Astronet > Chernye dyry v dvoinyh zvezdnyh sistemah

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Chernye dyry v dvoinyh zvezdnyh sistemah

A.M.ChEREPAShUK

Moskovskii gosudarstvennyi universitet im. M.V. Lomonosova

Gosudarstvennyi astronomicheskii institut im. P.K. Shternberga, Moskva

Izlozheny noveishie dannye po opredeleniyu mass chernyh dyr v rentgenovskih dvoinyh zvezdnyh sistemah. K nastoyashemu vremeni izvestno 10 rentgenovskih dvoinyh sistem, soderzhashih massivnye (s massoi bolee treh solnechnyh) rentgenovskie istochniki - kandidaty v chernye dyry. Zamechatel'no, chto ni u odnogo iz nih ne nablyudaetsya fenomenov rentgenovskogo pul'sara ili rentgenovskogo barstera I tipa.

Vvedenie

Kak izvestno, chernoi dyroi nazyvaetsya oblast' prostranstva-vremeni, v kotoroi gravitacionnoe pole nastol'ko sil'no, chto dazhe svet ne mozhet pokinut' etu oblast'. Eto proishodit, esli razmery tela men'she ego gravitacionnogo radiusa

$r_g=\frac{2GM}{c^2}\,,$

gde G - postoyannaya tyagoteniya, c - skorost' sveta, M - massa tela. Gravitacionnyi radius Solnca 3 km, Zemli - okolo 9 mm.

Obshaya teoriya otnositel'nosti A. Einshteina predskazyvaet udivitel'nye svoistva chernyh dyr, iz kotoryh vazhneishee - nalichie u chernoi dyry gorizonta sobytii. Dlya nevrashayusheisya chernoi dyry radius gorizonta sobytii sovpadaet s gravitacionnym radiusom. Na gorizonte sobytii dlya vneshnego nablyudatelya hod vremeni ostanavlivaetsya. Kosmicheskii korabl', poslannyi k chernoi dyre, s tochki zreniya dalekogo nablyudatelya, nikogda ne peresechet gorizont sobytii, a budet nepreryvno zamedlyat'sya po mere priblizheniya k nemu. Vse, chto proishodit pod gorizontom sobytii, vnutri chernoi dyry, vneshnii nablyudatel' ne vidit. Kosmonavt v svoem korable v principe sposoben proniknut' pod gorizont sobytii, no peredat' kakuyu-libo informaciyu vneshnemu nablyudatelyu on ne smozhet. Pri etom kosmonavt, svobodno padayushii pod gorizontom sobytii, veroyatno, uvidit druguyu Vselennuyu i dazhe svoe budushee ... Svyazano eto s tem, chto vnutri chernoi dyry prostranstvennaya i vremennaya koordinaty menyayutsya mestami i puteshestvie v prostranstve zdes' zamenyaetsya puteshestviem vo vremeni. Eshe bolee neobychny svoistva vrashayushihsya chernyh dyr. U nih gorizont sobytii imeet men'shii radius, i pogruzhen on vnutr' ergosfery - oblasti prostranstva-vremeni, v kotoroi tela dolzhny nepreryvno dvigat'sya, podhvachennye vihrevym gravitacionnym polem vrashayusheisya chernoi dyry.

Stol' neobychnye svoistva chernyh dyr mnogim kazhutsya prosto fantasticheskimi, poetomu sushestvovanie chernyh dyr v prirode chasto stavitsya pod somnenie. Odnako, zabegaya vpered, otmetim, chto, soglasno noveishim nablyudatel'nym dannym, chernye dyry deistvitel'no sushestvuyut i im prisushi udivitel'nye svoistva.

Kak obrazuyutsya chernye dyry

Izvestno, chto esli massa yadra zvezdy, preterpevshego izmeneniya himicheskogo sostava iz-za termoyadernyh reakcii i sostoyashego v osnovnom iz elementov gruppy zheleza, prevyshaet 1,4 solnechnoi massy $M_{\odot}$ , no ne prevoshodit treh solnechnyh mass, to v konce yadernoi evolyucii zvezdy proishodit kollaps (bystroe szhatie) yadra, v rezul'tate kotorogo vneshnyaya obolochka zvezdy, ne zatronutaya termoyadernymi prevrasheniyami, sbrasyvaetsya, chto privodit k yavleniyu vspyshki sverhnovoi zvezdy. Eto privodit k formirovaniyu neitronnoi zvezdy, v kotoroi silam gravitacionnogo prityazheniya protivodeistvuet gradient davleniya vyrozhdennogo neitronnogo veshestva. Ogromnye sily davleniya vyrozhdennogo neitronnogo veshestva obuslovleny tem, chto neitrony obladayut polucelym spinom i podchinyayutsya principu Pauli, soglasno kotoromu v dannom energeticheskom sostoyanii mozhet nahodit'sya tol'ko odin neitron.

