Формирование звездного скопления в гигантском молекулярном облаке, воспроизведенное моделированием. Это изображение основано на моделировании. Синие точки представляют отдельные звезды. Темный и яркий цвет обозначают температуру газа (холодную и горячую). Фото: Митико Фуджи и Такааки Такеда.
Совместное исследование под руководством Митико Фуджи из Токийского университета демонстрирует возможный механизм образования черных дыр промежуточной массы в шаровых скоплениях, звездных скоплениях, которые могут содержать десятки тысяч или даже миллионы плотно упакованных звезд.
Первое в истории моделирование формирования массивных скоплений по звездам показало, что достаточно плотные молекулярные облака, «родильные гнезда» звездных скоплений, могут рождать очень массивные звезды, которые превращаются в черные дыры промежуточной массы. Результаты были опубликованы в журнале Science.
«Предыдущие наблюдения показали, что некоторые массивные звездные скопления (шаровые скопления) содержат черную дыру промежуточной массы (ЧДМ)», — объясняет Фуджи мотивацию исследовательского проекта. «ЧДМЧД — это черная дыра с массой 100–10000 солнечных масс. До сих пор не было убедительных теоретических доказательств существования ЧДМЧД с массой 1000–10000 солнечных по сравнению с менее массивными (звездная масса) и более массивными. (сверхмассивные)».
Родильные гнезда могут вызывать в воображении образы тепла и спокойствия. Не так обстоит дело со звездами. Шаровые звездные скопления формируются в суматохе. Различия в плотности сначала заставляют звезды сталкиваться и сливаться. Поскольку звезды продолжают сливаться и расти, гравитационные силы растут вместе с ними.
Повторяющиеся столкновения звезд в плотной центральной области шаровых скоплений называются «убегающими столкновениями». Они могут привести к рождению очень массивных звезд с массой более 1000 солнечных. Эти звезды потенциально могут эволюционировать в IMBH. Однако предыдущие моделирования уже сформировавшихся скоплений показали, что звездные ветры уносят большую часть их массы, оставляя их слишком маленькими. Чтобы выяснить, смогут ли IMBH «выжить», исследователям нужно было смоделировать скопление, пока оно еще формировалось.
«Моделирование формирования звездного скопления было сложной задачей из-за его стоимости», — говорит Фуджи.
«Мы впервые успешно выполнили численное моделирование образования шаровых скоплений, моделируя отдельные звезды. Решая отдельные звезды с реалистичной массой для каждой, мы смогли реконструировать столкновения звезд в плотно упакованной среде. Для этого моделирования мы разработали новый код моделирования, в котором мы могли бы интегрировать миллионы звезд с высокой точностью».
В моделировании неконтролируемые столкновения действительно привели к образованию очень массивных звезд, которые превратились в черные дыры промежуточной массы. Исследователи также обнаружили, что соотношение масс между скоплением и IMBH соответствует наблюдениям, которые изначально послужили мотивацией для проекта.
«Наша конечная цель — смоделировать целые галактики путем разрешения отдельных звезд», — говорит Фуджи.
«Все еще сложно смоделировать галактики размером с Млечный Путь путем разрешения отдельных звезд с использованием доступных в настоящее время суперкомпьютеров. Однако можно смоделировать галактики меньшего размера, такие как карликовые галактики. Мы также хотим нацелиться на первые скопления, звездные скопления, образовавшиеся в ранняя Вселенная — это также места, где могут рождаться IMBH».
Информация от: Токийским университетом
