Несмотря на свой древний возраст, некоторые звёзды, вращающиеся вокруг сверхмассивной чёрной дыры в центре Млечного Пути, кажутся обманчиво молодыми. Но в отличие от людей, которые могут выглядеть моложе своего возраста, эти звёзды выглядят молодыми по весьма мрачной причине. Они съели своих соседей.

Это результат нового исследования учёных Северо-Западного университета. Используя собственную модель, астрофизики проследили судьбу 1000 смоделированных звёзд, вращающихся вокруг центральной сверхмассивной черной дыры нашей галактики, Стрельца А* (Sgr A*).

Центр Млечного Пути — динамичный регион. Гравитационное воздействие Стрельца А* заставляет звёзды двигаться по своим орбитам с огромными скоростями. Количество звёзд, сосредоточенных в центре галактики, превышает миллион. В области расположенной в пределах 0,1 парсека от чёрной дыры, малое количество звёзд способно «выжить» без повреждений.

Иллюстрация орбит звёзд, близких к Стрельцу А* — сверхмассивной чёрной дыре в центре Млечного Пути. Источник: ESO / L. Calçada / Spaceengine.org

Этот регион настолько густонаселён звёздами, что они часто подвергается столкновениям. Около 10% звёзд ядерного звёздного скопления Млечного Пути сталкиваются с другими звёздами, прежде чем покинуть главную последовательность. Столкновения преимущественно затрагивают гравитационно связанные звёзды, которые вращаются быстрее всего и расположены в областях с наибольшей звёздной плотностью.

«Ближайшая к нашему Солнцу звезда находится примерно в четырёх световых годах. Такое же расстояние от Sgr A* занимают более миллиона звёзд. Это невероятно плотный регион. Кроме того, наша сверхмассивная чёрная дыра обладает огромной гравитационной силой», — рассказала Санаи С. Роуз, возглавлявшая исследование.

Столкновения между звёздами главной последовательности являются обычным явлением в радиусе одной десятой парсека нашей сверхмассивной чёрной дыры. Моделируя эффекты этих столкновений, авторы увидели, что «выжившие» после столкновений могут потерять массу и стать звёздами с малой массой, или же могут слиться с другими звёздами и стать массивными и с виду помолодевшими. Варьируя начальную плотность и модель столкновения, учёные охарактеризовали эволюцию плотности звёзд за 10 миллиардов лет. Они обнаружили, что старые популяции демонстрируют разрыв профиля плотности около 0,1 парсек, в то время как мелкие профили плотности сохраняют свою первоначальную форму за пределами 0,01 парсек.

В модели было использовано упрощенное описание профиля звёздной плотности и динамики вокруг Sgr A*, но включены эффекты столкновений звёзд. Авторы приняли в модели условия, типичные для галактического ядра Млечного Пути, но их можно адаптировать к ядрам других галактик.

Код использует статистический подход к коллизиям. Он вычисляет вероятность столкновения до тех пор, пока не достигнет 10 миллиардов лет, или пока звезда не достигнет конца своего существования на главной последовательности, в зависимости от того, что произойдет раньше. При этом, два столкновения, произошедшие за один временной шаг, вполне возможны, хотя и маловероятны. Одна звезда из 20 000 в радиусе 0,1 парсек может испытать два столкновения за 10 миллиардов лет. 

Исследователи обнаружили, что результаты столкновений можно описать в трёх сценариях. Вблизи чёрной дыры разброс скоростей превышает скорость, необходимую для «убегания», что приводит к разрушительным столкновениям с большими потерями массы. В диапазоне от примерно 0,01 до 0,1 парсека столкновения являются обычным явлением и могут приводить к слияниям. Эти слияния приводят к образованию более массивных звёзд, чем их предшественники, и ускоряют их эволюцию в главной последовательности. За пределами 0,1 парсека столкновения происходят реже, но всё равно приводят к слияниям с небольшими потерями массы. В каждом случае столкновения истощают звёздную массу рядом с чёрной дырой.

В результате слияний образуются более яркие и «синие» звёзды, чем можно ожидать от популяции данного возраста. В дополнение к этим результатам, внутри ядра звёздного скопления могут присутствовать молодые звёзды, которые также могли претерпеть несколько столкновений и потерять часть своей массы. Как результат, эти звёзды имеют меньшую массу, то есть они «более красные» и менее яркие.

Дополнительно, оказалось, что более яркие и голубые «продукты слияния» могут затмить звёзды в своём окружении. Будущие исследования будут сосредоточены на изучении изменений в яркости звёзд в разных диапазонах, а также энергии, которую они излучают (болометрический профиль). Это будет реализовано в более сложных моделях, которые учитывают движение вещества и эволюцию звёзд. Следующей целью учёных будет понять, как меняются яркость и тепловое излучение этих звёзд после слияния.