Największa czarna dziura może połknąć gwiazdę ciszej niż mniejsza

Dwa promienie rosną w różnym tempie

To jedna z najładniejszych zależności skalowych w fizyce czarnych dziur. Promień pływowy gwiazdy jest w przybliżeniu proporcjonalny do M_BH^(1/3): zwiększenie masy czarnej dziury tysiąc razy przesuwa strefę rozerwania około dziesięć razy dalej. Promień horyzontu nierotującej czarnej dziury jest natomiast proporcjonalny do M_BH, więc rośnie tysiąc razy. Przy dostatecznie dużej masie horyzont wyprzedza promień, przy którym gwiazda zostałaby rozerwana na zewnątrz.

Masa Hillsa

Maksymalną masę czarnej dziury pozwalającą danemu typowi gwiazdy zostać rozerwanym i pozostawić w zasadzie obserwowalne szczątki na zewnątrz nazywa się masą Hillsa. Dla gwiazdy podobnej do Słońca proste szacunki dla nierotującej czarnej dziury dają skalę około 10^8 mas Słońca, choć dokładna wartość zależy od przyjętego kryterium orbity i struktury gwiazdy. Powyżej tej skali gwiazda może znaleźć się na trajektorii przechwytującej i zniknąć za horyzontem bez klasycznego TDE.

Spin zmienia granicę

W przypadku czarnej dziury Kerra rozmiar i geometria krytycznych orbit zależą od spinu oraz od nachylenia orbity gwiazdy. Dla szybkiego obrotu i korzystnej, zgodnej orientacji możliwe jest rozerwanie gwiazdy podobnej do Słońca przez czarną dziurę masy większej niż prosty limit dla Schwarzschilda. Nowoczesne obliczenia masy Hillsa uwzględniają właśnie tę zależność. Dlatego wykrycie TDE przy bardzo masywnym obiekcie może potencjalnie dostarczać informacji o spinie, choć wymaga ostrożnego modelowania.

Rodzaj gwiazdy także ma znaczenie

Promień pływowy zależy od średniej gęstości gwiazdy. Rozdęty czerwony olbrzym może zostać rozerwany przez czarną dziurę, która połknęłaby bardziej zwartą gwiazdę ciągu głównego bez zewnętrznego rozbłysku. Biały karzeł jest jeszcze bardziej zwarty i wymaga dużo mniejszej czarnej dziury, by rozerwanie nastąpiło przed horyzontem. Nie istnieje więc jedna uniwersalna masa odcinająca wszystkie TDE.

Mniej widowiskowy nie znaczy mniej ekstremalny

Naturalna intuicja mówi, że większa czarna dziura powinna powodować bardziej gwałtowne rozerwanie. Tymczasem obserwowalność działa odwrotnie w górnej części zakresu mas: największy horyzont może ukryć cały proces zanim szczątki zdążą stworzyć jasny rozbłysk na zewnątrz. Brak TDE nie znaczy, że nic dramatycznego nie stało się z gwiazdą; oznacza tylko, że informacja o końcowej fazie nie może wydostać się zza horyzontu.

Brak rozbłysków przy najwyższych masach jest testem tej granicy

Jeżeli masa Hillsa rzeczywiście oddziela obszar, w którym gwiazda podobna do Słońca może zostać rozerwana na zewnątrz, populacja TDE powinna zmieniać się wraz z masą centralnych czarnych dziur. Statystycznie mniej klasycznych zdarzeń oczekuje się powyżej charakterystycznej granicy, chyba że spin, typ gwiazdy lub szczególna geometria orbity ją przesuną. Badacze próbują wykorzystywać ten spadek jako niezależny test rozmiarów horyzontów i rozkładu spinów. To przykład, w którym brak pewnej klasy rozbłysków może zawierać informację fizyczną: horyzont nie świeci, ale może ujawniać swój rozmiar przez to, których gwiazd nie pozwala rozerwać w widoczny sposób.