Chernye dyry v dvoinyh zvezdnyh sistemah

1. Vvedenie

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,

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. Eto svyazano 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 – takoi 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, soglasno noveishim nablyudatel'nym dannym, chernye dyry deistvitel'no sushestvuyut i im prisushi udivitel'nye svoistva.

2. 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 1,4M_ʘ (M_ʘ – massa Solnca), no ne prevoshodit 3M_ʘ, to v konce yadernoi evolyucii zvezdy proishodit kollaps (bystroe szhatie) yadra, v rezul'tate kotorogo vneshnyaya obolochka zvezdy, ne zatronutaya termoyadernymi prevrasheniyami, sbrasyvaetsya, chto nablyudaetsya kak vspyshka sverhnovoi zvezdy. Kollaps 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, dostigshei poslednei stadii evolyucii, temperatura podnimaetsya do gigantskih znachenii, dostigayushih milliarda kel'vin, kogda yadra atomov nachinayut razvalivat'sya na protony i neitrony. Protony pogloshayut elektrony, prevrashayutsya v neitrony, ispuskaya pri etom neitrino. Neitrony zhe, soglasno kvantovo-mehanicheskomu principu Pauli, pri sil'nom szhatii nachinayut effektivno ottalkivat'sya drug ot druga. V sluchae, esli massa kollapsiruyushego yadra men'she 3M_ʘ, 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, esli yadro zvezdy bolee massivno ( m>3M_ʘ), to, soglasno sushestvuyushim predstavleniyam, obrazuyushayasya neitronnaya zvezda ostyvaya kollapsiruet v chernuyu dyru. Poskol'ku pri obrazovanii neitronnoi zvezdy radius ee yadra umen'shaetsya ot 10⁶ do 10 km, iz usloviya sohraneniya magnitnogo potoka ( H₀R₀²= H_nR_n², gde H₀≈100 E, R₀≈10⁶ km – sootvetstvenno napryazhennost' magnitnogo polya i radius yadra zvezdy do szhatiya, a H_n, R_n – te zhe harakteristiki dlya neitronnoi zvezdy) sleduet, chto magnitnoe pole neitronnoi zvezdy radiusom v 10 km mozhet dostigat' ochen' bol'shih velichin, vplot' do 10¹² E, a plotnost' veshestva – do milliarda tonn v kubicheskom santimetre. Takie neitronnye zvezdy proyavlyayut sebya kak radiopul'sary i rentgenovskie pul'sary. Radiopul'sary nablyudayutsya kak istochniki strogo periodicheskih (poryadka sekund) impul'sov radioizlucheniya, voznikayushih pri pererabotke 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 kel'vin. 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 s periodami ot dolei sekundy do tysyach sekund. Periodicheskie pul'sacii radio- ili rentgenovskogo izlucheniya svidetel'stvuyut o nalichii u neitronnoi zvezdy sil'nogo magnitnogo polya, tverdoi poverhnosti i bystrogo vrasheniya. U chernoi dyry strogo periodicheskih pul'sacii izlucheniya ozhidat' ne prihoditsya, poskol'ku, soglasno predskazaniyu obshei teorii otnositel'nosti (OTO), 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 3M_ʘ, 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 stol' massivnogo yadra zvezdy, 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. Krome togo, teoriya predskazyvaet vozmozhnost' sushestvovaniya pervichnyh chernyh dyr, voznikshih v moment obrazovaniya Vselennoi. My ogranichimsya rassmotreniem lish' chernyh dyr zvezdnoi massy, obrazovavshihsya na konechnyh etapah evolyucii massivnyh (s massami v desyatki solnechnyh) zvezd.

3. Metody opredeleniya mass chernyh dyr

Izvestno, chto massu zvezdy mozhno izmerit', esli ona vhodit v dvoinuyu sistemu (sm. stat'yu A.A. Kiseleva "Dvoinye zvezdy" v etom tome). Pri etom, poskol'ku razmery orbity dvoinoi sistemy v milliony raz bol'she gravitacionnyh radiusov komponent, dlya opredeleniya mass zvezd, v tom chisle mass neitronnyh zvezd i chernyh dyr v dvoinyh sistemah, tochnost' zakona tyagoteniya N'yutona vpolne dostatochna.

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 (sm. stat'yu A.M. Cherepashuka "Tesnye dvoinye zvezdy na pozdnih stadiyah evolyucii" v etom tome). 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 3M_ʘ, ego mozhno schitat' kandidatom v chernye dyry. 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 vyyasnyaetsya 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.

Ris. 1. Krivaya luchevyh skorostei sistemy Lebed' X-1, to est' zavisimost' ot vremeni proekcii na luch zreniya skorosti opticheskoi zvezdy

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 (sm. ris. 1). Period, amplituda i forma krivoi luchevyh skorostei opredelyayut funkciyu mass opticheskoi zvezdy:

Velichiny q i i mozhno opredelit' iz analiza opticheskoi krivoi bleska rentgenovskoi dvoinoi sistemy, iz prodolzhitel'nosti zatmeniya rentgenovskogo istochnika telom opticheskoi zvezdy (v sluchae, kogda naklonenie orbity i blizko k 90°); dlya ocenki etih parametrov mozhet sluzhit' takzhe informaciya ob otsutstvii rentgenovskih zatmenii, o rasstoyanii do sistemy i o vrashatel'nom ushirenii linii poglosheniya v spektre opticheskoi zvezdy.

