Є розрахунки, згідно з якими масивні зірки можуть закінчувати своє життя не у вигляді наднових, але відразу формувати чорну діру без яскравого оптичного спалаху. Автори статті, про яку сьогодні йтиметься, представляють результати першого систематичного пошуку подібної зірки за допомогою телескопа «Хаббл».
Термін життя зірки і механізм її загибелі практично повністю визначається масою зірки. Найлегші зірки, близько половини маси Сонця, можуть жити трильйони років, тобто більше сучасного віку Всесвіту. Вичерпавши ресурси для термоядерної реакції, тихо згасають, стаючи спочатку червоними карликами, потім коричневими карликами, а потім просто охолонулим кулею з гелію і водню.
Зірки, співмірні з Сонцем по масі або трохи важчі, в кінці свого життя стають нестабільними. Вони скидають частину оболонки, які ми потім називаємо планетарними туманностями, в центрі яких знаходиться білий карлик - проеволюціонувало ядро зірки, в якому також не йдуть реакції термоядерного синтезу.
Ще більш масивні зірки горять відносно недовго, всього кілька сотень мільйонів років, і коли ядро вигоряє, зовнішня оболонка зірки обрушується всередину, породжуючи гігантський викид енергії, який ми називаємо спалахом надновою. У теорії зірки близько 10-15 мас Сонця повинні залишати нейтронну зірку на місці вибуху. Найвідоміший приклад такої еволюції - це нейтронна зірка і Крабовидна туманність на місці спалаху наднової 1054 року. Після вибуху ще більш важких зірок повинні залишатися чорні діри.
Потрібно відразу визнати, що назви багатьох явищ в астрономії не відповідає тому, що відбувається в реальності: спалахи нових зірок відбуваються в результаті передачі речовини від дуже старої зірки до не дуже старої, але все-таки літньої; у той час як спалах надновий - це взагалі руйнування і смерть зірки, коли все, що залишається від неї - це пульсар або нейтронна зірка (яка і зіркою-то не є, тому що в ній не йде термоядерна реакція). До цієї плутанини треба звикнути і з нею змиритися.
Історично спостереження спалахів наднових зірок - це певним чином віхи в історії людства. Найбільш ранні спостерігалися ще Гіппархом. Спалах 1006 року спостерігався одночасно китайськими, арабськими та європейськими астрономами, що згодом допомогло привести до спільного знаменника хронологію різних народів. Спалахи 1572 і 1604 років пощастило спостерігати молодими астрономами Тихо Браге і Йоганну Кеплеру відповідно. Нарешті, саме систематичне спостереження спалахів наднових типу Ia дозволило достовірно встановити, що наш Всесвіт розширюється з прискоренням, і це в свою чергу принесло авторам дослідження, Солу Перлмуттеру, Брайану П. Шмідту і Адаму Ріссу, Нобелівську премію з фізики за 2011 рік
На сьогоднішній день астрономи зафіксували понад 6520 наднових і при цьому лише одиниці спостерігалися безпосередньо до вибуху. На жаль, ніякого способу передбачити їх появу не існує. Все, що зараз можливо - це максимально швидко наводити телескопи на те місце, де цей вибух зафіксований службами безперервного стеження. Таким чином, вихідну масу зірки, що вибухнула, ми можемо виміряти тільки побічно, по енергії вибуху і хімічному складу оболонки, що розлітається. Це дає не дуже точні результати, але і їх достатньо, щоб помітити одну особливість - майже всі вибухи наднових повинні бути у зірок масою до 16 сонячних. А куди діваються спалахи наднових від найбільших зірок?
Такі спалахи повинні бути досить рідкісними, але в той же час надзвичайно яскравими, так що за кілька десятиліть спостережень повинна була накопичитися достатня вибірка таких подій. Однак, це не відбувається. Одна з теорій, що пояснюють такий спостережний факт, передбачає, що вигоряння легких елементів в центрі зірки і утворення залізного ядра призводить до гравітаційного колапсу зовнішньої оболонки, як і у менш масивних зірок. Однак гравітація настільки сильна, що шокова хвиля, яка повинна йти від ядра назовні і породити вибух і перенесення енергії з центру, не утворюється і вся речовина провалюється в чорну діру зі слабким спалахом у видимій частині світу або взагалі без такої.
У статті Томаса Рейнолдса, Моргана Фрейзера і Джерарда Гілмора, опублікованій в, астрофізики вирішили скористатися архівними даними космічного телескопа «Хаббл», щоб спробувати знайти довколишні галактики, в яких за час роботи телескопа з'явилися ділянки, які зменшили свою яскравість, але водночас там не було зафіксовано спалаху звичайного наднового, а значить, є ймовірність, що на місці масивної зірки сформувалася чорна діра.
