Компьютерное моделирование показывает, что не каждая «нормальная» звезда (астрономы называют ее звездами главной последовательности), пройдя ~40 млн км в сверхмассивной черной дыре массой в 1 млн масс Солнца, будет рассеяна чудовищными приливными силами. Интересно, что это зависит явно не от массы звезды, а от чего-то другого.
Что происходит, когда звезда подходит слишком близко к сверхмассивной черной дыре?
Тогда произойдет явление приливного нарушения TDE (англ. аббревиатура: Tidal Disruption Event) . Астрономов интересует, почему одни звезды разрушаются, а другие могут пережить такое близкое столкновение со сверхмассивной черной дырой, лишь слегка потрескавшись.
Чтобы выяснить его динамику, астрономы создали симуляцию, которую они запустили на суперкомпьютере, и протестировали восемь звезд главной последовательности с разными массами. Эти звезды были спроецированы на сверхмассивную черную дыру, масса которой в 1 миллион раз превышает массу Солнца. Результаты оказались удивительными.
Использовались модели звезд от 0,15 до 10 масс Солнца. Все звезды были направлены так, чтобы сверхмассивная черная дыра прошла примерно в 24 миллионах миль (38,4 миллиона км) от нас.
Параметры моделирования. Звезды главной последовательности разных масс проходят сверхмассивную черную дыру массой 1 миллион масс Солнца на расстоянии 24 миллиона миль (38,4 миллиона км).
Хорошая новость заключается в том, что звезда с массой Солнца (1 M ʘ ) пережила такое близкое столкновение. Аналогично было со звездами с массами 0,15 M ʘ , 0,3 M ʘ и 0,7 M ʘ. С другой стороны, звезды с массами 0,4 Mʘ , 0,5 Mʘ , 3 Mʘ и 10 Mʘ полностью распались – часть стала межзвездным веществом, а часть была поглощена черной дырой.
Откуда взялась эта несовместимость?
Исследователи поняли, что размер звезды определяет не то, переживет ли она столкновение с черной дырой, а ее внутреннюю плотность. Подробности можно увидеть в видеоролике, подготовленном НАСА под названием Суперкомпьютерное моделирование тестирует черные дыры, разрушающие звезды
В приведенном выше моделировании желтый цвет соответствует самой высокой плотности, а синий — самой низкой.
Эти модели были подготовлены Таехо Рю (Институт астрофизики Макса Планка, Гархинг, Германия). Это первое моделирование, сочетающее общую теорию относительности Эйнштейна с реалистичными моделями плотности звезд.
Эти симуляции помогут астрономам оценить, как часто происходит полный приливный распад звезд во Вселенной, и их цель — получить более точную картину этого явления.
Три момента в моделировании приливного разрушения восьми звезд главной последовательности (звездные массы в верхнем левом углу каждого квадрата) через сверхмассивную черную дыру массой 1 миллион M. Белая стрелка указывает на «X», что означает текущее положение звезды на орбите сближения. Для звезд с массами 0,15 Mʘ , 0,3 Mʘ , 0,4 Mʘ каждая сторона квадрата соответствует диаметру Солнца, для 0,5 Mʘ , 0,7 Mʘ , 1 Mʘ – удвоенному диаметру Солнца, а для 3 Mʘ , 10 Mʘ , - в десять раз больше диаметра Солнца. Сохранились звезды с массами 0,15 M , 0,3 M , 0,7 M , 1 M .ʘ. Звезды с массами 0,4 Mʘ , 0,5 Mʘ , 3 Mʘ и 10 Mʘ были уничтожены . В этой симуляции желтый цвет соответствует самой высокой плотности, а синий — самой низкой.
