Считается, что в центре большинства галактик находится сверхмассивная черная дыра, что по сути является способом вселенной сказать: «У меня очень большой аппетит». Эти огромные объекты могут весить в миллионы или даже миллиарды раз больше Солнца, создавая одни из самых сильных гравитационных сред, известных нам, — достаточно сильных, чтобы превратить звезду в спагетти, если вам нравится такая метафора.

Когда звезда проходит опасно близко к одной из таких черных дыр, разрушение не всегда происходит немедленно. Некоторые звезды переживают столкновение и возвращаются за добавкой, порождая новую вспышку света каждый раз. Эти события, известные как повторяющиеся частичные приливные разрушения (rpTDE), позволяют астрономам наблюдать, как одна и та же звезда неоднократно обкусывается одной и той же черной дырой. Широкоугольные обзоры неба делают это возможным, сканируя большие области неба и отслеживая объекты, чья яркость меняется — как космическое реалити-шоу.

Однако некоторые из этих систем остаются загадкой. Вместо того чтобы производить похожие вспышки при каждом возвращении, они становятся все тусклее — как неудачный сиквел, который теряет обороты. В течение многих лет теоретические модели с трудом объясняли это поведение.

Новое исследование астрофизиков из Сиракузского университета предполагает, что ключом может быть ранее недооцененное свойство звезды: как быстро она вращалась до своей первой близкой встречи с черной дырой. Исследование, опубликованное в The Astrophysical Journal, возглавила аспирантка Ананья Бандопадхьяй, а также постдокторант Бенджамин Аменд и доцент Эрик Коглин, все с факультета физики, а также сотрудники из других учреждений.

В стандартном событии приливного разрушения (TDE) гравитация черной дыры настолько сильно меняется поперек звезды, что звезда полностью разрывается. Обломки падают к черной дыре, выделяя свет в течение дней или месяцев. Черные дыры сами по себе не излучают свет, но TDE временно поставляет материал, который освещает область — своего рода космический фонарик.

Не каждая встреча заканчивается полным разрушением. Если звезда проходит достаточно близко, чтобы потерять только часть своей массы, это частичное TDE. В повторяющемся частичном TDE выжившее ядро остается на орбите и возвращается для новых близких встреч, сбрасывая больше материала каждый раз. Эти прохождения могут происходить с интервалом в несколько месяцев или несколько лет.

Количество сброшенного материала зависит от внутренней структуры звезды. Бандопадхьяй сравнивает звезду малой массы с воздушным безе — она становится все более восприимчивой к приливным силам. Звезда большей массы более сконцентрирована к центру, имеет луковичную структуру, теряя свои внешние слои, в то время как ядро остается стабильным, поэтому потеря массы со временем уменьшается.

Эти структурные различия помогают объяснить, почему rpTDE развиваются по-разному, но одно наблюдение было особенно озадачивающим: из примерно 10 повторяющихся систем, найденных на сегодняшний день, в четырех вспышки становятся все тусклее. Казалось бы, естественно предположить, что меньшее количество сброшенного материала означает более слабые вспышки, но предыдущие симуляции показали обратное — даже при меньшей потере массы пиковая яркость оставалась примерно одинаковой.

«Мы были озадачены этим в течение двух лет», — говорит Бандопадхьяй.

Их более ранняя работа выявила еще одно следствие приливных сил: они создают крутящий момент, раскручивая звезду быстрее после каждой встречи. Это увеличение вращения меняет скорость, с которой сброшенный материал падает обратно к черной дыре. Хотя материала возвращается меньше, он делает это за более короткое время, сохраняя пиковую скорость падения — и, следовательно, предсказанную яркость вспышки — примерно постоянной.

Чтобы воспроизвести затухающие вспышки, исследователям понадобился «новый ингредиент»: звезда, уже быстро вращающаяся до своей первой встречи. Их новые симуляции показывают, что такую звезду нельзя сильно раскрутить во время последующих прохождений. Без большого увеличения вращения время падения остается постоянным, поэтому по мере того, как сбрасывается меньше материала, пиковая скорость падения падает, и вспышка становится тусклее — что соответствует наблюдениям.

Но почему звезда, приближающаяся к сверхмассивной черной дыре, уже