Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
процессе эволюции. Интересная для нас возможность состоит в том, что
более массивная звезда в двойной системе будет быстро расходовать свое
ядерное горючее и кол-лапсировать, образуя черную дыру, и что затем ее
менее массивный компаньон будет поставлять достаточно газа на дыру,
обеспечивая достаточно большую светимость.
178
Р. Д. Блэндфорд, К• С. Торн
Г рубая оценка максимально возможной светимости — это «эд-дингтоновский
предел» — значение L, для которого действие гравитации на аккрецируемый
газ точно сбалансировано направленным наружу давлением фотонов, которые
рассеивают электроны газа:
6Afp ^»дд/? _ Р /1 оч
Т5 4я г* ттн' *18'
L.ДД = ^ = (Ы0»8 Эрг.с-‘)(^). (19)
(Здесь а г — томсоновское сечение рассеяния фотонов электронами, тн —
масса атома водорода и р/тн — численная плотность электронов в
аккрецирующем газе, который предполагается состоящим в основном из
ионизованного водорода.) Если основная часть светимости L приходит из
области вблизи шварцшильдовского радиуса, то типичные фотоны должны иметь
энергию, большую или порядка энергии, соответствующей чернотельному
излучению:
hv kTвв, 4я (3GM/c*)' стТвв « L, (20)
Avs, ЗкэВ (M/M©)-1/. (L/LMa)'/‘. (21)
Таким образом, черная дыра, аккрецирующая газ в тесной двойной системе,
является многообещающим источником рентгеновского
излучения высокой светимости. То же самое верно для нейтронной звезды и в
меньшей степени для белого карлика.
Идея поисков рентгеновского излучения от черных дыр и нейтронных звезд в
двойных системах пришла в голову многим астрофизикам одновременно в 1966
г. (см. историю вопроса в работе [32] и ранние публикации [136, 184]).
Эта идея оправдала себя в 1971 г., когда исследовательская группа
Джиаккони запустила первый рентгеновский спутник Земли «Ухуру» и открыла
рентгеновское излучение пульсарного типа со светимостью /,~7.9ДД,
приходящее из нескольких двойных систем (см. обзор [66]). Пульсирующие
рентгеновские потоки очень быстро и убедительно были приписаны нейтронным
звездам [54, 68, 105, 162]; они не могли бы приходить от черных дыр, так
как теория требует, чтобы дыры были аксиально-симметричными, и тем самым
не позволяет их вращению действовать в качестве часового механизма,
регулирующего импульсы, точно следующие во времени.
С другой стороны, если нейтронные звезды могут оказаться в двойных
системах и могут испускать рентгеновское излучение при аккреции, то нет
никаких видимых причин, по которым то же самое не могли бы делать черные
дыры. Поэтому заманчиво было предположить, что некоторые из Ухуровских
непульсирующих источников могут быть черными дырами. Наиболее
убедительный способ отличить черные дыры от нейтронных звезд и белых
карликов — это взвесить их; что-либо более тяжелое, чем М?акс. должно
быть черной дырой. Взвешивание было выполнено, хотя и не очень точно,—
III. Астрофизика черных дыр
179
и выдвинуло многообещающего кандидата в черные дыры: рентгеновский
источник Cygnus Х-1. В разд. 4.5 процедура взвешивания описывается
детально наряду с другими свидетельствами в пользу предположения (но еще
не доказательства!), что Х-1 и Circinus Х-1 — черные дыры.
Прежде чем обсуждать наблюдательную ситуацию, представим необходимые для
этого теоретические основания, описывая в разд.
4. 2 эволюцию массивных двойных систем и в разд. 4.3 теорию
сбрасывания газа в дыру ее компаньоном и наконец в разд. 4.4— модели
течения газа вблизи дыры и генерации рентгеновского излучения.
4.2. ЭВОЛЮЦИЯ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ
Чем массивнее звезда, тем быстрее она будет сжигать свое ядер-ное горючее
и тем скорее она умрет. Этот факт наводит на мысль, что в двойных
системах мертвый, аккрецирующий и испускающий рентгеновское излучение
объект должен быть более массивным, чем его живой, поставляющий массу
компаньон. Однако верно как раз обратное. Во всех измеренных случаях
мертвый объект менее массивен.
Простое объяснение этого факта следует из теории эволюции тесных двойных
систем. Рассмотрим две молодые звезды на орбите относительно друг друга с
массами Mi и М2 и радиусами Rj и /?2, на расстоянии D>Ri+Ri. Более
массивная звезда 1 (Mi, Ri) называется главной звездой; менее массивная —
«второстепенной». Когда главная звезда израсходует водород в своем
центре, она переходит к сжиганию водорода в оболочках; ее центр несколько
сжимается, а поверхность расширяется. По мере того как оболочка, в
которой происходит горение водорода, постепенно движется наружу, ядро
звезды продолжает сжиматься, а ее наружные слои продолжают расширяться,
постепенно превращая звезду в красный гигант. Наконец достигается
критический радиус этого расширения
Якрит « [0,38 + 0,2 lg10 (М,/М2)] Д если 0,3 < Мх/М2 < 20,
ж 0,462 (1 +M2/Mj)-/. Д если Мх/М2 < 0,8, ( J
при котором главная звезда вторгается в источник гравитационного
потенциала своего компаньона. Когда Ri достигает /?крит, говорят, что
главная звезда «заполняет свою полость Роша» и начинается перетекание,
