Astronomové však znají také podivnější variantu. Některé hvězdy projdou kolem černé díry jen o trochu dál. Přijdou o část svých vnějších vrstev, jejich jádro ale přežije. Protože zároveň zůstávají na vázané oběžné dráze, po několika měsících nebo letech se ke stejné černé díře vrátí. A celé se to odehraje znovu.
Takové události se označují jako opakované částečné slapové destrukce, repeating partial tidal disruption events neboli rpTDE. Astronomové dnes znají přibližně deset kandidátních systémů. U čtyř z nich se ale objevila zvláštnost, kterou dosavadní modely nedokázaly dobře vysvětlit: každý další záblesk je slabší než předchozí.
Nové hydrodynamické simulace publikované v The Astrophysical Journal nyní nabízejí řešení. Klíčem možná není samotná černá díra, ale vlastnost hvězdy ještě před jejím prvním ničivým průletem. Musela se velmi rychle otáčet.
Černá díra nemusí hvězdu spolknout, aby ji téměř zničila
Supermasivní černé díry v centrech galaxií mají hmotnosti milionů až miliard Sluncí. Z dostatečné vzdálenosti kolem nich může hvězda obíhat podobně jako Země kolem Slunce. Problém nastává, když se přiblíží k takzvanému slapovému poloměru.
Gravitační síla totiž na hvězdu nepůsobí rovnoměrně. Strana obrácená k černé díře je přitahována silněji než vzdálenější strana. Jak se rozdíl zvětšuje, začne hvězdu natahovat.
Pokud pronikne příliš hluboko, může být úplně zničena. Pokud však hranici pouze „lízne“, odnese si černá díra jen část jejích vnějších vrstev.
Odtržený materiál se protáhne do dlouhého proudu. Část unikne, část zůstane gravitačně vázána a vrací se směrem k černé díře. Právě padající materiál se zahřívá a vytváří jasný záblesk, díky němuž můžeme celou událost pozorovat ze vzdálených galaxií.
Zbytek hvězdy mezitím pokračuje po oběžné dráze.
Pokud její dráha znovu vede nebezpečně blízko černé díry, dostane další zásah. A další. Některé dnes známé systémy už takto zazářily mnohokrát; u objektu ASASSN-14ko bylo pozorováno více než dvacet opakujících se vzplanutí.
MOHLO BY SE VÁM TAKÉ LÍBIT
Astronomové čekali, že každý další záblesk bude slabší. Modely tvrdily něco jiného
Na první pohled není slábnutí záhadné. Při každém průletu přijde hvězda o část materiálu. U dostatečně hmotných hvězd je hmota koncentrovaná více směrem ke středu, takže první setkání odstraní hlavně vnější vrstvy a při dalších průletech se černé díře podaří odtrhnout stále méně.
Méně odtržené hmoty by mělo znamenat méně materiálu padajícího k černé díře. A tedy slabší záblesk. Jenže když fyzikové tento proces podrobně nasimulovali, jednoduché vysvětlení nefungovalo.
Předchozí modely ukázaly, že slapové síly při každém průletu hvězdu nejen zbavují hmoty, ale také ji roztáčejí. Čím rychleji hvězda rotuje, tím rychleji se část odtrženého materiálu následně vrací k černé díře.
Celkové množství padající hmoty tedy klesá, ale dostává se zpět během kratšího času. Oba efekty se částečně vyruší a maximální rychlost přísunu materiálu – a tím i předpokládaná jasnost záblesku – zůstává překvapivě podobná.
Pozorování však v několika systémech říkala něco jiného. Záblesky skutečně postupně slábly. „Tahle otázka nás mátla dva roky,“ popsala vedoucí studie Ananya Bandopadhyayová ze Syracuse University.
Co když se hvězda rychle otáčela už předtím?
Bandopadhyayová a její kolegové proto do simulace přidali něco, co předchozí výpočty většinou zanedbávaly: počáteční rotaci hvězdy.
Modelovali hvězdy hlavní posloupnosti o hmotnosti nejméně přibližně jednoho Slunce, které opakovaně prolétaly kolem černé díry o hmotnosti milionu Sluncí. Potom měnili rychlost i směr jejich rotace. Rozdíl byl zásadní.
