Czarne dziury o pośrednich masach (ang. intermediate mass black holes - IMBH) stanowią klasę czarnych dziur o masach w zakresie 100-100 000 mas Słońca (MSUN), które mogą wypełnić lukę między gwiazdowymi czarnymi dziurami (ang. black holes – BH), - powstałymi w wyniku śmierci masywnych gwiazd - a supermasywnymi BH - - które zamieszkują jądra galaktyk. IMBH umykały wszelkim wysiłkom obserwacyjnym, włożonym w ich wykrycie, aż do niedawnego wykrycia GW190521, źródła fali grawitacyjnej (ang. gravitational waves -GW) powstałego w wyniku połączenia dwóch czarnych dziur o masach gwiazdowych (BH) o łącznej masie około 150 MSUN. Odkrycie zostało dokonane w ramach współpracy LIGO-Virgo-Kagra.
Odkrycie GW190521 otworzyło nowe okno na badania fizyki BH, ponieważ można je uznać za pierwsze, niewątpliwe wykrycie BH o masach mieszczących się w zakresie IMBH. Poza tym GW190521 ma kilka osobliwości, które czynią to źródło jeszcze bardziej interesującym i ekscytującym. Po pierwsze, dwie BH, które uczestniczyły w fuzji, są masywne: mniej masywny składnik ma masę 66 MSUN, podczas gdy masa głównego składnika wynosi około 85 MSUN. Obie masy mieszczą się w specjalnym obszarze widma masowego BH, zwanym „górną luką masową”, gdzie zgodnie z naszą obecną wiedzą o ewolucji gwiazd nie oczekuje się tworzenia BH. Po drugie, efektywny parametr spinu, wielkość, która służy do oszacowania poziomu wyrównania dwóch wektorów spinu BH, jest bliski zeru, co sugeruje, że spiny dwóch BH są prawdopodobnie silnie niewspółosiowe lub BH wirują bardzo wolno. Po trzecie, możliwe jest, że dwie BH poruszały się po bardzo ekscentrycznych orbitach, co sugeruje, że GW190521 BH mogły połączyć się w gęstej gromadzie gwiazd.
W niedawnej pracy (owoc dużej międzynarodowej współpracy, w której uczestniczy również Mirosław Giersz z Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika PAN), przeanalizowano zestaw ponad 80 symulacji młodych, masywnych gromad, zawierających 110 000 gwiazd, w poszukiwaniu koalescencji BH. Poszukiwano fuzji podobnych do GW190521 i, bardziej ogólnie, fuzji z udziałem IMBH. W 80 symulacjach około 17 IMBH powstało w wyniku sekwencji zderzeń pomiędzy gwiazdami, które zbudowały najpierw bardzo masywną gwiazdę o masach ~ 200-400 MSUN, która później jest akreowana na BH o masie gwiazdowej. Jednak tylko w trzech przypadkach IMBH przechwytuje gwiezdną BH i ostatecznie łączy się z nią. Jednak w jednym nieoczekiwanym przypadku znaleźliono serię fuzji BH, prowadzących do ostatecznej fuzji binarnej BH o właściwościach przypominających te z GW190521.
Jeśli chodzi o fuzję podobną do GW190521, odkryto, że jest to produkt uboczny potrójnego łańcucha fuzji. Na początku dwie BH o masach gwiazdowych łączą się ze sobą, a reszta później przechwytuje kolejną BH i ponownie się łączy, pozostawiając BH o masie 70 MSUN. W międzyczasie inna BH uchwycił aczerwonego olbrzyma i akreowała część jego materii, osiągając masę 68 MSUN. Te dwie BH spotykają się razem po około 84 Myr i łączą się, pozostawiając IMBH o masie 138 MSUN.
Porównując ostateczny spin powstałej w wyniku potrójnej fuzji IMBH z wartością uzyskaną przy założeniu, że ta sama BH powstała z pojedynczej BH lub podwójnej BH oraz z wartością zmierzoną dla GW190521, stwierdzono, że scenariusze potrójnej i pojedynczej fuzji są najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem pochodzenie GW190521. Udało się zreprodukować własności GW190521 z prawdopodobieństwem około 70% w przypadku scenariusza pojedynczego i potrójnego, podczas gdy odsetek ten spada do około 50% w przypadku scenariusza podwójnej fuzji. Ma to ważne implikacje dla interpretacji fizycznej powstawania GW190521. Jeśli to źródło powstało w wyniku pojedynczej fuzji, musi to oznaczać, że BH o masach w tzw. „górnej przerwie masy” mogą powstać bez interwencji poprzednich fuzji BH, natomiast jeśli źródło powstało w scenariuszu potrójnej fuzji, oznaczałoby to że gromada, w której to nastąpiło, była niezwykle gęsta. W rzeczywistości, gdy dwie BH łączą się, resztka otrzymuje pchnięcie, które może nadawać prędkość nawet 1000 km/s. Te pchnięcia odrzutowe GW mogą wyrzucić pozostałość BH z gromady, przerywając w ten sposób łańcuch fuzji i zapobiegając możliwemu wzrostowi BH.
Posługując się numerycznymi, relatywistycznymi obliczeniami, pokazano, że aby zaistniał scenariusz potrójnej fuzji, klaster macierzysty powinien mieć masę co najmniej 100 000 MSUN i promień półmasy mniejszy niż 1-0,5 pc, warunek spełniony w kilku klastrach jądrowych i gęstych, masywnych gromadach młodych gwiazd, obserwowanych w lokalnym Wszechświecie.
Ten sam rodzaj analizy zastosowano do fuzji obejmującej cięższe IMBH w analizowanym modelu. Jednak, aby kontynuować analizę, musiano przyjąć założenia dotyczące wartości spinu IMBH. Wykazano, że pojedyncza fuzja z gwiazdową BH pozostawi wyraźny ślad na końcowym spinie IMBH, ale pozwoli bardzo wyraźnie odróżnić, czy IMBH ma niski czy wysoki spin podczas formowania. Przewidziano, że dzięki przyszłemu wykryciu fuzji pomiędzy masywnymi IMBH (o masach > 300 MSUN), a gwiazdowymi BH (takie obserwacje umożliwi planowane obserwatorium LISA), będzie można nałożyć silne ograniczenia na początkowe spiny IMBH, a na tej podstawie określić ścieżki formacji IMBH i środowiska w których powstają.
Ilustracja:
Szkic powstawania połączenia podobnego do GW190521 w jednej z symulacji. W górnym rzędzie dwie BHs z masami (17+28)M SUN przechodzi fuzję pierwszej generacji (Gen-1), której resztki pochłaniają towarzysza o masie 25 M SUN i przechodzą kolejne połączenie (Gen-2). Resztka, o masie ~70M SUN , jest pierwszym połączeniem trzeciej generacji (Gen-3), które przypomina GW190521. Podobnie, w dolnym rzędzie, gwiazda ciągu głównego i czerwony olbrzym łączą się, a produkt jest akreowany na gwiazdowe BHs, prowadząc do końcowej BH o masie 68 M SUN, która jest towarzyszem w systemie GW190521. Fuzja Gen-3 prowadzi do powstania BH o masie ~140M SUN, a więc w IMBH.
Dalsza lektura:
Arca Sedda M et al (2021), “Breaching the limit: formation of GW190521-like and IMBH mergers in young massive clusters”, https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021arXiv210507003A/abstract
