Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

<< Fizika chernyh dyr | Oglavlenie | Puteshestvie v chernuyu dyru >>

Astrofizika chernyh dyr

To, chto obshaya teoriya otnositel'nosti predskazyvaet sushestvovanie chernyh dyr i v to zhe vremya yavlyaetsya zasluzhivayushei doveriya teoriei gravitacii, eshe samo po sebe ne dokazyvaet sushestvovaniya chernyh dyr vo vselennoi, tak kak eta teoriya ne opisyvaet astrofizicheskie processy, v kotoryh chernye dyry obrazuyutsya.

Takim obrazom, astrofizicheskaya sostoyatel'nost' idei chernyh dyr sushestvenno zavisit ot horoshego ponimaniya gravitacionnogo kollapsa zvezd i ih skoplenii.

V etom razdele my snachala kratko obsudim astrofizicheskie usloviya dlya formirovaniya chernyh dyr, a zatem rasskazhem, v kakih astronomicheskih situaciyah sleduet ozhidat' ih nalichiya.

Obrazovanie chernyh dyr zvezdnyh mass

Osnovnoi process zvezdnoi evolyucii - eto gravitacionnoe szhatie s tempom, opredelyaemym svetimost'yu. Klyuchevoi parametr - nachal'naya massa. V zavisimosti ot ee velichiny zvezda evolyucioniruet cherez razlichnye stadii yadernogo goreniya i okanchivaet svoi dni kak belyi karlik, neitronnaya zvezda ili chernaya dyra. Lyuboi zvezdnyi ostatok (holodnaya ravnovesnaya konfiguraciya) s massoi, bol'shei primerno $3 M_{\odot}$, ne mozhet podderzhivat'sya davleniem vyrozhdennogo gaza i obrechen skollapsirovat' v chernuyu dyru.

Diagramma 'plotnost'-massa' dlya astronomicheskih ob'ektov.
Risunok 19. Diagramma "plotnost'-massa" dlya astronomicheskih ob'ektov.

Na risunke 19 pokazany traektorii zvezd na diagramme "massa -- srednyaya plotnost'" v sootvetstvii s poslednimi nablyudatel'nymi i teoreticheskimi dannymi. Zvezdy s massoi men'she $8 M_{\odot}$ okanchivayut zhizn' kak belye karliki, mezhdu $8$ i $45 M_{\odot}$ - kak neitronnye zvezdy; chernye dyry obrazuyutsya tol'ko iz zvezd massivnee $45 M_{\odot}$ (dlya zvezd s massami mezhdu $20$ i $40 M_{\odot}$ sushestvenna poterya massy na stadii goreniya geliya). Prinimaya vo vnimanie nachal'noe raspredelenie zvezd po massam, my poluchaem primerno 1 chernuyu dyru na 100 vzryvov sverhnovyh. Drugim variantom obrazovaniya chernoi dyry zvezdnoi massy yavlyaetsya akkreciya gaza na neitronnuyu zvezdu v dvoinoi sisteme do teh por, poka massa poslednei ne prevzoidet predela Oppengeimera-Volkova - maksimal'no vozmozhnoi massy neitronnoi zvezdy; togda ona kollapsiruet v malomassivnuyu chernuyu dyru.

Uchityvaya vse eti processy, my poluchaem, chto v tipichnoi galaktike tipa nashei dolzhno byt' poryadka $10^7 - 10^8$ chernyh dyr zvezdnyh mass.

Obrazovanie sverhmassivnyh chernyh dyr

Massivnye chernye dyry mogut voznikat' v rezul'tate postepennogo rosta "zatravochnoi" dyry zvezdnoi massy, gravitacionnogo kollapsa bol'shogo zvezdnogo skopleniya ili kollapsa bol'shih flyuktuacii plotnost' v rannei vselennoi (sm. sleduyushii razdel). Malen'kaya chernaya dyra pri sootvetstvuyushei "podkormke" mozhet dorasti do sverhmassivnoi za vremya men'she habblovskogo. Eto trebuet bol'shogo kolichestva veshestva v ee okrestnosti, chto mozhet imet' mesto v nekotoryh galakticheskih yadrah.