Pri szhatii yadra zvezdy na pozdnei stadii evolyucii temperatura podnimaetsya do gigantskih znachenii - poryadka milliarda kel'vinov, poetomu yadra atomov razvalivayutsya na protony i neitrony. Protony pogloshayut elektrony, prevrashayutsya v neitrony i ispuskayut neitrino. Neitrony zhe, soglasno kvantovomehanicheskomu principu Pauli, zapreshayushemu im nahodit'sya v odinakovyh sostoyaniyah, nachinayut pri sil'nom szhatii effektivno ottalkivat'sya drug ot druga. V sluchae massy kollapsiruyushego yadra zvezdy men'she 3 $M_{\odot}$ skorosti neitronov znachitel'no men'she skorosti sveta i uprugost' veshestva, obuslovlennaya v osnovnom effektivnym ottalkivaniem neitronov, mozhet uravnovesit' sily gravitacii i privesti k obrazovaniyu ustoichivyh neitronnyh zvezd. V sluchae massivnyh yader zvezd (m > 3 $M_{\odot}$ ) skorosti neitronov veliki, sily ottalkivaniya mezhdu nimi ne mogut uravnovesit' sily gravitacii. V etom sluchae obrazuyushayasya neitronnaya zvezda ostyvaya kollapsiruet, soglasno sushestvuyushim predstavleniyam, v chernuyu dyru. Poskol'ku pri obrazovanii neitronnoi zvezdy radius zvezdy umen'shaetsya ot 10⁶ do 10 km, iz usloviya sohraneniya magnitnogo potoka H₀R₀²=H_nR_n²(gde H₀ $\approx$ 100 Gs, R₀ $\approx$ 10⁶ km - napryazhennost' magnitnogo polya i radius yadra zvezdy do szhatiya, H_n, R_n - te zhe harakteristiki neitronnoi zvezdy) sleduet, chto magnitnoe pole neitronnoi zvezdy radiusom 10 km mozhet dostigat' ochen' bol'shoi velichiny - poryadka 10¹² Gs. Radius neitronnoi zvezdy poryadka 10 km, plotnost' veshestva dostigaet milliarda tonn v kubicheskom santimetre.

Horosho izvestnye radiopul'sary i rentgenovskie pul'sary kak raz i predstavlyayut soboi neitronnye zvezdy, prichem chislo izvestnyh radiopul'sarov dostigaet 700. Radiopul'sary nablyudayutsya kak istochniki strogo periodicheskih impul'sov radoizlucheniya, chto svyazano s pererabotkoi energii bystrogo vrasheniya zvezdy v napravlennoe radioizluchenie cherez posredstvo sil'nogo magnitnogo polya. Rentgenovskie pul'sary svetyat za schet akkrecii veshestva v tesnyh dvoinyh zvezdnyh sistemah: sil'noe magnitnoe pole neitronnoi zvezdy napravlyaet plazmu na magnitnye polyusy, gde ona stalkivaetsya s poverhnost'yu neitronnoi zvezdy i razogrevaetsya v udarnoi volne do temperatur v desyatki i sotni millionov gradusov. Eto privodit k izlucheniyu rentgenovskih kvantov. Poskol'ku os' magnitnogo dipolya ne sovpadaet s os'yu vrasheniya neitronnoi zvezdy, rentgenovskie pyatna (ih nazyvayut akkrecionnymi kolonkami) pri vrashenii neitronnoi zvezdy to vidny dlya zemnogo nablyudatelya, to ekraniruyutsya telom neitronnoi zvezdy, chto privodit k effektu mayaka i fenomenu rentgenovskogo pul'sara - strogo periodicheskoi peremennosti rentgenovskogo izlucheniya na vremenah ot dolei sekundy do tysyach sekund. Periodicheskie pul'sacii radio- ili rentgenovskogo izlucheniya govoryat o tom, chto u neitronnoi zvezdy est' sil'noe magnitnoe pole ( $\approx$ 10¹² Gs), tverdaya poverhnost' i bystroe vrashenie (periody radiopul'sarov dostigayut millisekund vremeni). U chernoi dyry strogo periodicheskih pul'sacii izlucheniya ozhidat' ne prihoditsya, poskol'ku, soglasno predskazaniyu obshei teorii otnositel'nosti (OTO) Einshteina, opisyvayushei sil'nye gravitacionnye polya, chernaya dyra ne imeet ni tverdoi poverhnosti, ni sil'nogo magnitnogo polya.