Pokud hvězda před prvním setkáním prakticky nerotovala, černá díra ji během dalších průletů stále více roztáčela. Přesně jako v předchozích modelech se tím zkracovala doba návratu odtržené hmoty a záblesky zůstávaly podobně jasné.
Když ale hvězda už od začátku rychle rotovala stejným směrem, jakým obíhala černou díru, další slapová setkání její rotaci měnila mnohem méně. Doba návratu odtrženého materiálu proto zůstávala přibližně stejná. A protože hvězda při každém průletu ztrácela stále méně hmoty, množství materiálu padajícího v jednom okamžiku k černé díře postupně klesalo.
Výsledkem byly právě stále slabší záblesky, které astronomové pozorují. Simulace nejlépe reprodukovaly tento efekt u hvězd rotujících rychlostí odpovídající řádově desítkám procent rychlosti, při níž by odstředivá síla začala hvězdu sama trhat. Jenže tím vzniká nová otázka. Proč by se obyčejná hvězda ještě před setkáním s černou dírou otáčela tak rychle?
Možná kdysi nebyla sama
Odpověď může ležet v události, která se odehrála dávno před prvním pozorovaným zábleskem. Hvězda původně mohla být součástí velmi těsné dvojhvězdy.
Když dvě hvězdy obíhají dostatečně blízko sebe, slapové síly mohou jejich rotaci synchronizovat s oběžnou dobou. Podobný proces známe u Měsíce, který k Zemi stále obrací stejnou stranu. U velmi těsné dvojhvězdy ale může být oběžná doba krátká, a obě hvězdy se proto musejí kolem vlastní osy otáčet velmi rychle.
Pak se celý pár přiblíží k supermasivní černé díře. Její gravitační pole dokáže dvojhvězdu roztrhnout. Jedna hvězda může být katapultována pryč obrovskou rychlostí, zatímco druhá přijde o část své orbitální energie a skončí na těsné dráze kolem černé díry.
Tento proces se nazývá Hillsův mechanismus, podle astronoma Jacka G. Hillse, který jej popsal už v roce 1988. Najednou se podaří vysvětlit dvě podivnosti současně.
Hvězda má velmi krátkou oběžnou dobu kolem supermasivní černé díry, přestože zachytit jednotlivou hvězdu na tak těsnou dráhu není snadné. A zároveň se mimořádně rychle otáčí, protože předtím byla slapově uzamčena v těsné dvojhvězdě.
MOHLO BY SE VÁM TAKÉ LÍBIT
Jedna hvězda uteče. Druhá dostane možná desítky rozsudků smrti
Hillsův mechanismus vytváří zvláštní kosmickou dvojici osudů. Jedna z původních hvězd může opustit centrum galaxie rychlostí stovek až tisíců kilometrů za sekundu a stát se takzvanou hyperrychlou hvězdou. Její partner zůstane.
Jenže dráha zachycené hvězdy může být extrémně protáhlá. V nejvzdálenějším bodě se pohybuje relativně daleko od černé díry, ale při každém oběhu se znovu vrátí téměř až ke slapové hranici.
První setkání tedy nemusí být nešťastná náhoda. Je to začátek cyklu. Černá díra při každém návratu odstraní další část hvězdy, materiál vytvoří nový záblesk a přeživší jádro pokračuje dál.
Kolikrát může tento proces zopakovat, záleží mimo jiné na hmotnosti a vnitřní stavbě hvězdy. Dřívější simulace ukazují, že hmotnější a centrálně koncentrované hvězdy mohou ztrátu několika procent své hmotnosti přežít opakovaně, zatímco méně hmotné a méně koncentrované hvězdy mohou být po několika průletech destabilizovány a nakonec úplně zničeny. Záblesky jsou tak vlastně jednotlivými kapitolami mimořádně pomalé katastrofy.
Jeden známý případ se vrátil téměř po třech letech
Představa opakované částečné destrukce není pouze výsledkem simulací. V roce 2020 astronomové zaznamenali událost AT2020vdq, která vypadala jako slapová destrukce hvězdy. Přibližně o 947 dní později se stejné galaktické jádro dramaticky znovu rozjasnilo.