Evolyuciya kompaktnogo skopleniya obychnyh zvezd s dispersiei skorostei $v_c \leq v_*$, gde $v_* \approx 600$ km/s - tipichnaya skorost' ubeganiya dlya zvezdy glavnoi posledovatel'nosti, vnachale prohodit stadiyu yadernogo goreniya otdel'nyh zvezd; vo vzryvah sverhnovyh obrazuyutsya zvezdnye ostatki - neitronnye zvezdy i malomassivnye chernye dyry. Skoplenie kompaktnyh zvezd, kak bylo pokazano Zel'dovichem i Podurecom, podverzheno relyativistskoi neustoichivosti pri dostatochno bol'shih central'nyh krasnyh smesheniyah $1+z_c = (1-2M)^{-1/2} \geq 1.5$ (Zeldovich, Podurets, 1965). Chislennoe modelirovanie (sm. raboty Shapiro i Teukolsky, 1987, Bisnovatyi-Kogan, 1988) podtverzhdayut takoe razvitie sobytii. Nachinaya s $\approx 10^7 - 2.10^8$ kompaktnyh zvezd s massami $1-10 M_{\odot}$ v skoplenii s radiusom $r \leq 0.01 - 0.1 \,$ parsek i dispersiei skorostei $800-2000 \, $km/s, evolyuciya prohodit cherez tri stadii:

Formirovanie miniatyurnyh chernyh dyr

Zel'dovich v 1967 i Hoking v 1971 godah pokazali, chto v principe vozmozhno sozdanie chernoi dyry maloi massy (men'she predela Chandrasekara) pri prilozhenii dostatochno sil'nogo vneshnego davleniya. Nuzhnye dlya etogo usloviya mogli imet' mesto, odnako, tol'ko v ochen' rannei vselennoi. Sily prityazheniya mogut lokal'no ostanovit' rasshirenie chasti veshestva i obratit' ego v kollaps, esli samogravitaciya veshestva prevyshaet ego vnutrennyuyu energiyu:

$$ \frac{GM^2}{R} \approx G\rho ^2 R^5 \geq pR^3 $$

V eru dominirovaniya izlucheniya $p \approx \rho c^2$, potomu vysheprivedennoe uslovie ravnosil'no $GM/c^2 \geq R$, gde $R$ - razmer neodnorodnosti. Togda formiruetsya pervichnaya chernaya dyra massy $M$. Iz-za zavisimosti plotnosti ot vremeni v modeli rannei vselennoi Einshteina-de Sittera kak $G\rho \approx t^{-2}$ maksimal'nyi razmer kollapsiruyushei neodnorodnosti svyazan s vozrastom vselennoi kak $M(\textrm{gramm}) \approx 10^{38} t$, gde vremya vyrazheno v sekundah. Potomu na vozraste poryadka plankovskogo vremeni $t \approx 10^{-43}$s. mogli sformirovat'sya tol'ko chernye dyry plankovskoi massy $\approx 10^{-5}$g, na vremeni $t \approx 10^{-4}$s. massy chernyh dyr mogut dostigat' $\approx 1 M_{\odot}$, a v epohu nukleosinteza $t \approx 100 \,$ mogli sformirovat'sya sverhmassivnye chernye dyry s $10^7 M_{\odot}$. Nablyudatel'nyi status pervichnyh chernyh dyr neyasen. S odnoi storony, miniatyurnye chernye dyry s massoi $\leq 10^{15}$ gramm mogli by byt' zafiksirovany po vspyshkam gamma-izlucheniya na poslednih stadiyah kvantovogo ispareniya. Nichego podobnogo do sih por ne nablyudalos', chto pozvolyaet poluchit' nekotorye verhnie predely na ih srednyuyu plotnost' vo vselennoi. S drugoi storony, tot fakt, chto v bol'shinstve galakticheskih yader, pohozhe, nahodyatsya massivnye chernye dyry (sm. nizhe) i chto sverhmassivnye chernye dyry, kak polagayut, obespechivayut energetiku kvazarov na bol'shih krasnyh smesheniyah, govorit v pol'zu gipotezy o bystrom obrazovanii pervichnyh chernyh dyr v rannei vselennoi.