Dlya zvezd, massy zheleznyh yader kotoryh v konce evolyucii prevyshayut tri solnechnyh, OTO predskazyvaet neogranichennoe szhatie yadra (relyativistskii kollaps) s obrazovaniem chernoi dyry. Eto ob'yasnyaetsya tem, chto sily gravitacii, stremyashiesya szhat' zvezdu, opredelyayutsya plotnost'yu energii, a pri gromadnyh plotnostyah veshestva, dostigaemyh pri szhatii yadra zvezdy (poryadka milliarda tonn v kubicheskom santimetre), glavnyi vklad v plotnost' energii vnosit uzhe ne energiya pokoya chastic, a energiya ih dvizheniya i vzaimodeistviya. Poluchaetsya, chto davlenie veshestva pri bol'shih plotnostyah kak by samo "vesit": chem bol'she davlenie, tem bol'she plotnost' energii i, sledovatel'no, sily gravitacii, stremyashiesya szhat' veshestvo. Krome togo, pri sil'nyh gravitacionnyh polyah, soglasno OTO, stanovyatsya principial'no vazhnymi effekty iskrivleniya prostranstva-vremeni, chto takzhe sposobstvuet neogranichennomu szhatiyu yadra zvezdy.

Chernye dyry s ochen' bol'shimi massami (do milliardov solnechnyh mass), po-vidimomu, sushestvuyut v yadrah galaktik, i v poslednie gody v nablyudatel'nom issledovanii sverhmassivnyh chernyh dyr nametilsya sushestvennyi progress v svyazi s ispol'zovaniem kosmicheskogo teleskopa im. Habbla i primeneniya metodov radiointerferometrii so sverhdlinnymi bazami. Krome togo, teoriya predskazyvaet vozmozhnost' sushestvovaniya pervichnyh chernyh dyr, obrazovavshihsya v moment obrazovaniya Vselennoi. My ogranichimsya rassmotreniem lish' chernyh dyr zvezdnoi massy, obrazovavshihsya na konechnyh etapah evolyucii massivnyh (s massami v desyatki solnechnyh) zvezd.

Metody opredeleniya mass chernyh dyr

Izvestno, chto massu zvezdy mozhno izmerit', esli ona vhodit v dvoinuyu sistemu. Nablyudaya dvizhenie zvezd - komponent dvoinoi sistemy i primenyaya zakony Keplera, vytekayushie iz zakona tyagoteniya N'yutona, mozhno izmerit' massy zvezd. Pri etom, poskol'ku razmery orbity dvoinoi sistemy v milliony raz bol'she gravitacionnyh radiusov komponent, dlya opredeleniya mass zvezd, v tom chisle i mass neitronnyh zvezd i chernyh dyr v dvoinyh sistemah, vpolne dostatochno ispol'zovaniya zakona tyagoteniya N'yutona. My ne rassmatrivaem zdes' sluchai dvoinyh radiopul'sarov, gde gromadnaya tochnost' opredeleniya momentov prihoda radioimpul'sov pozvolyaet nablyudat' relyativistskie effekty (obuslovlennye OTO) v dvizhenii pul'sara, i po nim opredelyat' s vysokoi tochnost'yu massy pul'sarov, i dazhe nablyudat' vekovoe ukorochenie orbital'nogo perioda dvoinoi sistemy, obuslovlennoe izlucheniem potoka gravitacionnyh voln.

Opticheskaya zvezda v dvoinoi sisteme yavlyaetsya ne tol'ko probnym telom v gravitacionnom pole chernoi dyry, pozvolyayushim izmerit' ee massu, no takzhe svoeobraznym donorom, postavlyayushim veshestvo na sosednii relyativistskii ob'ekt (neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru). Akkreciya etogo veshestva na relyativistskii ob'ekt privodit k razogrevu plazmy do temperatur v desyatki i sotni millionov gradusov i k poyavleniyu moshnogo rentgenovskogo istochnika. Teoreticheskoe predskazanie moshnogo energovydeleniya pri nesfericheskoi akkrecii veshestva na chernuyu dyru bylo sdelano v 1964 godu Ya.B. Zel'dovichem i E.E. Salpiterom. Teoriya diskovoi akkrecii veshestva na relyativistskii ob'ekt v tesnoi dvoinoi zvezdnoi sisteme razvita v nachale 70-h godov v rabotah N.I. Shakury i R.A. Syunyaeva, Dzh. Pringla i M. Risa, I.D. Novikova i K.S. Torna.