Ris. 2. Opticheskaya krivaya bleska sistemy Lebed' X-1. Zdes' φ – faza orbital'nogo perioda, ΔB – raznost' v zvezdnyh velichinah mezhdu Lebed' X-1 i zvezdoi sravneniya 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. 3. Krivaya bleska rentgenovskoi Novoi Muhi 1991 v neaktivnom sostoyanii, obuslovlennaya v osnovnom effektom ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy. Tochki – dannye nablyudenii, sploshnaya liniya – teoreticheskaya krivaya bleska, sootvetstvuyushaya optimal'nym parametram modeli

Model' rentgenovskoi dvoinoi sistemy, ispol'zuemaya pri interpretacii ee opticheskoi krivoi bleska, uchityvaet chetyre prichiny opticheskoi peremennosti. Eto, vo-pervyh, effekt ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy, on svyazan s deformaciei ee formy v gravitacionnom pole relyativistskogo ob'ekta; vo-vtoryh, effekt "otrazheniya", svyazannyi s progrevom opticheskoi zvezdy moshnym rentgenovskim izlucheniem akkreciruyushego relyativistskogo ob'ekta i orbital'nym dvizheniem komponent; v-tret'ih, vzaimnye zatmeniya komponentov i, v-chetvertyh, precessiya akkrecionnogo diska, okruzhayushego relyativistskii ob'ekt (akkrecionnyi disk mozhet byt' naklonen k ploskosti orbity i medlenno precessirovat'. Togda v raznyh orbital'nyh ciklah vklad diska v summarnyi potok budet razlichnym). Effekty ellipsoidal'nosti i "otrazheniya" byli vpervye obnaruzheny i ispol'zovany dlya ocenki parametrov q i i v rentgenovskih dvoinyh sistemah Lebed' H-1 i Gerkules H-1 sovetskimi uchenymi V.M. Lyutym, R.A. Syunyaevym i A.M. Cherepashukom v 1972 godu. Eti effekty okazalis' tipichnymi opticheskimi proyavleniyami rentgenovskih dvoinyh sistem, oni pomogayut osushestvlyat' ih nadezhnuyu opticheskuyu identifikaciyu: sovpadenie periodov i faz opticheskoi i rentgenovskoi peremennosti ili sovpadenie rentgenovskoi i opticheskoi vspyshek dokazyvaet dostovernost' otozhdestvleniya. Na ris. 2 i 3 predstavleny opticheskie krivye bleska dvuh rentgenovskih dvoinyh sistem Lebed' H-1 (ris. 2) i Novoi Muhi 1991 (ris. 3) v neaktivnom sostoyanii, soderzhashih kompaktnye zvezdy – kandidaty v chernye dyry. Na ris. 4 izobrazhena komp'yuternaya model' sistemy Novaya Muhi 1991 dlya optimal'nyh znachenii ee parametrov: q=16, i = 41°, m_x =13M_ʘ.

Ris. 4. Komp'yuternaya model' sistemy Novaya Muhi 1991, postroennaya dlya optimal'nyh parametrov (sm. tekst). Opticheskaya zvezda prilivno deformirovana i imeet grushevidnuyu formu. Akkrecionnyi disk vokrug chernoi dyry imeet bol'shie otnositel'nye razmery

4. Kak otlichit' chernye dyry ot neitronnyh zvezd

Akkreciruyushaya chernaya dyra ne dolzhna proyavlyat' sebya kak rentgenovskii pul'sar. U nee mozhet nablyudat'sya lish' irregulyarnaya peremennost' rentgenovskogo izlucheniya s harakternymi vremenami Δt ≈ r_g /c ≈0,0001-0,001 s. I deistvitel'no, v rentgenovskoi dvoinoi sisteme Lebed' H-1, soderzhashei chernuyu dyru s massoi okolo 10M_ʘ, v te periody, 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 sistem – kandidatov v chernye dyry – sistematicheski bolee zhestkie, chem spektry akkreciruyushih neitronnyh zvezd, i prostirayutsya do energii v neskol'ko megaelektronvol'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 E) ili esli ee os' vrasheniya "neudachno" orientirovana otnositel'no zemnogo nablyudatelya, to pri akkrecii na takuyu neitronnuyu zvezdu regulyarnye pul'sacii rentgenovskogo izlucheniya mogut i ne nablyudat'sya . Poetomu otsutstvie strogo periodicheskih pul'sacii rentgenovskogo izlucheniya nel'zya schitat' strogim dokazatel'stvom prisutstviya chernoi dyry v sisteme.

