Supermasywne czarne dziury (SMBH) charakteryzujące się masą od milionów do miliardów mas Słońca można znaleźć w centrach wszystkich dużych galaktyk. Są wszędzie, bezpośrednio związane ze swoimi galaktykami macierzystymi karmią się gwiazdami, są wyrzucane ze swoich galaktyk, a czasami nawet łączą się ze sobą. Niemniej jednak wciąż nie wiemy w jaki sposób powstają.
Powstaje zatem kolejne pytanie: w jaki sposób zatem powstają supermasywne gwiazdy? Ponownie natykamy się na ten sam problem: czy promieniowanie gorącego gazu wokół rosnącej gwiazdy nie odetnie dopływu gazu zanim gwiazda rozrośnie się do SMS? Mamy tutaj do czenienia z dwoma procesami: dostawy świeżego gazu (akrecja) oraz opadanie gazu na powierzchnię rosnącej gwiazdy (kontrakcja Kelvina-Helmholtza). Jeżeli proces opadania gazu na powierzchnie będzie się przeciągał gwiazda ulegnie kontrakcji i wzrośnie jej temperatura. Intensywne promieniowanie gorącej gwiazdy będzie wtedy w stanie zablokować dopływ otaczającego ją gazu. Autorzy przewidują, że jeżeli gwiazda będzie nabierała masy szybciej niż ~0.04 masy Słońca rocznie (swego rodzaju wartość graniczna tempa przyrostu), świeży gaz nie zdąży się ustabilizować na gwieździe, a będzie się nawarstwiał na jej powierzchni. Powierzchnia takiej gwiazdy będzie się zwiększała wraz ze wzrostem masy (etap 'superolbrzymiej protogwiazdy’). Zwiększanie rozmiarów skutkuje niemalże stałą niską temperaturą powierzchni (ok. 5000 K), tak więc promieniowanie emitowane przez gwiazdę nie będzie zbyt intensywne. Wydaje się, że oto mamy działający sposób tworzenia SMSów!
Ta sama grupa badawcza rozwija tą ideę w najnowszym artykule i zadaje pytanie: czy ten schemat powstawania SMSów jest realistyczny? Autorzy podchodzą do tematu rozważając wyizolowany obłok gazowy, z którego powstaje masywna gwiazda (SMSy mogą powstawać także w zderzeniach dwóch galaktyk). Wykorzystując symulacje numeryczne śledzą kolaps masywnego obłoku gazowego w małą gwiazdę otoczoną dużym dyskiem gazowym i obserwują jak szybko gaz z dysku opada na centralną gwiazdę.
Powyższy rysunek przedstawia gęstość powierzchniową gazu na różnych etapach symulacji. Grudkowata i włóknista gęstość gazu jest wyraźna na wszystkich ujęciach z uwagi na niestabilność grawitacyjną – to samo zjawisko, które może prowadzić do powstawania planet wokół gwiazdy. Zagęszczenia i włókna gazu ewoluują bardzo dynamicznie bezustannie powstając i ulegając zniszczeniu czy opadnięciu na gwiazdę.
Aby sprawdzić czy SMS może faktycznie powstać z takiego niejednorodnego dysku, spójrzmy jak szybko gaz opada na gwiazdę. Górny niebieski wykres na powyższym rysunku przedstawia ewolucję w czasie tempa wzrostu gwiazdy. Czarną przerywaną linią zaznaczono wyżej określoną wartość graniczną. Widzimy wyraźnie, że tempo wzrostu drastycznie się waha i bardzo często przekracza tą wartość, lecz uśrednione w aczasie wartości tempa wzrostu oznaczone przez czerwoną i zieloną linię w dużej mierze pozostają nad wartością graniczną.
Czy można zatem wierzyć uśrednionemu w czasie tempu nabierania masy? Czy gwiazda ulega kontrakcji i tym samym zatrzymuje swój wzrost gdy tempo spada poniżej wartości granicznej? Wstawiając tempo wzrostu (górna niebieska linia) do szczegółowego modelu ewolucji gwiazdy autorzy potwierdzili, że rzeczywiście powierzchnia gwiazdy rośnie monotonicznie utrzymując niską temperaturą mimo częstych spadków poniżej wartości granicznej. Wyniki wskazują, że tego rodzaju system gwiazda-dysk może faktycznie być miejscem powstawania SMSów.
Więcej informacji:
- artykuł naukowy – http://arxiv.org/abs/1511.06080
Źródło: Benny Tsang / astrobites / MNRAS