K nastoyashemu vremeni s bortov specializirovannyh sputnikov otkryty desyatki tysyach kompaktnyh rentgenovskih istochnikov, bol'shinstvo iz kotoryh predstavlyayut soboi rentgenovskie dvoinye sistemy - tesnye dvoinye sistemy, sostoyashie iz normal'noi opticheskoi zvezdy tipa Solnca i relyativistskogo ob'ekta, nahodyashegosya v rezhime akkrecii veshestva. Kosmicheskie rentgenovskie i nazemnye opticheskie nablyudeniya v dannom sluchae prekrasno dopolnyayut drug druga: nalichie moshnogo rentgenovskogo istochnika (so svetimost'yu, v sotni tysyach raz prevyshayushei bolometricheskuyu svetimost' Solnca) ukazyvaet na prisutstvie v dvoinoi sisteme massivnogo ob'ekta malyh razmerov (menee radiusa Zemli), a spektral'nye i fotometricheskie nablyudeniya opticheskogo sputnika pozvolyayut izmerit' massu relyativistskogo ob'ekta. Esli massa relyativistskogo ob'ekta prevyshaet tri solnechnyh, ego mozhno schitat' kandidatom v chernye dyry. K nastoyashemu vremeni chislo takih kandidatov v chernye dyry v dvoinyh sistemah s nadezhno izmerennymi massami dostiglo desyati i blagodarya uspeham rentgenovskoi i opticheskoi astronomii nepreryvno vozrastaet. Postepenno vyyavlyaetsya zamechatel'nyi fakt: ni odin iz izvestnyh desyati kandidatov v chernye dyry ne yavlyaetsya rentgenovskim pul'sarom, to est' kandidaty v chernye dyry otlichayutsya ot neitronnyh zvezd ne tol'ko bol'shimi massami, no i nablyudatel'nymi proyavleniyami v polnom sootvetstvii s predskazaniyami OTO (!).

Opishem, kak mozhno opredelit' massu chernoi dyry v rentgenovskoi dvoinoi sisteme. Nablyudeniya doplerovskih smeshenii linii v spektre opticheskoi zvezdy, vyzvannyh ee orbital'nym dvizheniem, pozvolyayut postroit' krivuyu luchevyh skorostei etoi zvezdy, to est' zavisimost' ot vremeni proekcii vektora polnoi skorosti zvezdy na luch zreniya. Period, amplituda i forma krivoi luchevyh skorostei opredelyayut funkciyu mass opticheskoi zvezdy:

$f_{\upsilon}(m)\frac{m_{x}^{3}\sin i^{3}}{(m_{x}+m_{\upsilon})^2} = 1,038\cdot 10^{-7}K^{3}_{\upsilon}P(1-e^{2})^{3/2}\,,$

gde $m_x$ , $m_{\upsilon}$ - massy relyativistskogo ob'ekta i opticheskoi zvezdy (v solnechnyh massah), $K_{\upsilon}$ - nablyudaemaya poluamplituda krivoi luchevyh skorostei opticheskoi zvezdy (v km/s), $R$ - orbital'nyi period (v sutkah), $e$ - ekscentrisitet orbity, $i$ - naklonenie orbity sistemy (ugol mezhdu normal'yu k ploskosti orbity i luchom zreniya). Legko videt', chto funkciya mass opticheskoi zvezdy $f_{\upsilon}(m)$ - eto absolyutnyi nizhnii predel dlya massy relyativistskogo ob'ekta $m_x$ . Znachenie massy relyativistskogo ob'ekta (v nashem sluchae chernoi dyry) vychislyaetsya po formule

$m_x = f_{\upsilon}(m)\left(1+\frac{m_{\upsilon}}{m_{x}}\right)^{2}\frac{1}{\sin{i}^{3}}\,.$

Takim obrazom, dlya nahozhdeniya massy chernoi dyry pomimo krivoi luchevyh skorostei neobhodimo iz nezavisimyh dannyh znat' dva parametra: otnoshenie mass komponent $q = m_{x} / m_{\upsilon}$ i naklonenie orbity i.

Velichiny q i i mogut byt' opredeleny iz analiza opticheskoi krivoi bleska rentgenovskoi dvoinoi sistemy, dlitel'nosti zatmeniya rentgenovskogo istochnika opticheskoi zvezdoi (v sluchae, kogda velichina i blizka k 90°), a takzhe s ispol'zovaniem informacii ob otsutstvii rentgenovskih zatmenii, informacii o rasstoyanii do sistemy i informacii o vrashatel'nom ushirenii linii poglosheniya v spektre opticheskoi zvezdy.

