Fig. 1
Nieuchwytne czarne dziury o masach pośrednich (ang. Intermediate mass balck holes, IMBH) mogą stanowić brakujące ogniwo pomiędzy czarnymi dziurami o masach podobnych do mas gwiazd oraz gigantycznymi, supermasywnymi czarnymi dziurami w jądrach galaktyk. Powstawanie i wzrost takich obiektów stanowią fascynujące tajemnice współczesnej astronomii, głównie ze względu na brak jednoznacznych dowodów potwierdzających samo istnienie IMBH. W nowym pakiecie numerycznych symulacji o wysokiej rozdzielczości, zwanych bazą danych klastrów DRAGON-II, międzynarodowy zespół astronomów, kierowany przez Manuela Arca Sedda odkrył, że IMBH mogą tworzyć się w młodych, gęstych i masywnych gromadach gwiazd. Członkiem zespołu jest Mirosław Giersz z Centrum im. M. Kopernika, PAN, w Warszawie.
Proces formowania przebiega poprzez złożoną kombinację połączeń masywnych gwiazd, interakcje między gwiazdami i gwiazdowymi BH (ang. black hole – czarna dziura) oraz zdarzenia koalescencji BH-BH (ryc. 1 i 2). Te bezprecedensowe symulacje uwzględniają dużą liczbę gwiazd (do 1 miliona) i układów podwójnych, frakcja (10-30%) wypełniająca lukę pomiędzy bezpośrednimi symulacjami N ciał i Monte Carlo. Symulowane gromady przypominają gromady obserwowane w Drodze Mlecznej, Obłokach Magellana i innych galaktykach w lokalnym Wszechświecie. „Nastoletnie” IMBH powstałe w wyniku tak złożonych zjawisk przechodzą burzliwe okresy w fazie, podczas której silne interakcje z innymi gwiazdami i gwiezdnymi BH mogą prowadzić do wyrzucenia IMBH z macierzystej gromady po stosunkowo krótkim czasie, rzędu kilkuset milionów lat, uniemożliwiając w ten sposób dalszy wzrost masy. Modele pokazują, że zarodki IMBH powstają naturalnie w wyniku energetycznych interakcji gwiazd w gromadach. Jest mało prawdopodobne, że staną się masywniejsze niż kilkaset mas Słońca, chyba, że gromada macierzysta jest wyjątkowo gęsta lub masywna.
Załączone dwa rysunki wyjaśniają, w jaki sposób powstają IMBH w omawianych symulacjach. Należy pamiętać, że w symulacjach wykorzystuje się do 1 miliona gwiazd, z czego 33% zostało początkowo sparowanych w układ podwójny. Są to rekordowe parametry, których nigdy dotąd nie osiągnięto w tej dziedzinie, i które ostatecznie pozwalają na połączenie tzw. symulacji N-ciałowych, bardzo dokładnych, ale wymagających obliczeniowo, z modelami Monte Carlo, mniej dokładnymi, ale wygodnymi obliczeniowo. Jeszcze kilka lat temu przeprowadzenie takich symulacji było praktycznie niemożliwe, dlatego autorzy chcą podkreślić takie wyzwanie obliczeniowe, obok wyzwania astrofizycznego, jakim jest zrozumienie, w jaki sposób (i czy w ogóle) powstają IMBH.
Rys. 2
Szczagółowe wyniki i dyskusja w artykułach:
zobacz też film, prezentujący symulacje:
