Темні зірки: знищення матерії в центрі галактики

Протягом десятиліть моделі еволюції зірок спиралися на злиття водню як єдине джерело енергії, яке визначає позицію зірки на діаграмі Герцшпрунга-Рассела. Проте останні теоретичні дослідження свідчать про те, що в екстремальних умовах поблизу Стрільця A* ангіляції темної матерії (ТМ) можуть стати додатковим, а іноді й домінуючим джерелом енергії. За певних умов це може призвести до виникнення «темної головної послідовності», де зірки виглядають вічно молодими.

Перегляд Головної Послідовності

Класична головна послідовність пов’язує масу зірки, її світність, радіус і поверхневу температуру, виходячи з припущення, що гравітаційне стиснення забезпечує ядерне злиття H → He. Початкова маса зірки визначає її температуру в ядрі (T_c), швидкість злиття та еволюційний шлях через стадії субгіганта і гіганта. Відхилення від цього шляху, як правило, виникають лише тоді, коли водень вичерпується або втручається екзотична фізика (наприклад, обертання, сильні магнітні поля).

Темна Ангіляція як Джерело Енергії

Гіпотетичні слабо взаємодіючі масивні частинки (WIMPs) та їх античастинки можуть ангілювати, коли потрапляють у ядра зірок. Якщо добуток перехресного перетворення WIMP–нуклон (σ_χn) і локальної щільності ТМ (ρ_χ) є достатньо високим, світність ангіляції (L_χ) може зрівнятися або перевищити світність злиття (L_fusion).

“У регіонах, де ρ_χ ≳ 10⁹ GeV/cm³ та σv ≃ 3×10⁻²⁶ cm³/s, світність ангіляції досягає 10³⁶–10³⁸ ерг/с,” зазначає доктор Ребекка Лін з Чиказького університету.

• Швидкість захоплення (C_χ): C_χ ≈ (3/2) (ρ_χ/m_χ)σ_χnv_esc²/v_rms, при v_esc ≃ 600 км/с поблизу Sgr A*.
• Рівновага ангіляції: Встановлюється, коли C_χ = 2Γ_ann, Γ_ann ∝ σv N_χ²/V_core.
• Профіль ТМ: Симуляції використовують спайк Наварро-Френка-Уайта (NFW) або адiabатичний спайк з внутрішнім нахилом γ ≳ 2.25.

Моделювання Темного Захоплення та Ангіляційних Швидкостей

Використовуючи код еволюції зірок MESA, Ізабель Джон, Ребекка Лін і Тім Лінден змоделювали зірки від 1 M_⊙ до 20 M_⊙ з кроком 0.05 M_⊙. Вони ввели постійну L_χ як додаткове джерело тепла та еволюціонували моделі протягом 10–15 млрд років. Симуляції передбачають маси WIMP m_χ = 10–100 GeV, перехресні перетворення σ_χn = 10⁻⁴⁷–10⁻⁴³ см² та максимальне розсіювання швидкості v_rms=270 км/с.

Досягнення Безсмертя Зірок

Традиційно зірка врівноважує тиск і гравітацію через швидкість злиття, чутливу до температури: ε_fusion ∝ ρT_c⁴. Темна ангіляція додає термін, незалежний від щільності ε_χ, що призводить до кількох результатів:

1. Зірки з низькою масою (< 1.5 M_⊙): Температури в ядрі опускаються нижче порогу ланцюга p–p (T_c~4×10⁶K), зупиняючи злиття; зірка розширюється, але залишається гравітаційно зв’язаною.
2. Зірки середньої маси (2–5 M_⊙): Злиття продовжується зниженою швидкістю; еволюція вздовж головної послідовності значно сповільнюється, що призводить до тривалості життя ≳ 15 млрд років.
3. Зірки великої маси (> 10 M_⊙): Залишаються достатньо щільними для активного CNO циклу, але підвищена світність все ж подовжує тривалість життя головної послідовності в 5–10 разів.

“Наші моделі показують, що зірки з масою 2–5 M_⊙ майже не еволюціонують за 15 мільярдів років, коли L_χ/L_fusion > 1,” говорить доктор Джон.

Спостережні Перспективи та Майбутні Телескопи

Найближчі інструменти можуть перевірити ці прогнози, вимірюючи властивості S-зірок, що обертаються навколо Sgr A*:

• GRAVITY+ на VLTI: Астрометрія до ≲10 μas для обмеження орбітальних відстаней та виведення локальної щільності ТМ.
• Космічний телескоп Джеймса Вебба (NIRSpec): Високоякісна ІЧ-спектроскопія (R~2700) для виявлення аномальних поверхневих складових і зниження ефективних температур.
• Екстремально великий телескоп (HIRES): Вимірювання елементного складу з точністю до ≲0.1 декс, виявлення пригнічених побічних продуктів CNO.

Імплікації для Фізики Частинок Темної Матерії

Якщо це підтвердиться, зірки темної головної послідовності нададуть непрямі шляхи для виявлення:

• Обмеження перехресного перетворення: σ_χn ≳ 10⁻⁴⁷ см² для m_χ~10 GeV.
• Моделі ТМ: Підтримка сценаріїв WIMP або асиметричної ТМ з ефективним захопленням, але пригніченими самовзаємодіями.
• Щільні спайки: Вимагає крутого внутрішнього профілю (γ>2.25), що можна перевірити через кінематику зірок.

“Спостереження зірок поблизу Sgr A* можуть конкурувати з межами прямого виявлення для дослідження параметричного простору,” пропонує професор Тім Лінден.

Майбутні Напрями

Щоб уточнити парадигму темної головної послідовності, дослідники планують:

• Впровадити змінні за часом джерела світності ТМ вздовж реальних орбітальних траєкторій S-зірок.
• Включити 3D гідродинамічні ефекти та обертання в наступні запуски MESA.
• Скоординувати багатосвітлові кампанії, поєднуючи JWST, ELT та майбутні обмеження LISA на центральний потенціал.

Ці досягнення допоможуть з’ясувати, чи справді темна ангіляція формує приховану зіркову популяцію в серці нашої галактики.