Model' rentgenovskoi dvoinoi sistemy, ispol'zuemaya pri interpretacii ee opticheskoi krivoi bleska, uchityvaet chetyre tipa opticheskoi peremennosti: effekt ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy, svyazannyi s prilivnoi deformaciei formy opticheskoi zvezdy v gravitacionnom pole relyativistskogo ob'ekta, effekt otrazheniya, tochnee, progreva poverhnosti opticheskoi zvezdy moshnym rentgenovskim izlucheniem akkreciruyushego relyativistskogo ob'ekta, zatmeniya komponent i precessiyu akkrecionnogo diska, okruzhayushego relyativistskii ob'ekt (akkrecionnyi disk mozhet byt' naklonen k ploskosti orbity i medlenno precessirovat'). Effekty ellipsoidal'nosti i otrazheniya byli vpervye obnaruzheny i ispol'zovany dlya ocenki parametrov q, i v 1972 godu V.M. Lyutym, R.A. Syunyaevym i avtorom dannoi stat'i v rentgenovskih dvoinyh sistemah Lebed' H-1 i Gerkules H-1. Eti effekty okazalis' tipichnymi v opticheskih proyavleniyah rentgenovskih dvoinyh sistem i pomogayut osushestvlyat' nadezhnuyu opticheskoyu identifikaciyu rentgenovskih dvoinyh sistem: sovpadenie periodov i faz opticheskoi i rentgenovskoi peremennosti ili sovpadenie rentgenovskoi i opticheskoi vspyshek dokazyvaet dostovernost' otozhdestvleniya. V nastoyashee vremya opticheskaya peremennost' rentgenovskih dvoinyh sistem, obuslovlennaya v osnovnom effektom ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy, effektivno ispol'zuetsya pri opredelenii mass chernyh dyr v tranzientnyh rentgenovskih dvoinyh sistemah (rentgenovskih Novyh). Primery krivyh bleska, luchevyh skorostei, a takzhe komp'yuternaya model' rentgenovskoi sistemy privedeny na ris. 1-4.

Ris. 1.Opticheskaya krivaya bleska sistemy Cyg X-1. Zdes' $\phi$ - faza orbital'nogo perioda, $\Delta B$ - raznost' zvezdnyh velichin v sinih luchah. Tochki - dannye nablyudenii, sploshnaya liniya - teoreticheskaya krivaya bleska, rasschitannaya s uchetom effekta ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy pri optimal'nyh parametrah modeli

Ris. 2.Krivaya luchevyh skorostei sistemy Cyg X-1

Ris. 3. Krivaya bleska rentgenovskoi Novoi XN Mus 1991 v spokoinom sostoyanii, obuslovlennaya v osnovnom effektom ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy. Tochki - dannye nablyudenii, sploshnaya liniya - teoreticheskaya krivaya bleska, sootvetstvuyushaya optimal'nym parametram modeli: q = 16, i = 41°, m_x = 13 $M_{\odot}$

Ris. 4.Komp'yuternaya model' sistemy XN Mus 1991, postroennaya dlya optimal'nyh parametrov: q = 16, i = 41°, m_x = 13 $M_{\odot}$ . Opticheskaya zvezda prilivno deformirovana i imeet grushevidnuyu formu. Akkrecionnyi disk vokrug chernoi dyry imeet bol'shie otnositel'nye razmery

Kak otlichit' chernye dyry ot neitronnyh zvezd

Kak uzhe otmechalos', akkreciruyushaya chernaya dyra ne dolzhna proyavlyat' sebya kak rentgenovskii pul'sar. U nee mozhet nablyudat'sya lish' irregulyarnaya peremennost' rentgenovskogo izlucheniya s harakternymi vremenami

$\Delta t\approx \frac{r_g}{c}\approx10^{-3} \div 10^{-4}~\mbox{\rm s.}$

I deistvitel'no, v rentgenovskoi dvoinoi sisteme Lebed' H-1, soderzhashei chernuyu dyru s massoi okolo desyati solnechnyh, v sostoyanii, kogda rentgenovskaya svetimost' ponizhena, a rentgenovskii spektr zhestkii i stepennoi, nablyudaetsya bystraya irregulyarnaya peremennost' rentgenovskogo potoka na vremenah poryadka millisekundy. Nablyudeniya, vypolnennye s bortov sovremennyh rentgenovskih observatorii, takih, kak GINGA, MIR-KVANT, GRANAT, ASKA, pokazali, chto rentgenovskie spektry akkreciruyushih chernyh dyr sistematicheski bolee zhestkie, chem spektry akkreciruyushih neitronnyh zvezd, i prostirayutsya do energii v neskol'ko megaelektron-vol't.

