Khi ngôi sao bị xé nát bởi hố đen ^{CEFR B2}

Các hố đen siêu lớn thường ẩn ở trung tâm thiên hà và có khối lượng rất lớn; ví dụ Sagittarius A* ở trung tâm Dải Ngân Hà có khối lượng khoảng bốn triệu lần Mặt Trời. Vì bản thân các hố đen không phát ra ánh sáng, nhà thiên văn nghiên cứu chúng qua ảnh hưởng lên các sao và khí lân cận. Một cách quan trọng để quan sát là các sự kiện gián đoạn thủy triều (tidal disruption events, TDEs), khi một ngôi sao bị xé nát gần hố đen.

Nghiên cứu mới của Eric Coughlin (Syracuse University) và đồng tác giả, cùng nhóm do Lucio Mayer (University of Zurich) dẫn đầu, mô tả cụ thể quá trình: trọng lực kéo dài ngôi sao thành một luồng mảnh, và do hiệu ứng của thuyết tương đối rộng luồng này quấn quanh hố đen. Một số phần luồng có thể va chạm với nhau, giải phóng một vụ nổ năng lượng; sau đó vật chất dần dần xoáy vào hố đen trong quá trình tích tụ (accretion), tạo ra bức xạ mạnh đến mức tia sáng có thể tạm thời sáng hơn cả thiên hà chứa nó.

Các mô phỏng mới dùng phương pháp thủy động lực hạt làm mịn, mô phỏng bằng hàng chục tỷ hạt tuân theo các phương trình Navier–Stokes và tận dụng GPU trên siêu máy tính mạnh. So với mô phỏng độ phân giải thấp trước đây, kết quả mới cho thấy luồng mảnh hẹp, liên kết và có quỹ đạo có thể dự đoán trước trước khi tự va chạm; điều này giảm lượng năng lượng bị hao hụt do thủy động lực giả tạo. Công trình cũng nêu ra những yếu tố quyết định hành vi của mảnh vụn:

• Khối lượng hố đen
• Tốc độ quay của hố đen
• Hướng trục quay so với quỹ đạo mảnh vụn

Nếu hố đen quay, tiền định hướng (nodal precession) có thể dịch chuyển mảnh vụn ra khỏi mặt phẳng ban đầu, khiến luồng tránh va chạm trong vài vòng quỹ đạo trước khi cuối cùng đụng nhau. Điều này ảnh hưởng đến độ sáng, thời điểm và đa dạng của các đường cong ánh sáng TDE. Với mô phỏng tốt hơn và kính thiên văn mạnh hơn, các nhà thiên văn hy vọng sẽ giải mã rõ hơn những tín hiệu này.