📄 Показана версия «Просто» — «Подробно» пока не готова. Добавьте ★ в избранное, если хотите её ускорить. Прошу разобрать полностью

Вода низвергается в пропасть, но часть её взлетает обратно — бурлит и пенится у самого края. Примерно так ведёт себя газ, стекающий на сверхмассивную чёрную дыру, когда его поток становится слишком плотным. В новом исследовании учёные проследили эту картину с помощью компьютерной симуляции. Они учли эффекты общей теории относительности — то, как чёрная дыра искривляет пространство и время вокруг себя.

В расчётах рассматривались дыры массой от ста тысяч до десяти миллионов солнц. Газ падал на них со скоростью, близкой к пределу Эддингтона — порогу, после которого давление света должно отталкивать вещество прочь. Судьба этого газа зависит от того, насколько тяжела центральная дыра. Если она не слишком массивна — до миллиона солнечных, — излучение, запертое во внутренней области, разгоняет часть газа и выбрасывает его через полюса узкими струями. Так возникает слоистая структура: потоки вещества текут и внутрь, и наружу.

Для более массивных дыр — свыше трёх миллионов солнечных — картина иная. Излучение уже не может пробить толщу падающего газа, и никаких выбросов не возникает. Вместо этого вокруг дыры постепенно формируется протяжённая оболочка. Она похожа на кипящую кастрюлю с плотной крышкой: газ в ней постоянно перемешивается, но почти не достигает горизонта событий. В обоих случаях на саму чёрную дыру попадает лишь около десяти процентов от того, что могло бы упасть при свободном падении. Остальное либо уносится прочь, либо застревает в оболочке.

Этот результат важен для понимания того, как растут сверхмассивные чёрные дыры в центрах галактик. Если вокруг дыры накапливается массивная оболочка, она может надолго скрыть её от наших телескопов. А потом, когда нагрев превысит критический порог, — вспыхнуть и выбросить накопленное вещество. Именно такие процессы, возможно, объясняют загадочную синхронизацию роста чёрных дыр и их галактик-хозяев.

Оригинальная аннотация

как её написали авторы, на английском arXiv:2605.24087

By performing a viscous hydrodynamics simulation in general relativity for super-Eddington accretion flows onto massive black holes of mass $$M=10^5$$--$$10^7M_\odot$$, we discuss a formation scenario for black hole-envelope systems. We consider the mass accretion rate of $$a^3/G \approx 1.5 \times 10^{25} (a/10\,\mathrm{km\,s^{-1}})^3$$\,g/s, comparable to the Eddington mass accretion rate of a $$10^7M_\odot$$ black hole, assuming that the gas temperature of the infalling matter is $$\lesssim 10^4$$\,K. Here, $$a$$ and $$G$$ denote the sound speed and gravitational constant. For the accretion flow, we set up a quasi-spherical Bondi-type flow in which radial inflow dominates over angular momentum in the distant region. It is found that (i) for low-mass black holes with $$M \lesssim 10^6M_\odot$$, a photon-trapped region forms in the inner region, and a significant viscous outflow driven near the polar region overcomes the ram pressure of the mass inflow, leading to an inflow-outflow structure; (ii) for massive black holes of $$M \gtrsim 3 \times 10^6M_\odot$$, the outflow is not launched, and a convective envelope around the black hole gradually develops; and (iii) irrespective of the black-hole mass, the mass accretion rate onto the black hole is of order 10\% of the Eddington accretion rate for reasonable values of the viscous coefficient. As the mass accretion rate onto the black holes is much lower than the mass growth rate of the envelope for low-mass black holes with $$M\lesssim 10^6M_\odot$$, the envelope mass is likely to increase until the total viscous heating rate exceeds the Eddington luminosity of the system, if the mass accretion rate is preserved to be high for $$\gtrsim 10^8 (M/10^7M_\odot)$$\,yrs.