Kak uzhe otmechalos', akkreciruyushaya neitronnaya zvezda mozhet proyavlyat' sebya kak rentgenovskii pul'sar. Odnako, esli neitronnaya zvezda obladaet slabym magnitnym polem (napryazhennost'yu menee 10¹⁰ Gs) ili esli ee os' vrasheniya neudachno orientirovana otnositel'no zemnogo nablyudatelya, pri akkrecii na takuyu neitronnuyu zvezdu mogut ne nablyudat'sya regulyarnye pul'sacii rentgenovskogo izlucheniya. Poetomu otsutstvie strogo periodicheskih pul'sacii rentgenovskogo izlucheniya - eto lish' neobhodimyi, no ne dostatochnyi priznak chernoi dyry. V to zhe vremya pri slabom magnitnom pole neitronnoi zvezdy i nesil'nom tempe akkrecii veshestva na ee poverhnosti mogut proishodit' termoyadernye vzryvy nakoplennogo veshestva, privodyashie k yavleniyu rentgenovskogo barstera I tipa - korotkim (dlitel'nost'yu poryadka 1-10 s) i moshnym vspyshkam intensivnosti rentgenovskogo izlucheniya, chto takzhe yavlyaetsya harakternym priznakom akkreciruyushei neitronnoi zvezdy, obladayushei tverdoi poverhnost'yu. Poskol'ku chernaya dyra ne obladaet tverdoi poverhnost'yu, akkreciya veshestva na nee ne dolzhna privodit' k fenomenu rentgenovskogo barstera I tipa. Razumeetsya, otsutstvie etogo fenomena takzhe yavlyaetsya lish' neobhodimym kriteriem nalichiya chernoi dyry. Takim obrazom, my mozhem sformulirovat' vazhneishie priznaki akkreciruyushei chernoi dyry: eto moshnoe rentgenovskoe izluchenie, bol'shaya massa (bolee treh solnechnyh), otsutstvie fenomenov rentgenovskogo pul'sara ili rentgenovskogo barstera I tipa. Pri etom vopros o nadezhnom opredelenii massy relyativistskogo ob'ekta v rentgenovskoi dvoinoi sisteme yavlyaetsya reshayushim pri identifikacii ego s chernoi dyroi.

Noveishie dannye

K nastoyashemu vremeni v dvoinyh sistemah izmereny massy shesti rentgenovskih i pyati radiopul'sarov. Okazalos', chto vo vseh sluchayah, kogda udaetsya nadezhno opredelit' massu rentgenovskogo ili radiopul'sara (to est' neitronnoi zvezdy), ona ne prevoshodit treh solnechnyh mass - teoreticheskii verhnii predel dlya massy neitronnoi zvezdy, predskazyvaemyi OTO (!). Srednee znachenie massy neitronnoi zvezdy, poluchennoe dlya odinnadcati ob'ektov, sostavlyaet okolo 1,4 solnechnoi massy i prekrasno soglasuetsya s sovremennoi teoriei pozdnih stadii evolyucii massivnyh zvezd.

Pereidem teper' k naibolee intriguyushemu voprosu o tom, kak obstoyat dela s massivnymi (s massami bolee treh solnechnyh) rentgenovskimi istochnikami. K nastoyashemu vremeni izvestno desyat' rentgenovskih dvoinyh sistem s massivnymi rentgenovskimi istochnikami (tabl. 1).

Tablica 1

No p/p Rentgenovskii
istochnik $f_{\upsilon}(m)$ Massa relyativistskogo
ob'ekta $m_x$ Massa opticheskoi
zvezdy $m_{\upsilon}$

1 Cyg X-1 0,23 7-18 20-30

2 LMC X-3 2,3 7-11 3-6

3 LMC X-1 0,14 4-10 18-25

4 A0620-00 3,1 5-17 $\approx$ 0,7

5 V404 Cyg 6,3 10-15 0,5-1

6 XN Mus 1991 3,01 9-16 0,7-0,8

7 QZ Vul 5,0 5,3-8,2 $\approx$ 0,7

8 XN Per 1992 0,9 2,5-5,0 $\approx$ 0,4

9 XN Sco 1994 3,2 4-6 $\approx$ 2,3

10 XN Oph 1977 4,0 5-7 $\approx$ 0,8

Primechanie. $f_{\upsilon}(m)$ , $m_x$ i $m_{\upsilon}$ - v edinicah solnechnyh mass $M_{\odot}$ .