Spektrum druhého vzplanutí neslo velmi podobné široké emisní čáry jako první. Pravděpodobnost, že by na téměř stejném místě náhodně skončily dvě různé hvězdy ve dvou nezávislých slapových událostech, byla velmi malá. Astronomové proto AT2020vdq interpretovali jako jednu hvězdu, která první setkání přežila a vrátila se.
Tento konkrétní systém zároveň ukazuje, proč nelze vytvořit jediné pravidlo pro všechny rpTDE. Jeho druhý záblesk totiž nebyl slabší. Naopak byl dramaticky jasný.
Jiné systémy se chovají jinak. Některé postupně slábnou, jiné mohou zesílit nebo vykazovat nepravidelný vývoj. Nový model rychle rotující hvězdy proto není univerzálním vysvětlením všech opakovaných záblesků.
Je řešením jedné konkrétní skupiny. A právě díky rozdílům mezi jednotlivými případy mohou astronomové zpětně zjišťovat, jaké hvězdy kolem černých děr skutečně obíhají.
Slábnoucí záblesk může vyprávět příběh, který začal dvěma hvězdami
Tady se nový model stává mnohem zajímavějším než pouhé vysvětlení změny jasnosti. Astronom při pozorování vzdálené galaxie vidí několik bodů na světelné křivce. Galaktické jádro se rozjasní. Za několik měsíců nebo let se rozjasní znovu. Potom potřetí, tentokrát o něco méně.
Hvězdu samotnou prakticky nemůže vidět. Přesto mohou změny jasnosti obsahovat informaci o tom, jak rychle rotuje, jak je vnitřně stavěná a dokonce jak se před dlouhou dobou dostala k černé díře.
Právě poslední bod považují autoři studie za zvlášť zajímavý. Pokud potřebná rychlá rotace skutečně pochází z těsné dvojhvězdy rozdělené Hillsovým mechanismem, postupně slábnoucí rpTDE představují nepřímou stopu procesu, který je jinak mimořádně obtížné pozorovat přímo.
Podobný mechanismus se navíc používá jako jedno z vysvětlení původu některých hvězd na velmi těsných drahách kolem Sagittarius A*, supermasivní černé díry v centru naší vlastní Galaxie. Pozorování vzdálené umírající hvězdy tak může pomoci pochopit také podivné hvězdné okolí černé díry vzdálené od nás jen asi 26 000 světelných let.
Černá díra hvězdu nezabije. A právě proto se dozvíme víc
Úplná slapová destrukce je velkolepější. Hvězda přijde příliš blízko a během jediného setkání přestane existovat jako hvězda. Opakovaná částečná destrukce je ale z vědeckého hlediska v něčem cennější. Experiment se totiž opakuje.
Stejná černá díra působí znovu na stejnou hvězdu a astronomové mohou sledovat, jak se při každém průletu mění její reakce. Místo jediné fotografie dostávají několik snímků dlouhodobého procesu.
Nové simulace naznačují, že právě posloupnost slábnoucích záblesků může prozradit něco, co první vzplanutí samo odhalit nedokáže: že hvězda vstoupila do ničivé dráhy už roztočená téměř na hranici toho, co její struktura snese.
Její současný boj s černou dírou tak možná začal mnohem dříve. Kdysi existovaly dvě hvězdy obíhající těsně kolem sebe. Pak se přiblížily k černé díře. Jedna byla vystřelena pryč. Druhá zůstala. A od té chvíle se každých několik měsíců nebo let vrací na místo, kde z ní černá díra znovu ukrojí další kus.
MOHLO BY SE VÁM TAKÉ LÍBIT
Zdroje: Kód Enigma [1], The Astrophysical Journal – Bandopadhyay et al., „The Role of Stellar Spin in Repeating Partial Tidal Disruption Events“ [2], Syracuse University – „The Spin Behind Fading Black Hole Flares“ [3], Astronomische Nachrichten – Bandopadhyay et al., „Repeating Nuclear Transients From Repeating Partial Tidal Disruption Events“ [4], The Astrophysical Journal – Somalwar et al., „The First Systematically Identified Repeating Partial Tidal Disruption Event“ [5], arXiv – Bandopadhyay et al., „The Role of Stellar Spin in Repeating Partial Tidal Disruption Events“ [6], img AI generated
