рассмотрели различные механизмы потери углового момента при формировании двойных черных дыр. Одним из таких механизмов может быть торможение компонент массивной тесной двойной системы при их орбитальном движении в плотном межзвездном молекулярном облаке.

Поскольку влияние звездного ветра массивных звезд на эволюцию массивных тесных двойных систем весьма велико, важно корректно оценивать темпы потери массы массивных звезд, в том числе звезд Вольфа–Райе. Еще в 1990 году мной было отмечено, что из‑за клочковатости ветра звезд WR оценки темпа потери массы этими звездами, выполненные с использованием радио и инфракрасных наблюдений, завышены в три–пять раз. В настоящее время этот вывод является общепризнанным. В 2018 году в моей работе совместно с А. И. Богомазовым, В. М. Липуновым и А. В. Тутуковым, опубликованной в международном журнале New Astronomy, были рассмотрены сценарии эволюции массивных тесных двойных систем с различными темпами потери масс компонент, которые приводят к формированию тесных пар черных дыр. При этом использовались эволюционные расчеты с помощью Машины сценариев эволюции тесных двойных систем, развитые группой В. М. Липунова в 1990‑х годах.

Большие массы черных дыр (до 80 М_☉), открываемых с помощью гравитационно-волновой астрономии (по сравнению с массами черных дыр в рентгеновских двойных системах (4–20 М_☉), а также трудности с решением проблемы формирования достаточно тесных пар черных дыр вынуждают исследователей рассматривать несколько эволюционных сценариев формирования тесных пар черных дыр.

Это, во-первых, сценарий формирования двойных черных дыр из первичных черных дыр, возникших на ранних стадиях эволюции Вселенной. В этом сценарии нет ограничений на массы черных дыр. Во-вторых, это сценарий динамического формирования массивных тесных двойных систем из тройных систем звезд – членов плотных звездных скоплений. В-третьих, это сценарий эволюции химически однородных приливно деформированных массивных звезд в почти контактных двойных системах. И в-четвертых, это описанный нами выше классический сценарий эволюции тесных двойных систем с обменом масс между компонентами.