Nadezhnost' opredeleniya mass m_x chernyh dyr v etih sistemah ne vyzyvaet somneniya, poskol'ku model' dvoinoi sistemy v dannom sluchae uverenno obosnovana tem faktom, chto v momenty minimumov bleska luchevaya skorost' opticheskoi zvezdy sovpadaet s luchevoi skorost'yu centra mass sistemy. Sledovatel'no, izmeneniya so vremenem luchevoi skorosti opticheskoi zvezdy svyazany s ee orbital'nym dvizheniem, a ne s pul'saciyami zvezdy ili dvizheniem gazovyh potokov v sisteme. Primenenie moshnyh metodov opredeleniya mass, razvityh dlya tesnyh dvoinyh sistem (sm. vyshe), pozvolyaet dat' nadezhnye ocenki mass chernyh dyr.

Strogie skeptiki pridumali dlya rentgenovskih dvoinyh sistem s bol'shoi funkciei mass model' troinoi sistemy. V etoi modeli rentgenovskii istochnik - eto akkreciruyushaya neitronnaya zvezda, a bol'shaya funkciya mass svyazana s dvizheniem opticheskoi zvezdy vokrug tret'ei massivnoi zvezdy. Special'nye tshatel'nye spektroskopicheskie issledovaniya ne vyyavili priznakov troistvennosti ni u odnoi iz desyati opisannyh vyshe rentgenovskih dvoinyh sistem. Krome togo, v sistemah, gde massa opticheskoi zvezdy mala (menee odnoi-dvuh solnechnyh mass), model' troinoi sistemy nepriemlema uzhe potomu, chto tret'ya zvezda dolzhna imet' massu v neskol'ko solnechnyh i na ee yarkom fone nevozmozhno bylo by nablyudat' linii poglosheniya slaboi malomassivnoi opticheskoi zvezdy. Takim obrazom, k nastoyashemu vremeni problema chernyh dyr vstala na prochnyi nablyudatel'nyi bazis.

Na ris. 5 privedeny massy relyativistskih ob'ektov v zavisimosti ot mass sputnikov v dvoinyh sistemah. Sputnikami rentgenovskih pul'sarov i chernyh dyr v dvoinyh sistemah yavlyayutsya opticheskie zvezdy spektral'nyh klassov M-O.

Ris. 5.Zavisimost' mass neitronnyh zvezd (kruzhki) i chernyh dyr (krestiki) ot mass sputnikov $m_{\upsilon}$ v tesnyh dvoinyh sistemah. Ciframi oboznacheny: 1 - sistema Cen X-3, 2 - LMC X-4, 3 - SMC X-1, 4 - 4U 1538-52, 5 - 4U 0900-40. Ukazany oshibki opredeleniya mass. Temnye kruzhki sootvetstvuyut radiopul'saram v dvoinyh sistemah, oshibki opredeleniya mass kotoryh menee razmerov kruzhka. Ni odin iz massivnyh rentgenovskih istochnikov (s massoi bolee treh solnechnyh) ne yavlyaetsya rentgenovskim pul'sarom i ne yavlyaetsya rentgenovskim barsterom I tipa, to est' ne obladaet priznakami, harakternymi dlya akkreciruyushih neitronnyh zvezd

Sputniki radiopul'sarov - neaktivnye neitronnye zvezdy (naprimer, sistema PSR 1913+16), belye karliki (PSR 1855+09), a takzhe massivnye zvezdy spektral'nogo klassa V (PSR 1259-63). My zdes' ne rassmatrivaem problemu planet - sputnikov radiopul'sarov. Kak vidno na ris. 5, net zavisimosti mass relyativistskih ob'ektov ot mass sputnikov. I neitronnye zvezdy, i chernye dyry vstrechayutsya v dvoinyh sistemah so sputnikami kak bol'shoi, tak i maloi massy. Situaciya zdes' podobna toi, kotoraya imeet mesto v klassicheskih tesnyh dvoinyh zvezdnyh sistemah, gde vstrechayutsya lyubye kombinacii komponent. Sredi chernyh dyr v dvoinyh sistemah vstrechayutsya ob'ekty kak bol'shoi massy (sistema V404 Cyg, m_x = (10-15) $M_{\odot}$ , tak i maloi massy (sistema XN Per 1992, m_x = (2,5-5,0) $M_{\odot}$ .

V teh sluchayah, kogda sputnikom yavlyaetsya massivnaya goryachaya opticheskaya zvezda spektral'nogo klassa O-V (sistemy Cyg X-1, LMC X-3, LMC X-1), rentgenovskii istochnik yavlyaetsya kvazistacionarnym. Vo vseh sistemah, u kotoryh sputniki - malomassivnye holodnye zvezdy pozdnih spektral'nyh klassov (vsego sem' takih sistem), rentgenovskii istochnik yavlyaetsya tranzientnym (rentgenovskoi Novoi): v osnovnom, spokoinom sostoyanii ego rentgenovskaya svetimost' mala (menee 10³³ erg/s), odnako raz v neskol'ko desyatkov let nablyudaetsya yavlenie rentgenovskoi Novoi, kogda rentgenovskaya svetimost' uvelichivaetsya v milliony raz i zatem s harakternym vremenem poryadka neskol'kih mesyacev spadaet do nenablyudaemogo urovnya. Etu zamechatel'nuyu korrelyaciyu mezhdu harakterom nestacionarnosti rentgenovskogo istochnika i massoi sputnika - opticheskoi zvezdy nuzhno obyazatel'no uchityvat' pri postroenii teorii nestacionarnoi diskovoi akkrecii na chernye dyry.