Kandidaty v chernye dyry v rentgenovskih dvoinyh sistemah

Dazhe svet ne mozhet pokinut' (klassicheskie) chernye dyry, no mozhno nadeyat'sya obnaruzhit' ih kosvenno, po izlucheniyu, vydelyayushemusya v processe akkrecii na nih.

Akkreciya gaza na kompaktnuyu zvezdu generiruet izluchenie v rentgenovskom diapazone, potomu poisk chernyh dyr zvezdnyh mass sostoit v otbore bystroperemennyh rentgenovskih istochnikov, kotorye ne yavlyalis' by ni periodicheskimi (sootvetstvuyushie rentgenovskie pul'sary interpretiruyutsya kak vrashayushiesya neitronnye zvezdy), ni vspyhivayushimi vremya ot vremeni (sootvetstvuyushie rentgenovskie barstery interpretiruyutsya kak termoyadernye vzryvy na tverdoi poverhnosti neitronnoi zvezdy). V spektral'nyh dvoinyh krivaya luchevyh skorostei glavnoi (vidimoi) komponenty opredelyaet orbital'nyi period $P$ dvoinoi sistemy i amplitudu luchevoi skorosti glavnoi komponenty $v_{*}$. Ispol'zuya zakony Keplera, mozhno postroit' funkciyu mass, svyazyvayushuyu nablyudatel'nye velichiny s neizvestnymi massami:

$$ \frac{Pv_{*}^3}{2 \pi G} = \frac{(M_{c}\sin i)^{3}}{(M_{*}+M_{c})^{2}} $$

gde $M_{c}$ i $M_{*}$ - massy kompaktnogo ob'ekta i opticheskoi zvezdy, $i$ - ugol naklona ploskosti orbity. Zamechatel'no to, chto $M_{c}$ ne mozhet byt' men'she znacheniya etoi funkcii mass (i ravna emu v predele normal'noi komponenty nulevoi massy na maksimal'no vozmozhnom ugle naklona orbity). Poetomu nailuchshimi kandidatami v chernye dyry budut te, dlya kotoryh funkciya mass prevoshodit $3M_{\odot}$ -- tak kak, soglasno sovremennym teoreticheskim predstavleniyam massa neitronnoi zvezdy ne mozhet prevyshat' etot predel. Inache dlya ocenki $M_{c}$ trebuetsya dopolnitel'naya informaciya: spektral'nyi tip opticheskoi zvezdy daet ee primernuyu massu, nalichie ili otsutstvie rentgenovskih zatmenii pozvolyaet ocenit' $\sin i$. Takim obrazom poluchayutsya nekotorye ogranicheniya na $M_{c}$. Ob'ekt schitaetsya kandidatom v chernye dyry, tol'ko esli ogranichenie snizu prevyshaet $3 M_{\odot}$. Na segodnyashnii den' izvestno okolo desyatka horoshih kandidatov v rentgenovskih dvoinyh sistemah. Ih mozhno razdelit' na dve gruppy: massivnye rentgenovskie dvoinye (high--mass X--ray binaries, HMXB) s massivnoi opticheskoi komponentoi i malomassivnye dvoinye (low--mass X--ray binaries, LMXB), dlya kotoryh tipichnaya massa opticheskogo komponenta men'she solnechnoi. Malomassivnye rentgenovskie dvoinye nazyvayut takzhe rentgenovskimi tranzientami (X-ray transients), tak kak oni izredka vspyhivayut do ochen' bol'shih svetimostei. Ih parametry summirovany v tablice 1.

Tablica 1. Kandidaty v chernye dyry zvezdnyh mass
 funkciya mass$M_{c}/M_{\odot}$$M_{*}/M_{\odot}$
massivnye rentgenovskie dvoinye
Cygnus X-1 0.25 11-21 24-42
LMC X-32.3 5.6 -7.8 20
LMC X-1 0.14 $\geq$ 4 4-8
malomassivnye rentgenovskie dvoinye (rentgenovskie tranzienty)
V 404 Cyg 6.07 10--15 $\approx$ 0.6
A 0620-00 2.91 5--17 0.2--0.7
GS 1124-68 (Nova Musc) 3.01 4.2--6.5 0.5--0.8
GS 2000+25 (Nova Vul 88) 5.01 6-14 $\approx$ 0.7
H 1705-25 (Nova Oph 77) 4.65 5--9 $\approx$ 0.4
GRO J 1655-40 3.24 4.5 -- 6.5 $\approx$ 1.2
J 04224+32 1.21 6--14 $\approx$ 0.3 -- 0.6

