8 Minutės
2023 m. gravitacinių bangų observatorijos užfiksavo susidūrimą, kuris buvo toks neįprastas, kad atrodė prieštaraujantis fizikos taisyklėms, kuriomis remiasi astronomai. Signalas, pažymėtas GW231123, atkeliavo iš maždaug septynių milijardų šviesmečių atstumo ir nešė požymius, primenančius juodąsias skyles, kurios pagal standartinę žvaigždžių evoliucijos teoriją neturėtų egzistuoti. Šis atradimas sukėlė plačias diskusijas tarp gravitacinių bangų fizikų, astrofizikų ir specialistų, nagrinėjančių masių bei sukimosi parametrus juodųjų skylių populiacijose.
Susijungimas, iššūkį metęs astrofizikai
Kai astrofizikai išanalizavo GW231123 bangos formą ir parametrų skirstinius, jie aptiko du netikėtus bruožus: komponentinės juodosios skylės atsidūrė vadinamojoje porinės nestabilumo (pair-instability) masės spragoje, o jų sukimosi greitis, pagal modelių parametrus, buvo artimas šviesos greičiui. Toks masės ir sukimosi derinys kėlė rimtą painiavą. Pagal standartinę masyvių žvaigždžių teoriją, žvaigždės, kurios pradeda gyvybę turėdamos maždaug 70–140 Saulės masių, turėtų patirti porinės nestabilumo supernovą (pair-instability supernova). Ši bėganti branduolinė grandinė sukuria elektronų–pozitronų porų, „suminkština" žvaigždės vidinę pusiausvyrą ir sukelia sprogiminį išsiveržimą, kuris gali visiškai sunaikinti žvaigždę be kompaktinio liekanos.
Standartiniai paaiškinimai šiam paradoksui siūlė egzotiškesnius susidarymo kelius: kartotinius susijungimus tankiuose žvaigždžių spiečiuose arba hierarchinį augimą, kai ankstesni juodųjų skylių susidūrimai suformuoja sunkesnes, antros kartos juodąsias skyles. Tokie scenarijai yra įmanomi ir tam tikrose aplinkose gali paaiškinti itin masyvius likučius. Tačiau būtent šie keliai dažnai atsitiktinai orientuoja sukimosi vektorį ar suvelia sukimosi komponentus, todėl tikimybė, kad viename įvykyje susidurtų dvi masyvios ir greitai besisukančios juodosios skylės, yra menkesnė. Be to, hierarchinių susidarymų modeliai dažnai prognozuoja heterogeninę masių ir sukimosi paskirstymo struktūrą, kurios GW231123 parametrai ne visai atitiko.
.avif)
Ką simuliacijos praleido: magnetiniai laukai
Problemos sprendimą peržiūrėjo tyrėjų grupė iš Flatiron instituto Kompiutacinės astrofizikos centro (Center for Computational Astrophysics), įtraukdama svarbų ingredientą, kuriuo iki tol dažnai buvo mažai rūpinamasi arba jis buvo supaprastinamas: magnetizmą. Ankstesniuose skaitiniuose modeliuose dažniausiai dėmesys sutelkiamas į gravitaciją ir branduolinę sintezę, o magnetiniai laukai dažnai buvo apibūdinami paprastais parametrais arba visiškai ignoruojami dėl skaičiavimo sudėtingumo. Flatiron komanda atliko didelės skiriamosios gebos magnetohidrodinamines (MHD) simuliacijas, sekdama labai masyvią žvaigždę — pradine mase maždaug 250 Saulės masių — per visą paskutinių gyvenimo etapų raidą ir galutinį gravitacinį žlugimą, ypač detalizuodama magnetinius laukus likusiame akrecijos diske aplink branduolį.
Šių naujų MHD simuliacijų rezultatas pakeičia dalį įprasto pasakojimo. Po vėlyvųjų branduolinių degimo stadijų mūsiškių modeliuota žvaigždė neteko daug išorinių sluoksnių ir prie kolapso svėrė maždaug 150 Saulės masių — t. y. praktiškai tiesorinėje riboje, esančioje porinės nestabilumo masės spragoje. Branduoliui sugriuvus susidarė jaunai gimusi juodoji skylė, ją supo tankus, greitai besisukantis akrecijos diskas, pro kurį praėjo ir buvo sustiprintas stiprus magnetinis laukas.