Sleduet podcherknut' ochen' vazhnyi nablyudatel'nyi fakt: ni u odnogo iz desyati massivnyh (s massoi bolee treh solnechnyh) rentgenovskih istochnikov - kandidatov v chernye dyry ne obnaruzheno fenomenov rentgenovskogo pul'sara ili rentgenovskogo barstera I tipa, harakternyh dlya akkreciruyushih neitronnyh zvezd. Etot fakt imeet fundamental'noe znachenie i mozhet rassmatrivat'sya kak nablyudatel'nyi argument (no, razumeetsya, eshe ne kak okonchatel'noe dokazatel'stvo) v pol'zu togo, chto nablyudaemye desyat' kandidatov v chernye dyry deistvitel'no yavlyayutsya chernymi dyrami v smysle OTO.

Zaklyuchenie

My opisali astronomicheskie metody i rezul'taty opredeleniya mass chernyh dyr v rentgenovskih dvoinyh sistemah, osnovannye glavnym obrazom na ih opticheskih issledovaniyah. Uzhe seichas na osnovanii nadezhnyh opredelenii mass bol'shogo chisla neitronnyh zvezd i chernyh dyr mozhno zaklyuchit', chto nablyudeniya relyativistskih ob'ektov v dvoinyh zvezdnyh sistemah soglasuyutsya s predskazaniyami OTO. Noveishie nablyudatel'nye dannye po chernym dyram, izlozhennye vyshe, imeyut principial'noe znachenie dlya fundamental'noi fiziki i relyativistskoi astrofiziki, a takzhe dlya teorii vnutrennego stroeniya zvezd i zvezdnoi evolyucii. Bez preuvelicheniya mozhno skazat', chto v probleme poiska i nablyudatel'nyh issledovanii chernyh dyr za poslednie gody proizoshla tihaya revolyuciya i problema chernyh dyr vo Vselennoi iz chisto umozritel'noi prevratilas' v nablyudatel'nuyu. Eto oznachaet kachestvenno novyi etap v issledovaniyah chernyh dyr i ih udivitel'nyh svoistv, chto v blizhaishem budushem dolzhno privesti k znachitel'nomu progressu v etoi uvlekatel'noi oblasti issledovanii.

Avtor blagodarit S.S. Gershteina za cennye zamechaniya.

Literatura


[1]	Novikov I.D. Chernye dyry i Vselennaya. M.: Mol. gvardiya, 1985.
[2]	Lipunov V.M. V mire dvoinyh zvezd. M.: Kvant, 1986.
[3]	Cherepashuk A.M. Massivnye tesnye dvoinye sistemy // Zemlya i Vselennaya. 1985. No 1. S. 16-24.
[4]	Lyutyi V.M., Cherepashuk A.M. Opticheskie issledovaniya rentgenovskih dvoinyh sistem // Tam zhe. 1986. No 5. S. 18-25.
[5]	Cherepashuk A.M. Chernye dyry: novye dannye // Tam zhe. 1992. No 3. S. 23-30.
[6]	Ginzburg V.L. O fizike i astrofizike. M.: Byuro "Kvantum", 1995. 106 s.

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

No p/p	Rentgenovskii istochnik	$f_{\upsilon}(m)$	Massa relyativistskogo ob'ekta $m_x$	Massa opticheskoi zvezdy $m_{\upsilon}$
1	Cyg X-1	0,23	7-18	20-30
2	LMC X-3	2,3	7-11	3-6
3	LMC X-1	0,14	4-10	18-25
4	A0620-00	3,1	5-17	$\approx$ 0,7
5	V404 Cyg	6,3	10-15	0,5-1
6	XN Mus 1991	3,01	9-16	0,7-0,8
7	QZ Vul	5,0	5,3-8,2	$\approx$ 0,7
8	XN Per 1992	0,9	2,5-5,0	$\approx$ 0,4
9	XN Sco 1994	3,2	4-6	$\approx$ 2,3
10	XN Oph 1977	4,0	5-7	$\approx$ 0,8