Звёзды, которые тяжелее нашего Солнца в десятки раз, умирают не так, как думали раньше. Компьютерное моделирование показало: их ядро часто не вспыхивает сверхновой, а быстро схлопывается в чёрную дыру. Это как суфле: середина внезапно проваливается, и почти всё тесто уходит в воронку, лишь несколько капель выплёскиваются наружу. Так и звезда: большая часть вещества падает в неё, а не разлетается.
В 23 симуляциях гибели звезды в 18 случаях дыра возникала до того, как взрыв успевал сбросить внешние слои. И это происходило для звёзд в 19–60 раз тяжелее Солнца. Раньше думали, что так проваливаются лишь самые тяжёлые, но симуляции показали, что это не так.
Самое удивительное: итоговая масса чёрной дыры слабо связана с размером углеродного ядра. Лёгкая звезда может породить дыру тяжелее, чем массивная. Симуляции показали: даже после провала часть вещества вырывается, создавая тусклую вспышку. Её свет, огибая дыру, превращается для наблюдателя в призрачное кольцо.
как её написали авторы, на английском arXiv:2605.01405
Black hole supernovae (BHSNe), the term we use for core-collapse events in which black hole (BH) formation occurs after shock revival but before the explosion is complete, have emerged as a natural outcome of multidimensional simulations as these calculations have been extended to seconds after bounce. Yet they remain one of the least studied outcomes of core collapse. Here, we assess whether they are confined to the most compact and massive progenitors, whose birth rates are low, or whether they arise systematically across a wider range of progenitor structures. We perform 23 long-term axisymmetric core-collapse simulations of progenitors spanning 19.51-60$$\,M_\odot$$ and compactnesses $$0.31 \lesssim \xi_{2.5} \lesssim 0.63$$. We find 18 BHSN outcomes across nearly the full ZAMS mass range considered, corresponding to progenitors with $$0.40 \lesssim \xi_{2.5} \lesssim 0.63$$. BH formation occurs between $$\sim0.7$$ s and $$\sim4.4$$ s after bounce. After BH formation, we continue the evolution with an excision treatment to at least 5000 s. The final explosion energies span $$\sim2\times10^{49}$$-$$3\times10^{51}$$ erg, while the final BH gravitational masses span $$\sim3$$-$$26\,M_\odot$$. We find a clear remnant-mass trend with CO-core mass, but show that the CO core alone is not an adequate proxy for the final BH mass, especially for progenitors at the low- and high-mass ends of the CO-core distribution. Except for the highest CO-core mass models, no single spherical mass coordinate cleanly separates ejecta from remnant material. Finally, a 2D axisymmetric and a 3D model are compared as we discuss differences between the two geometries.
Масса чёрной дыры может достигать 26 солнечных — это как если бы девять миллионов таких планет, как Земля, сжали в невидимую точку, вокруг которой свет заворачивается в кольцо.