Drugie rentgenovskie istochniki v nashei galaktike schitayutsya chernymi dyrami na osnovanii inyh - naprimer, spektroskopicheskih - argumentov. K primeru, polagayut, chto gamma-izluchenie (s energiyami bolee $100$ keV) vnutrennih chastei akkrecionnogo diska moglo by svidetel'stvovat' o nalichii chernoi dyry, a ne neitronnoi zvezdy, tak kak zhestkoe izluchenie otrazhalos' by poverhnost'yu neitronnoi zvezdy i ohlazhdalo disk. Esli eto deistvitel'no tak, to mnogie "gamma - novye", v kotoryh izmerenie massy nevozmozhno (iz-za otsutstviya opticheskoi komponenty ili inyh slozhnostei), mogut byt' takzhe horoshimi kandidatami v chernye dyry. Osobenno eto otnositsya k Novoi Orla 1992 goda (Nova Aquila 1992) i istochniku 1 E 17407-2942, u kotoryh nablyudayutsya takzhe radiovybrosy - "dzhety". Eti "mikrokvazary", v kotoryh idet kak akkreciya, tak i vybros veshestva, demonstriruyut interesnuyu svyaz' vysokoenergichnyh yavlenii na masshtabah zvezd i galaktik.

Svidetel'stva sushestvovaniya sverhmassivnyh chernyh dyr v yadrah galaktik

Posle original'nyh rassuzhdenii Mitchella i Laplasa ideya gigantskih chernyh dyr byla vnov' privlechena v 60-e gody proshlogo veka dlya ob'yasneniya ogromnogo energovydeleniya aktivnyh galakticheskih yader (active galactic nuclei, AGNs). Eto - obshee nazvanie dlya ogromnogo semeistva galaktik, vklyuchayushego v sebya kvazary, radiogalaktiki, seifertovskie galaktiki, blazary i tak dalee. Osnovnym processom v nih yavlyaetsya akkreciya gaza na massivnuyu chernuyu dyru. Predel'naya svetimost' dlya istochnika massoi $M$, nazyvaemaya eddingtonovskoi svetimost'yu, opredelyaetsya iz ravenstva sil gravitacionnogo prityazheniya i davleniya izlucheniya na element gaza i ravna

$$ L \approx 10^{39} \, \frac{M}{10^{8}M_{\odot}} \textrm{Vatt} $$

Nablyudaemye svetimosti aktivnyh galakticheskih yader var'iruyutsya ot $10^{37}$ do $10^{41}$ Vatt, gde poslednyaya velichina sootvetstvuet naibolee moshnym kvazaram. Sootvetstvuyushie znacheniya mass lezhat v predelah $10^{6} - 10^{10} M_{\odot}$.

Blagodarya postoyannomu uluchsheniyu nablyudatel'nyh dannyh, v 90-h godah stalo yasno, chto v bol'shinstve galakticheskih yader (kak aktivnyh, tak i net) skoncentrirovany bol'shie massy veshestva. Segodnya obnaruzhenie etih mass - odna iz glavnyh zadach vnegalakticheskoi astronomii. Naibolee uspeshnym metodom yavlyaetsya analiz dinamiki okruzhayushego yadro veshestva: gaz ili zvezdy vblizi nevidimoi central'noi massy imeyut bol'shuyu dispersiyu skorostei, chto mozhet byt' izmereno spektroskopicheski. Pohozhe, chto massivnye chernye dyry sidyat v centrah pochti vseh galaktik, a energetika ih opredelyaetsya imeyushimsya ob'emom gaza. Nailuchshie kandidaty summirovany v tablice 2.

