Две системы со спящими чёрными дырами сохранили неожиданно широкие орбиты там, где по расчётам звёзды должны были либо столкнуться, либо сблизиться намного больше.

Две спящие чёрные дыры Gaia BH1 и Gaia BH2 находятся в системах, которые традиционные модели развития звёзд не могут объяснить. Современные орбиты слишком узкие для того, чтобы массивные предки чёрных дыр не взаимодействовали со своими меньшими спутниками, однако одновременно слишком широкие для типичного результата такого взаимодействия. Недавнее исследование предлагает решение: большая часть вещества массивной звезды могла покинуть двойную систему, унеся недостаточно углового момента, чтобы спутники сблизились или объединились.

Gaia BH1 и Gaia BH2 составляют небольшую группу неактивных чёрных дыр, выявленных космическим телескопом Gaia. Такие объекты почти не притягивают вещество от соседней звезды, поэтому не образуют яркий диск аккреции и остаются практически невидимыми в рентгеновском спектре. Телескоп Gaia обнаружил их благодаря небольшим отклонениям в движении обычных звёзд под влиянием гравитации невидимого компаньона. Последующие наблюдения подтвердили, что это действительно чёрные дыры.

Gaia BH1 расположена приблизительно в 1560 световых годах от нас и имеет массу около 9,3 солнечных масс. Вокруг неё обращается звезда массой примерно 0,93 солнечной массы с периодом оборота около 186 дней. В системе Gaia BH2 чёрная дыра весит около 8,9 солнечных масс, её спутник сопоставим по массе с нашим Солнцем, а время полного оборота составляет 1277 дней.

Главная загадка кроется в прошлом этих систем. Для образования чёрной дыры массой примерно в девять раз больше Солнца необходима первоначально намного более массивная звезда. После завершения основного этапа эволюции такой объект увеличивается в размерах многократно и приближается к границе своей полости Роша — области, где вещество удерживается его собственной гравитацией. Когда граница пересекается, внешние слои начинают перетекать к соседней звезде.

Для пары со столь различными массами стандартная теория предсказывает очень бурный процесс развития. Небольшой спутник не может принять огромный поток материала, передача массы становится неустойчивой, и оба объекта оказываются окружены общей газовой оболочкой. Трение быстро уменьшает орбитальную энергию, поэтому звёзды либо сливаются, либо после выброса оболочки остаются на намного более близкой орбите.

Gaia BH1 и Gaia BH2 не соответствуют ни одному из этих сценариев. Спутники каким-то образом пережили расширение массивных предков, но сохранили орбитальные периоды в несколько сотен и более тысячи дней. Именно это необычное сочетание требует переоценки физики передачи массы в сильно несбалансированных двойных системах.

Авторы исследования смоделировали развитие таких пар, используя программу MESA, и изменили одно из главных допущений. В стандартных расчётах вещество обычно выбрасывается из окрестностей маленькой звезды, которая получает поток от её более массивного соседа. Газ в этом случае забирает большой удельный угловой момент, орбита быстро сокращается и система движется к объединению.

Учёные исследовали противоположный сценарий, при котором не менее 95% потерянного материала покидает систему с удельным угловым моментом, характерным для центра массивной звезды-донора. Такой газ забирает гораздо меньшую долю орбитального углового момента. В результате расстояние между компонентами почти не изменяется, а при определённых условиях даже увеличивается.

Расчёты продемонстрировали высокую зависимость итогов от того, откуда именно выбрасывается материал. Если более примерно 6% теряемого вещества обладает высоким удельным угловым моментом, типичным для окрестностей маленького компаньона, передача становится неустойчивой. При преимущественном выбросе со стороны донора модель воспроизводит широкие орбиты Gaia BH1 и Gaia BH2 для широкого диапазона начальных условий.

Пример расчётного пути к системе, напоминающей Gaia BH2, особенно показателен. Расчёт начинается со звезды массой 20 Солнц и спутника массой около одного Солнца с периодом 1300 дней. Примерно через девять миллионов лет массивная звезда расширяется, и начинается интенсивная передача массы, продолжающаяся около 100 тысяч лет.

За короткий по звёздным меркам период донор теряет почти десять солнечных масс, достигая пиковой скорости передачи 0,0038 солнечной массы в год. После удаления большей части водородной оболочки звезда сжимается и прекращает отдавать материал. По завершении расчёта остаётся гелиевое ядро массой около 9,7 солнечной массы и маленький спутник на орбите с периодом примерно 1221 день, что очень близко к наблюдаемой конфигурации Gaia BH2.

Физический механизм такого выброса пока остаётся неясным. Исследователи рассматривают несколько вариантов, включая интенсивную потерю массы из-за непрозрачных внутренних слоёв массивной звезды, выбросы в основном от полюсов, значительные различия в размерах полостей Роша, медленное вращение донора и возврат части потока на массивную звезду. Современные одномерные модели не способны полностью описать гидродинамику таких процессов, поэтому предложенный сценарий остаётся разумным объяснением, но не доказанной историей Gaia BH1 и Gaia BH2.

Расчёты численности показали ещё один интересный результат. При определённой конфигурации выброса вещества модель допускает наличие около 100 тысяч похожих систем в диске Млечного Пути с орбитальными периодами от 100 до 1500 дней. Стандартный сценарий с общей оболочкой создаёт очень мало систем в таком диапазоне периодов. Эта оценка сильно зависит от выбранной модели и не означает, что в Галактике уже найдены десятки тысяч таких объектов.

Третья спящая чёрная дыра, выявленная Gaia — Gaia BH3, представляет собой другой случай. Этот объект массой около 33 Солнц обращается вокруг старой звезды по значительно более широкой орбите, поэтому её массивный предшественник мог полностью избежать тесного взаимодействия со спутником. Gaia BH3 находится примерно в 1926 световых годах от нас и является самой массивной известной чёрной дырой звёздного происхождения в Млечном Пути, обнаруженной таким методом.

Предложенный механизм может быть важен не только для чёрных дыр. Аналогичная потеря вещества способна влиять на образование широких двойных систем с нейтронными звёздами и белыми карликами, звёзд Вольфа-Райе и маломассивных рентгеновских двойных. Если будущие наблюдения подтвердят подобный процесс, астрономам потребуется пересчитать характеристики целых популяций двойных звёзд.

Помощь в проверке этой идеи придёт от новых открытий. Gaia завершила научные наблюдения 15 января 2025 года, собрав свыше трёх триллионов измерений примерно двух миллиардов звёзд и иных объектов. Четвёртый каталог Gaia DR4, основанный на 66 месяцах сбора данных, будет представлен в декабре 2026 года. Он будет содержать информацию примерно о 2,7 млрд источников с существенно уточненными сведениями о двойных системах. Если Gaia BH1 и Gaia BH2 составляют не редкие исключения, а многочисленную группу скрытых объектов, следующий набор данных может продемонстрировать, насколько часто звёздным системам удаётся избежать слияния, которое по старым расчётам должно было неминуемо произойти.