Odnako pri slabom magnitnom pole neitronnoi zvezdy i nesil'nom tempe akkrecii veshestva na ee poverhnosti mogut proishodit' termoyadernye vzryvy nakoplennogo veshestva, privodyashie k korotkim (dlitel'nost'yu ~1-10 s) i moshnym vspyshkam rentgenovskogo izlucheniya. Takie ob'ekty poluchili nazvanie rentgenovskih barsterov 1-go tipa (ot angliiskogo slova burst – vspyshka, vzryv). Barsternaya peremennost' 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 1-go tipa. Otsutstvie etogo fenomena takzhe yavlyaetsya lish' neobhodimym priznakom prisutstviya v sisteme chernoi dyry. Takim obrazom, vazhneishie priznaki akkreciruyushei chernoi dyry: moshnoe rentgenovskoe izluchenie, otsutstvie fenomenov rentgenovskogo pul'sara ili rentgenovskogo barstera 1-go tipa i bol'shaya massa (bolee 3M_ʘ). Sredi etih chetyreh priznakov nadezhnoe opredelenie massy relyativistskogo ob'ekta v rentgenovskoi dvoinoi sisteme yavlyaetsya reshayushim pri identifikacii ego s chernoi dyroi.

5. Noveishie dannye

Ris. 5. Zavisimost' mass neitronnyh zvezd (kruzhki) i chernyh dyr (krestiki) ot mass sputnikov mo 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.

K nastoyashemu vremeni v dvoinyh sistemah izmereny massy shesti rentgenovskih pul'sarov 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 3M_ʘ, to est' teoreticheskii verhnii predel dlya massy neitronnoi zvezdy, predskazyvaemyi OTO. Srednee znachenie massy neitronnoi zvezdy, poluchennoe dlya odinnadcati ob'ektov, sostavlyaet okolo 1,4M_ʘ 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 3M_ʘ) rentgenovskimi istochnikami. K nastoyashemu vremeni izvestno desyat' rentgenovskih dvoinyh sistem s massivnymi rentgenovskimi istochnikami (tabl. 1).

Nadezhnost' opredeleniya mass chernyh dyr m_x 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, pozvolyaet dat' nadezhnye ocenki mass chernyh dyr.

Bol'shie funkcii mass rentgenovskih dvoinyh sistem pytalis' ob'yasnit' v ramkah modeli 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. Vysokotochnye 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 M_ʘ), 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 imeet 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. 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). Kak vidno na risunke, massa relyativistskih ob'ektov ne zavisit 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.

V teh sluchayah, kogda sputnikom yavlyaetsya massivnaya goryachaya opticheskaya zvezda spektral'nogo klassa O ili V (sistemy Lebed' X-1, LMC X-3, LMC X-1), rentgenovskii istochnik kvazistacionarnyi. Vo vseh sistemah, u kotoryh sputniki – malomassivnye holodnye zvezdy pozdnih spektral'nyh klassov, rentgenovskii istochnik yavlyaetsya tranzientnym (rentgenovskoi novoi): v osnovnom, spokoinom, sostoyanii ego rentgenovskaya svetimost' mala (menee 10³³ erg·s^-1), 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 fonovogo urovnya. Eta korrelyaciya mezhdu harakterom nestacionarnosti rentgenovskogo istochnika i massoi sputnika – opticheskoi zvezdy – dolzhna obyazatel'no uchityvat'sya 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 3M_ʘ) rentgenovskih istochnikov – kandidatov v chernye dyry – ne obnaruzheno fenomenov rentgenovskogo pul'sara ili rentgenovskogo barstera 1-go 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 ukazannye v tabl. 1 desyat' kandidatov v chernye dyry deistvitel'no yavlyayutsya chernymi dyrami v smysle OTO.

6. Zaklyuchenie

My opisali astronomicheskie metody i rezul'taty opredeleniya mass chernyh dyr v rentgenovskih dvoinyh sistemah v osnovnom iz opticheskih issledovanii. Znacheniya mass bol'shogo chisla neitronnyh zvezd i chernyh dyr podtverzhdayut spravedlivost' predskazanii OTO A. Einshteina. 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. V poslednie gody v probleme poiska i nablyudatel'nyh issledovanii chernyh dyr proizoshla "tihaya" revolyuciya i gipoteza chernyh dyr vo Vselennoi prevratilas' v nablyudatel'nuyu real'nost'. Eto, nesomnenno, 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.

Literatura

1. Novikov I.D. Chernye dyry i Vselennaya. M.: Molodaya gvardiya, 1985.
2. Lipunov V.M. V mire dvoinyh zvezd. M.: Kvant, 1986.
3. Cherepashuk A.M. Zemlya i Vselennaya. 1985. 1. S. 16.
4. Lyutyi V.M., Cherepashuk A.M. Zemlya i Vselennaya. 1986. 5. S. 18.
5. Cherepashuk A.M. Zemlya i Vselennaya. 1992. 3. S. 23.
6. Ginzburg V.L. O fizike i astrofizike. M.: Byuro Kvantum, 1995.