K primeru, centr nashei galaktiki nablyudaetsya v radio. infrakrasnom i rentgenovskom diapazonah (na drugih dlinah voln slishkom veliko pogloshenie pylevymi oblakami v galakticheskom diske). Neobychnyi radioistochnik byl obnaruzhen v dinamicheskom centre, chto mozhno interpretirovat' kak srednemassivnuyu chernuyu dyru s malym tempom akkrecii. Odnako odnoznachnogo dokazatel'stva etomu poka net, tak kak nablyudaemye dvizheniya gaza trudno interpretirovat'. Nedavno Ekartom i Genzelom (Eckart, Genzel, 1996) bylo polucheno polnoe trehmernoe raspredelenie zvezdnyh skorostei v central'nyh 0.1 pk nashei galaktiki. Znacheniya i raspredelenie ih horosho soglasuyutsya s gipotezoi nalichiya tam chernoi dyry s massoi $2.5 \times 10^{6} M_{\odot}$.

Yadro gigantskoi ellipticheskoi galaktiki $M87$ v skoplenii Devy takzhe davno privlekaet vnimanie kak kandidat v sverhmassivnye chernye dyry. Nezavisimye nablyudeniya soglasuyutsya s model'yu chernoi dyry s massoi $1-3 \, 10^{9} M_{\odot}$, akkreciruyushei v medlennom neeffektivnom rezhime. Gazovyi disk vrashaetsya v ploskosti, perpendikulyarnoi nablyudaemomu vybrosu; nedavnie nablyudeniya na kosmicheskom teleskope imeni Habbla pokazyvayut komponenty diska s krasnym i sinim smesheniem, chto mozhno interpretirovat' kak effekt Doplera pri priblizhenii i udalenii ot nas chastei diska.

Yadro spiral'noi galaktiki NGC 4258 (M 106) yavlyaetsya, pozhalui, samym nadezhnym kandidatom v massivnye chernye dyry. Dvizheniya gaza tam promereny s bol'shoi tochnost'yu po mazernoi linii izlucheniya $1.3$sm $H_{2}O$. Skorosti izvestny s tochnost'yu do $1$ km/s. Po ih prostranstvennomu raspredeleniyu viden disk s keplerovskim vrasheniem vokrug massivnogo kompaktnogo ob'ekta, prichem radius vnutrennego kraya diska, gde orbital'naya skorost' gaza sostavlyaet $1080$ km/s, slishkom mal, chtoby vnutri nego moglo nahodit'sya ustoichivoe skoplenie zvezd massoi $3.6 \times 10^{7}M_{\odot}$.

Tablica 2. Kandidaty v massivnye chernye dyry
dinamikagalaktikatip galaktiki$M_{h}/M_{\odot}$
mazerM 106 s barom $ 4 \times 10^{7}$
gaz M 87 ellipticheskaya $ 3 \times 10^{9}$
gaz M 84 ellipticheskaya $ 3 \times 10^{8}$
gaz NGC 4261 ellipticheskaya $ 5 \times 10^{8}$
zvezdy M 31 spiral'naya $3-10 \times10^{7}$
zvezdy M 32 ellipticheskaya $ 3 \times 10^{6}$
zvezdy M 104 spiral'naya (s barom?) $ 5-10 \times 10^{8}$
zvezdy NGC 3115 linzovidnaya $ 7-20 \times 10^{8}$
zvezdy NGC 3377 ellipticheskaya $ 8 \times 10^{7}$
zvezdy NGC 3379 ellipticheskaya $ 5 \times 10^{7}$
zvezdy NGC 4486B ellipticheskaya $ 5 \times 10^{8}$
zvezdy Milky Way spiral'naya $ 2.5 \times 10^{6}$

Massivnye chernye dyry v nashei i sosednih galaktikah dolzhny byt' umen'shennymi versiyami teh sil'no nestacionarnyh yavlenii, chto nablyudayutsya v aktivnyh galakticheskih yadrah. No poslednie slishkom daleki, chtoby mozhno bylo provodit' spektroskopicheskoe issledovanie ih dinamiki. Odnako, ocenki ih svetimosti i teoreticheskie ogranicheniya na effektivnost' energovydeleniya v sil'nyh gravitacionnyh polyah pokazyvayut, chto central'nye temnye massy tam zaklyucheny v predelah $10^{7} - 10^{9} \, M_{\odot}$. Peremennost' izlucheniya na malyh vremenah takzhe svidetel'stvuet o malyh razmah izluchayushih oblastei; mnogie aktivnye yadra sil'noperemenny na vremennyh shkalah poryadka chasa, chto ogranichivaet oblast' izlucheniya masshtabom svetovogo chasa. A takie bol'shie massy v takih malyh ob'emah ne mogut byt' skopleniyami zvezd, potomu akkreciruyushie massivnye chernye dyry ostayutsya edinstvennym priemlemym ob'yasneniem.