Modelyje magnetiniai laukai buvo ne tik nedidelė korekcija: magnetohidrodinamika (MHD), įskaitant magneto-rotacinę nestabilumą (MRI) ir magnetinių verčių amplifikaciją per diferencialinį sukimosi poveikį, sukėlė reikšmingus masės pernešimo ir momento perdavimo procesus. Tokie procesai iki šiol buvo pernelyg supaprastinti daugelyje žvaigždžių evoliucijos ir branduolio kolapso modelių, todėl jų poveikis galėjo būti nepakankamai įvertintas, kai aiškinamos gravitacinių bangų detekcijos ir juodųjų skylių populiacijos savybės.
Magnetinis slėgis: paslėptas moderatoriumi
Stiprūs magnetiniai laukai diske veikia kaip papildomas slėgio šaltinis ir kaip variklis masės bei momento išstūmimui. Vietoje to, kad visa liekamoji masė spiralės forma patektų į susiformavusią juodąją skylę, magnetiniai vėjai ir plazmos išmetimai gali pašalinti reikšmingą akrecijos disko dalį — simuliacijos rodo, kad iki pusės disko masės gali būti išmesta greitais, kartais net reliatyvistiniais greičiais. Tokia masės nuostolio mechanika žymiai sumažina galutinį juodosios skylės svorį, todėl objektai, kurie kitu atveju atsidurtų porinės nestabilumo spragoje, gali nukristi į leistinus masių intervalus.
Be masės praradimo, magnetiniai sukimo momentai (magnetic torques) efektyviai ištraukia kampinį momentą iš formuojančios juodosios skylės ar disko. Tai reiškia, kad pradinis aukštas sukimosi greitis gali būti reikšmingai sumažintas: energija ir momentas gali būti išnešti tolimaisiais magnetiniais laukais arba panaudoti žaibo panašioms išmetimo struktūroms ir srautams paleisti. Simuliacijos parodo sisteminį ryšį: stipresni magnetiniai laukai linkę generuoti lengvesnes, lėčiau besisukančias juodąsias skyles, o silpnesni laukai leidžia susidaryti sunkesniems ir greičiau besisukantiems likučiams. Taip susiformuoja masės–sukimosi (mass–spin) koreliacija, kuri gali natūraliai paaiškinti GW231123 netikėtas savybes, nereikalaujant retų arba itin tikėtinų susidarymo istorijų.
Tokie magnetiniai procesai taip pat turi gilias technines implikacijas modeliuojant žvaigždžių mirtis: reikia aukštos skiriamosios gebos, įtraukti realistišką MHD, vertinti magnetinio lauko geometriją (pavienis dipolis prieš daugialypį, chaotišką laukų tinklą) ir suprasti, kaip mikrofiziniai reiškiniai, pavyzdžiui, neutrino aušinimas ar branduolinių reakcijų būklė, sąveikauja su magneta pagrįstais išmetimais.
Observaciniai testai ir platesnės pasekmės
Vienas patrauklus magnetinių vėjų scenarijaus bruožas yra tas, kad jis pateikia testuojamas prognozes, kurias galima patikrinti multimessenger astronomijos priemonėmis. Tie patys magnetiškai varomi išmetimai, kurie nuskina masę nuo kolapsuojančios žvaigždės, turėtų generuoti aukštos energijos tranzientus — trumpalaikius gama spindulių pliūpsnius (short gamma-ray bursts) arba kitus elektromagnetinius atitinkamus signalus, kai jie prasiveržia per žvaigždės apvalkalą. Jei ateityje ruošiami gravitacinių bangų atradimai, kuriuose bus nustatytos porines nestabilumo spragoje esančios, aukšto sukimosi juodosios skylės, bus susieti su trumpais gama spindulių signalu ar kitu aukštos energijos radimu, tai stipriai paremtų magnetinį interpretacijos modelį.
Platesne prasme, šis darbas pabrėžia, kad žvaigždžių magnetizmas turėtų būti traktuojamas kaip pirmojo laipsnio veiksnys modeliuojant juodųjų skylių gimimą. Įtraukus magnetinius laukus į populiacijų sintezės modelius, galima tikėtis skirtingų masių ir sukimosi pasiskirstymų nei iki šiol laikyta standartiniu. Tai suteikia naują diagnostinį įrankį: išmatuodami tiek masę, tiek sukimosi parametrus daugelyje juodųjų skylių susijungimų, mokslininkai gali atsekti magnetinių procesų pėdsakus ir taip kartografuoti didžiųjų žvaigždžių magnetinių laukų pasiskirstymą antrajame ar ankstyvame Visatos etapais.
Praktinė tyrimų eiga apima keletą krypčių:
- statistinė analizė: surinkti pakankamai daug juodųjų skylių susijungimų, kad galėtume patikimai nustatyti masės–sukimosi koreliacijas ir atskirti magnetinių procesų pėdsakus nuo hierarchinių susidarymų ar kitų formavimo kanalų;
- multimessenger stebėjimai: koordinuoti gravitacinių bangų detektorių (LIGO, Virgo, KAGRA ir ateities generacijų) aptikimus su greitais gama ir righiųjų bangų observatorijomis, kad būtų galima sugauti galimus elektromagnetinius atitikmenis;
- detalesnės simuliacijos: plėsti MHD modelius į platesnį parametrinį erdvę, įtraukiant skirtingą metalobiškumą, pradines sukimosi sąlygas ir binarinius sąveikavimus, nes visi šie faktoriai gali moduluoti galutinį rezultatą;
- laboratorinis ryšys: tobulinti teorinius aprašymus apie magnetinės energijos transformaciją į kinetinę ir radiacinių išmetimų generavimą, kad būtų aiškiau nustatyti, kokie EM signalai yra realistiškai prognozuojami.
Reikia pabrėžti ir tam tikrus apribojimus: magnetinių laukų stiprumas žvaigždėse, ypač labai masyvių, vis dar yra stipriai priklausomas nuo pradinės žvaigždės evoliucijos, nuo rotacijos, masės praradimo vėjais ir nuo galimų binarinių sąveikų. Taip pat numeriniai modeliai su dideliu erdviniu ir laiko skiriamumu reikalauja milžiniškų kompiuterių resursų, o fizikos baimės (pvz., neutrino transportas, reliatyvistinės korekcijos) įtraukimas didina sudėtingumą. Vis dėlto šie nauji rezultatai rodo, kad magnetika negali būti ignoruojama, jei siekiama tiksliai interpretuoti gravitacinių bangų atradimus ir sudaryti išsamią juodųjų skylių populiacijų istoriją.
Ekspertų įžvalga
„Šios simuliacijos atskleidžia, kokios netvarkingos gali būti tikros žvaigždžių mirties situacijos,“ — aiškina d-р Mira Patel, astrofizikė, tyrinėjanti kompaktiškų objektų formavimąsi. „Magnetiniai laukai čia nėra tik smulkus pataisymas — jie gali esmingai pakeisti, ar žvaigždė paliks po savęs juodąją skylę ir kokiu greičiu ta juodoji skylė suksis. Stebėjimų prasme tai suteikia mums aiškius požymius, kurių verta ieškoti: masės, atsiduriančios spragoje, susietos su tam tikromis sukimosi reikšmėmis, ir galimai sutampančios gama spindulių kibirkštys.“
Augant gravitacinių bangų katalogams ir tobulėjant multimessenger sekimui — atsakų laikas greitėja, žemės ir kosminių observatorijų jautrumas didėja — tyrėjai turės vis daugiau galimybių patikrinti, ar magnetinis formavimasis žvaigždžių kolapse yra taisyklė ar išimtis. Jei šis mechanizmas bus patvirtintas, magnetiniai vėjai galėtų išspręsti vieną iš aštriausių paradoksų, kurį sukėlė GW231123, ir pakeisti mūsų supratimą apie paskutinį masyvių žvaigždžių gyvenimo aktą. Tai turėtų pasekmių ne tik teorinei astrofizikai, bet ir praktinei strategijai, kaip planuojami stebėjimai, kurių tikslas — sieti gravitacines bangas su elektromagnetiniais atitikmenimis ir atskleisti didžiųjų žvaigždžių magnetinių laukų istoriją Visatoje.
Šaltinis: sciencealert
Palikite komentarą