Teraz astronomom udało się prześledzić taki cichy zgon wyjątkowo dokładnie – na tyle, by złożyć go w spójny, fizyczny scenariusz, zamiast opierać się wyłącznie na modelach.
Gwiazda, która zniknęła
Obiekt nazwany M31-2014-DS1 znajdował się w Galaktyce Andromedy, około 2,5 mln lat świetlnych od Ziemi. Przez długi czas był jedną z jaśniejszych masywnych gwiazd w swoim otoczeniu – aż zaczęło się coś, co w astronomii brzmi jak zła wiadomość: w podczerwieni najpierw się rozjaśnił, a potem w krótkim czasie gwałtownie przygasł.
Kluczowy jest tu rytm zmian. Około 2014 roku pojawiło się wyraźne pojaśnienie w podczerwieni, a w 2016 roku nastąpiło szybkie ściemnienie – w skali mniej więcej roku gwiazda spadła daleko poniżej wcześniejszej jasności. Późniejsze obserwacje (2022–2023) dołożyły najbardziej filmową klamrę: w świetle widzialnym i bliskiej podczerwieni obiekt praktycznie zniknął, stając się około 10 000 razy słabszy w tych zakresach.
Nieudana supernowa, czyli gdy wybuch nie dochodzi do skutku
Standardowa opowieść o masywnych gwiazdach jest prosta: kończy się paliwo, rdzeń zapada się, powstaje fala uderzeniowa i następuje supernowa. Tyle że ta fala nie zawsze ma dość energii, by wyrzucić zewnętrzne warstwy w kosmos. W takim wariancie rdzeń nadal przegrywa z grawitacją, a wynik jest bezlitosny: tworzy się czarna dziura, ale bez fajerwerków typowych dla supernowej.
W przypadku M31-2014-DS1 wygląda na to, że właśnie tak się stało. Zamiast eksplozji nastąpiło łagodne, jak na kosmiczne standardy odrzucenie części otoczki – proces oceniany jako około tysiąc razy mniej energetyczny niż klasyczna supernowa. W praktyce: nie ma jednego, oślepiającego błysku, jest za to dłuższy ogon w podczerwieni, bo materia i pył wciąż świecą ciepłem.
Dlaczego wciąż coś świeci, skoro gwiazdy już nie ma?
Najciekawszy detal to mechanika dogaszania. Gdy rdzeń zapada się do czarnej dziury, zewnętrzne warstwy nie muszą po prostu runąć prosto do środka. W grę wchodzi konwekcja – burzliwy transport energii i materii w gigantycznych, niestabilnych warstwach gwiazdy. Ten ruch nadaje gazowi pęd i moment pędu, przez co część materii zaczyna krążyć, zamiast natychmiast spaść do środka.
To krążenie ma dwa skutki. Po pierwsze: część zewnętrznych warstw zostaje wypchnięta na zewnątrz, gdzie stygnie i chętnie tworzy pył. Po drugie: pył działa jak zasłona – ukrywa gorętsze rejony bliżej czarnej dziury, ale sam się ogrzewa i świeci w średniej podczerwieni. Stąd sytuacja, w której gwiazdy już nie widać, a mimo to jej miejsce zdradza czerwonawy, powoli zanikający żar.
Co mówi nam bilans masy: czarna dziura nie połyka wszystkiego?
Ważne jest też to, czego intuicja często nie podpowiada. Czarna dziura nie musi od razu wessać całej otoczki. Szacunki sugerują, że do środka trafia jedynie niewielka część dawnej otuliny – rzędu około 1% – ale to wystarcza, by zasilać świecenie materii i pyłu przez długie lata.
Sama nowo narodzona czarna dziura ma masę w przybliżeniu pięciu mas Słońca. A gwiazda-protoplastka? Najpewniej startowała jako obiekt co najmniej ~13 razy masywniejszy od Słońca i przez stosunkowo krótki (kosmicznie) żywot – około 15 mln lat – zdążyła utracić znaczną część masy w silnych wiatrach gwiazdowych (około 60%). To sugestia, że do cichego zapadnięcia nie trzeba monstrum o skrajnej masie. Taki finał może dotyczyć też gwiazd z bardziej umiarkowanego końca masywnych gigantów.
W praktyce astronomowie od lat podejrzewali istnienie takich zgaszeń bez wybuchu, ale brakowało pełnego, wieloletniego zapisu. Tutaj udało się połączyć długą historię archiwalnych pomiarów z nowymi obserwacjami, co tworzy rzadko spotykaną ciągłość: widać przed, w trakcie i po.
Jeśli podobne obiekty będą identyfikowane częściej, zmieni się też nasza statystyka śmierci gwiazd. To ma konsekwencje dla tego, jak liczymy narodziny czarnych dziur w galaktykach i jak rozumiemy braki w katalogach supernowych – bo możliwe, że część masywnych gwiazd po prostu znika bez widowiska, a my dopiero uczymy się patrzeć na ten rodzaj ciszy.