Razrushenie zvezd

Svetimost' pri akkrecii gaza s tempom $dM/dt$ i tipichnoi effektivnost'yu $\epsilon \approx 0.1$ est'

$$ L \approx 10^{39} (\frac{\epsilon}{0.1}) \, \frac{dM/dt}{1 M_{\odot}/\textrm{god}}\textrm{Vatt} $$

Sravnivaya svetimost' etoi modeli akkrecii s nablyudaemymi dlya aktivnyh galakticheskih yader, my poluchaem predely na temp akkrecii $10^{-2}- 10^{2} \, M_{\odot}/\textrm{god}$. Dal'she vstaet vopros, kakoi imenno mehanizm sposoben ego obespechit' dlya gigantskoi chernoi dyry. Dostatochno effektivna, naprimer, poterya massy proletayushimi ryadom zvezdami. Sovremennye modeli galakticheskih yader predpolagayut massivnuyu chernuyu dyru, okruzhennuyu plotnym zvezdnym oblakom. Iz-za diffuzii orbit nekotorye zvezdy zaletayut dostatochno gluboko v gravitacionnyh potencial chernoi dyry po sil'no vytyanutym orbitam. Zvezdy mogut razrushat'sya libo pod deistviem prilivnyh sil, libo za schet stolknovenii s drugimi zvezdami (sm. risunok 20). Radius stolknovenii $R_{coll} \approx 7 \times 10^{18} \, \frac{M}{10^8 M_{\odot}}$ sm dlya solncepodobnyh zvezd opredelyaetsya kak rasstoyanie, na kotorom skorost' svobodnogo padeniya sravnivaetsya so skorost'yu ubeganiya na poverhnosti zvezdy $v_{*}$ (poryadka $500$ km/s dlya normal'nyh zvezd); pri stolknovenii dvuh zvezd vnutri $R_{coll}$ oni chastichno ili polnost'yu razrushayutsya.

Prilivnoi radius i radius stolknovenii.
Risunok 20. Prilivnoi radius i radius stolknovenii.

Krome togo, zvezdy, popavshie vnutr' kriticheskogo prilivnogo radiusa $R_{T} \approx 6\times 10^{13} \, ( \frac{M}{10^{8}M_{\odot}} )^{1/3}$ sm. dlya solncepodobnyh zvezd, budut neizbezhno razrusheny prilivnymi silami, primem poryadka $50\%$ ih gaza budet zahvacheno chernoi dyroi. V nekotorom smysle takoe razrushenie mozhno rassmatrivat' kak stolknovenie zvezdy s samoi soboi...

V sluchae stolknoveniya velichina $\beta = v_{rel}/v_{*}$ igraet tu zhe rol', chto i faktor $\beta = R_{T}/R_{p}$ v sluchae razrusheniya prilivnymi silami (gde $R_{p}$ - vysota periastra). Kak tol'ko vypolnyaetsya uslovie $\beta \geq 1$, zvezda razrushaetsya, a kogda $\beta \geq 5$, zvezdy sil'no deformiruyutsya pri stolknovenii, to est' v oboih sluchayah $\beta$ yavlyaetsya faktorom razrusheniya, velichina kotorogo opredelyaet sud'bu zvezdy.

Vpervye prilivnoe razrushenie zvezdy massivnoi chernoi dyroi bylo promodelirovano v 80-h godah mnoi s sotrudnikami (sm. rabotu Luminet i Carter, 1986, i ssylki v nei). My ustanovili, chto zvezda, popavshaya vnutr' sfery prilivnogo radiusa, sdavlivaetsya prilivnymi silami v korotkozhivushii ochen' goryachuyu blinopodobnuyu konfiguraciyu. Risunok 21 pokazyvaet process deformacii zvezdy (razmer ee znachitel'no uvelichen dlya vyrazitel'nosti). Sleva pokazana deformaciya zvezdy v ploskosti ee orbity, a sprava - v perpendikulyarnom napravlenii. Ot $a$ do $d$ prilivnye sily slaby, i zvezda ostaetsya pochti sfericheskoi. V tochke $e$ zvezda prohodit prilivnoi radius i stanovitsya sigaroobraznoi. Ot $e$ do $g$ stanovitsya vse bolee vazhnym "effekt katka", i zvezda uploshaetsya v orbital'noi ploskosti do formy izognutogo "blina". Kogda zvezda pokidaet sferu prilivnogo radiusa, proletev vblizi chernoi dyry, ona vnov' rasshiryaetsya, vnov' stanovitsya sigaroobraznoi. Chut' pozzhe zvezda nakonec razvalivaetsya na kuski.

Esli zhe zvezda proletaet dostatochno blizko ot chernoi dyry (skazhem, na $\beta \geq 10$), ee central'naya temperatura za dolyu sekundy vozrastaet do milliarda gradusov, sil'no uvelichivaetsya skorost' termoyadernyh reakcii, takie elementy, kak gelii, azot i kislorod mgnovenno perehodyat v bolee tyazhelye za schet zahvata protonov ili al'fa-chastic. V "zvezdnom bline" proishodit termoyadernyi vzryv, davaya v rezul'tate "sluchainuyu sverhnovuyu". Etot vzryv imeet daleko idushie posledstviya: poryadka $50\%$ zvezdnyh "oblomkov" vybrasyvayutsya (za schet energii vzryva) s ogromnoi skorost'yu proch' ot chernoi dyry goryachim gazovym oblakom, ostal'noe veshestvo padaet na chernuyu dyru, vyzyvaya vspyshku izlucheniya. Kak i sverhnovye, "zvezdnye bliny" yavlyayutsya temi tiglyami, v kotoryh rozhdayutsya tyazhelye elementy, potom rasseivaemye po vsei galaktike. Takim obrazom, nablyudeniya vysokoskorostnyh oblakom i neobychno vysokogo obiliya redkih izotopov v okrestnostyah galakticheskih yader moglo by posluzhit' argumentom v pol'zu nalichiya tam chernyh dyr.

Razrushenie zvezdy prilivnymi silami vblizi chernoi dyry.
Risunok 21. Razrushenie zvezdy prilivnymi silami vblizi chernoi dyry.

Soprovozhdaemoe vzryvom ili net, prilivnoe razrushenie zvezdy dolzhno vyzyvat' vspyshku izlucheniya na shkale neskol'kih mesyacev (stol'ko trebuetsya veshestvu zvezdy, chtoby polnost'yu ischeznut' v chernoi dyre). Dlya opisaniya evolyucii zvezdy nami byla razrabotana priblizhennaya "affinnaya model'", predpolagayushaya ellipsoidal'nost' sloev postoyannoi plotnosti. Mnogie astrofiziki somnevalis' v predskazaniyah takoi modeli do teh por, poka po vsemu miru ne byli provedeny detal'nye trehmernye raschety, podtverdivshie ee osnovnye svoistva i predskazaniya (hotya formirovanie udarnyh voln i mozhet nemnogo ponizit' central'nuyu plotnost' "blina").

V promezhutke mezhdu 1991 i 1993 godami ul'trafioletovaya svetimost' yadra ellipticheskoi galaktiki NGC 4552 vozrosla do $10^{6} L_{\odot}$ na shkale vremeni, soglasuyusheisya s predskazaniyami teorii prilivnogo razrusheniya zvezdy, hotya svetimost' i okazalas' primerno na 4 poryadka nizhe, chem ozhidalos', chto mozhet svidetel'stvovat' o nepolnom razrushenii zvezdy.

<< Fizika chernyh dyr | Oglavlenie | Puteshestvie v chernuyu dyru >>
Publikacii s klyuchevymi slovami: chernye dyry - yadra aktivnyh galaktik - Obshaya teoriya otnositel'nosti - rentgenovskie dvoinye - Sverhmassivnye chernye dyry
Publikacii so slovami: chernye dyry - yadra aktivnyh galaktik - Obshaya teoriya otnositel'nosti - rentgenovskie dvoinye - Sverhmassivnye chernye dyry
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mneniya chitatelei [17]
Ocenka: 3.6 [golosov: 136]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

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

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya