Исследователи рассчитали сценарий, при котором крошечная черная дыра массой всего около 40 метрических тонн может выжить внутри звезды и начать расти. Такая масса кажется большой в бытовом смысле, но для черной дыры она чрезвычайно мала. Обычно настолько легкий объект должен быстро терять массу из-за излучения Хокинга.
Ключевое условие в новой работе связано с темной материей. Нейтронные звезды и белые карлики могут захватывать гипотетические сверхтяжелые асимметричные частицы темной материи. Если такие частицы накапливаются в центре компактной звезды, они способны стать самогравитирующими и коллапсировать в очень маленькую черную дыру внутри звезды.
Дальше судьбу объекта определяет баланс процессов. Черная дыра теряет массу через излучение Хокинга, но одновременно получает вещество звезды и новую подпитку темной материей. Если приток массы оказывается сильнее потерь, черная дыра не испаряется, а постепенно растет.
Авторы подчеркивают, что речь не идет о наблюдении 40-тонной черной дыры. Это расчетный предел для определенных условий в богатой темной материей области галактического балджа. Для белого карлика в окрестностях Солнечной системы критическая начальная масса получается около 10 000 тонн, а для нейтронной звезды в балдже около 600 тонн.
Важное отличие от первичных черных дыр состоит во времени и среде. Первичная черная дыра массой порядка 10^12 килограммов могла бы жить сопоставимо с возрастом Вселенной в изоляции. В новой модели маленькая черная дыра формируется позднее внутри компактной звезды, поэтому ее эволюция зависит не только от испарения, но и от окружающего звездного вещества.
Расчет также учитывает квантовую особенность захвата вещества. Для очень маленькой черной дыры длина волны падающих частиц может быть сопоставима с ее характерным размером, поэтому привычное описание аккреции как непрерывного потока перестает работать. По мере роста объекта режим постепенно переходит к обычной гидродинамической аккреции.
Если такой механизм реален, он дает косвенный способ проверять свойства темной материи через судьбу компактных звезд. Дополнительные эффекты, включая вращение и магнитные поля, могут изменить критические массы, поэтому модель требует дальнейших расчетов и наблюдательных ограничений.
