Почему чёрные дыры «не хотят» весить 45 Солнц экспресс
Свежий урожай гравитационных волн принёс загадку. Детекторы LIGO, Virgo и KAGRA поймали десятки сигналов от сливающихся чёрных дыр, и на графике их масс зияет провал: объектов тяжелее 45 Солнц почти нет, а те, что есть, крутятся подозрительно быстро. Кто-то говорит — звёзды-гиганты взрываются слишком «чисто», не оставляя после себя ничего. Но есть и другая мысль: чёрные дыры теряют вес ещё до рождения, в тесном танце с соседкой.
Две звезды кружатся рядом, как фигуристы, держащиеся за руки. Одна раздувается, её внешние слои перетекают на соседку. Если передача идёт щедро — больше половины вещества уходит, — то первая звезда остаётся голым ядром. Потом она сжимается в чёрную дыру, но уже лёгкую: не 50 Солнц, а хорошо если 30. Второй акт — обратная передача, но уже скупая, почти без потерь. Вторая звезда набирает массу, однако её потолок задан другим законом — тем самым «взрывом-самоубийцей», который не оставляет после себя ничего тяжелее 45 Солнц.
В итоге в паре почти не бывает двух тяжёлых чёрных дыр. Та, что поменьше, редко переваливает за 45 Солнц — её «объели» ещё в детстве. Та, что побольше, может дорасти до предела, но не выше. Так рождается ложный «провал масс», который так похож на след от особых взрывов. Различить сценарии помогут будущие сигналы: если в провале найдутся чёрные дыры с быстрым вращением в одну сторону или, наоборот, с ленивым вращением — значит, дело не во взрывах, а в том, как звёзды делили вещество.
Оригинальная аннотация
как её написали авторы, на английском arXiv:2604.18676
The recent O4a release from the LIGO-Virgo-KAGRA collaboration, which significantly increased the number of gravitational-wave (GW) detections, reveals features with potentially important astrophysical implications. One notable example is a hint of the so-called pair-instability mass gap. In particular, the observed decline in the number of black holes (BHs) with mass above 45 Msun, together with indications of possibly higher spins for BHs above this threshold, has been interpreted by Antonini et al. and Tong et al. as evidence for pair-instability supernovae. In this work, we investigate whether mass transfer in binary systems can produce BH components' mass distribution that mimics the pair-instability limit. We use both the population synthesis code StarTrack and a simple semi-analytical framework to highlight the impact of mass transfer efficiency on the BH masses. We find that efficient mass transfer (over 50%) during the first Roche-lobe overflow, followed by a highly non-conservative second mass transfer phase, naturally limits the mass of the first-born BH and produces a cutoff that mimics a mass gap. While the upper mass limit for the more massive BH is increased through accretion during the first mass-transfer phase and is ultimately set by the pair-instability limit, the less massive BH is limited to the stripped primary mass. As a result, the fraction of systems in which the less massive BH exceeds 45 Msun is negligible. While the pair-instability mass gap is a plausible interpretation of current GW data, similar features can naturally arise from binary evolution. Future detections will help distinguish between these scenarios. In particular, a predominance of positive effective spins or low-spin events within the gap would challenge the pair-instability interpretation and instead support a binary-interaction origin for high-mass BHs.
Провал масс между 45 и 60 массами Солнца называют «разрывом парной нестабильности»: в этом диапазоне звезда перед смертью так раскаляется, что её ядро не просто сжимается, а разносит самоё себя без остатка.