Методика пошуку наступна: шукаються галактики, які цілком потрапляють в кадр ширококутної камери «Хаббла», але не настільки маленькі, щоб було неможливо розрізнити окремі зірки. Потім залишають тільки ті галактики, які потрапляли в поле зору телескопа не менше трьох разів. Далі в справу вступили астрофізичні міркування - досліджувані галактики повинні бути орієнтовані до нас обличчям, а не руба, щоб розрізняти більше зірок. Крім того, якщо вже ми шукаємо масивні зірки, які, як відомо, живуть не дуже довго, то має сенс відсіяти всі галактики, де зіроутворення вже давно не йде (а значить всі червоні надгіганти давним-давно проеволюціонували). Прорідивши таким чином вихідний список з 2665 галактик, автори залишили тільки 15, з якими почали працювати більш щільно.
Зображення пізніших кадрів цих галактик були спеціально погіршені таким чином, щоб відповідати характеристикам найпершої камери (камери космічного телескопа «Хаббл» модернізувалися кілька разів). Після цього, накладаючи кадри один, на одного вчені шукали ділянки, які мали однакову зоряну величину на ранніх кадрах і значно більшу зоряну величину (тобто тьмяніше) на пізніх кадрах.
Коли були знайдені перші потенційні кандидати в «тихі наднові», виникли непередбачені складнощі: щоб бути впевненим, що перед нами подібна зірка, треба дізнатися її масу, а це можливо тільки якщо точно виміряти її зоряну величину (тобто блиск) і відстань до галактики, в якій вона знаходиться. І ось з відстанями виникли проблеми - вони вимірені досить точно за мірками тих астрофізиків, які займаються еволюцією галактик або розширенням Всесвіту. Але цього недостатньо, коли потрібно встановити відстань до якоїсь окремої зірки. А неправильна вибрана відстань може дати абсолютно нереальні результати: або зірка виявиться занадто легкою і за всіма законами повинна ставати звичайною надновою, або занадто масивною - і значить взагалі не може існувати.
Щоб бути послідовним, для всіх галактик у вибірці використовували відстані, вимірені за зміною зоряної величини цефеїд - змінних зірок, чия періодичність зміни світності прямо залежить від маси. А в тих випадках, де це було можливо, відстані уточнили, додавши відстані, визначені за спалахами стандартних наднових.
Наступна проблема пошуку подібних масивних зірок полягає в тому, що до 1998 року систематичний пошук наднових не проводився. Такі системи, як Catalina Real Time Transient Survey, Palomar Transient Survey, Lick Observatory SN Search, PanSTARRS-1, ASAS-SN і вітчизняна мережа автоматизованих телескопів МАЙСТЕР з'явилися пізніше. А значить є шанс, що відповідний кандидат буде не шуканою зіркою потрібної маси, яка сколапсирувала в чорну діру без викиду речовини та енергії, а всього лише банальним незареєстрованим спалахом надновою.
У фінальну вибірку, представлену в статті, увійшли тільки шість джерел, лише одне з яких (що знаходиться в галактиці NGC3021) достовірне настільки, що самі автори говорять про нього, як про «твердого кандидата». Багато це чи мало? Провести стандартну статистичну перевірку неможливо - оскільки ми не знаємо всіх тонкощів фізики процесу утворення таких чорних дір, то будемо змушені внести стільки припущень і припущень, що отримана оцінка буде дуже далекою від реальності. Автори запропонували альтернативний варіант - вони підрахували кількість наднових, які утворюються при гравітаційному колапсі зірок порівнянної маси на тій же площі неба і за той же період спостереження. Таких вибухів виявилося всього два. Якщо припустити, що без утворення наднової помирають близько чверті зірок схожої маси, то всього один кандидат - це приблизно стільки, скільки і очікувалося.
На завершення статті Рейнолдс з колегами розмірковують про можливі помилки у своїх розрахунках. Вони показують, що кандидат з галактики NGC3021 не може бути ні змінною зіркою, ні просто пропущеною надновою - через велику кількість доступних знімків. А значить, в «особі» цього кандидата ми, швидше за все, дійсно спостерігали освіту чорної діри практично в реальному часі. І цілком можна очікувати, що подальші дослідження за допомогою «Хаббла» та інших архівних знімків дозволять відкрити більше чорних дір зведеної маси, які досі існували тільки в теоретичних викладках вчених, але не спостерігалися ще жодного разу.