Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Хокинга В. -> "Общая теория относительности " -> 79

Общая теория относительности - Хокинга В.

Хокинга В. Общая теория относительности — М.: Мир, 1983. — 455 c.
Скачать (прямая ссылка): obshayatepriyaotnositelnosti1983.djvu
Предыдущая << 1 .. 73 74 75 76 77 78 < 79 > 80 81 82 83 84 85 .. 222 >> Следующая

толщины падающего газа для синхротронного и циклотронного излучений.
Каждый тип модели зависит от условий в аккрецирующем газе на
бесконечности (р„, Тте, В„ и наличие вихрей). Модели с центробежным
замедлением (большая «завихренность» на бесконечности) обсуждались
Солпитером [174] и Шварцманом [185]. Раз-
176
Р. Д. Блэндфорд, К. С. Торн
личные случаи без центробежного замедления исследованы Шварцманом [185],
Шапиро [179, 180] и Межаросом [129].
Полная светимость соответствующей модели может быть выражена в терминах
универсальной скорости аккреции (9) и эффективности модели е,
характеризующей переход высвобождаемой гравитационной энергии, ?грав=.Мс2
, в уходящее излучение
L = еМс2 = (10"*Lo) (е/0,5) (М/М0)' ?. (14)
Для модели «песочных часов» и для модели с центробежным замедлением
эффективность е высока: е~ (от 0,05 до 0,5). Для других моделей она ниже,
например Межарос [129] дает оценку е —10-4 и L~10-*Lo для случая
/И=10/Ио, р0о=Ю-*4г-см_3, 71оо=104 К, 5=1 и магнитотурбулентного течения
без вращательного замедления.
Во всех моделях уходящее излучение складывается в основном из
циклотронного и синхротронного излучений (электронов, вращающихся в
магнитном поле). В большинстве моделей основное количество излучения
испускается из области вблизи шварцшильдов-ского радиуса. Если это
излучение приблизительно чернотельное, то оно должно иметь пик на частоте
v„aKC, определяемой из соотношений
К,акс« kTMaKC, 4п (3GM/C2)2 oTJaKC « L, (15)
/п>иакс«60 эВ(е^/.. (16)
В ультрафиолетовой части спектра этому соответствует е?~1, в видимой
части спектра —е|~10-4. Если спектр отличен от спектра чернотельного
излучения, он будет иметь максимум в области частот, равных или больших
чем 60 эВ (е^)‘^.
Большинство детально разработанных моделей дают спектры с пиком вблизи
частоты 60 эВ(е?)'/*, экспоненциальным падением выше этой частоты и
медленным падением ниже (типичный результат dL/dv ос vOT °д°°.3. Поэтому
черная дыра с массой в несколько масс Солнца, аккрецирующая межзвездный
газ, будет обнаруживать себя на оптических частотах как «звезда» низкой,
но не пренебрежимо малой светимости с довольно плоским, невыразительным
спектром. Шварцман [185], создатель первой модели, который пришел к этому
выводу, отметил сходство такого объекта с DC-белыми карликами (т. е.
белыми карликами без линий в спектрах) и предположил, что некоторые из
наблюдаемых DC-белых карликов могли бы оказаться на самом деле черными
дырами. Он также обратил внимание на характерный признак, которым могло
бы обладать излучение, идущее из окрестности черной дыры: оно могло бы
флуктуировать с характерным временем
т ~ (несколько единиц) х (-рту ~ (несколько единиц) х
х10"!с(^)- (,7)
///. Астрофизика черных дыр
177
К сожалению, детектирование таких флуктуаций в объекте столь низкой
светимости на разумных расстояниях (^100 пс) требует очень большого
телескопа, а предсказания так неопределенны, что никто пока не захотел
предоставить такой телескоп на достаточно большое время для поиска черных
дыр. Тем не менее вполне возможно, что будущие исследования смогут
отождествить такие объекты.
Кроме аккреции «стандартного» межзвездного газа можно представить себе
другие условия аккреции на изолированную черную дыру. В одном предельном
случае это была бы аккреция в галактическом гало, где межзвездная
плотность гораздо ниже чем 10-24 гх X см-3 и где возникающее излучение
почти несомненно не наблюдаемо, пока масса дыры не станет равна M^>100Mq.
В другом предельном случае возможна аккреция из очень плотного облака
газа, т. е. газа, выброшенного в течение первоначального процесса
образования дыры; в этом случае мог бы возникнуть рентгеновский источник
высокой светимости (L~ 106Lq) [130]. Самый экстремальный случай — это
черная дыра, которая образуется в ядре массивной звезды без сбрасывания
диффузной звездной оболочки. (Согласно «житейской мудрости», такое
никогда не случится, но наверняка этого случая исключить нельзя.)
Для случая дыры внутри звезды по крайней мере три исследовательские
группы (в Калифорнийском технологическом институте, Кембридже и Мюнхене)
пытались построить стационарные модели аккреции, но все оказалось
безуспешным. Кажется правдоподобным, что аккреция могла бы происходить в
стремительном экспоненциальном режиме с дырой, проглатывающей всю звезду
за время свободного падения. И столь же правдоподобно, что дыра «съест»
звезду только за время ~107 или 108 лет, что аккреция будет происходить в
колебательном по времени режиме и что продуктом такой аккреции будет
усредненная по времени светимость ?аддда да (4- 104Lo) Х(М/А10). Эта
задача требует большой работы. Детали первоначальных неудач и частичных
успехов см. в работах [16] и [96].
4. ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ
4.1. ВВЕДЕНИЕ
Примерно 50% всех звезд рождается в двойных системах: это справедливо и
для больших звезд, и для маленьких. И в 50% всех двойных систем звезды
расположены достаточно близко, чтобы существенно взаимодействовать в
Предыдущая << 1 .. 73 74 75 76 77 78 < 79 > 80 81 82 83 84 85 .. 222 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed