Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
которое происходит столь интенсивно, что к моменту его прекращения
главная звезда оказывается менее массивной, чем второстепенная. Если
главная звезда в результате не уменьшает свою массу ниже
чандрасекаровского предела M„fKC, она будет кол-лапсировать, образуя
нейтронную звезду или черную дыру, прежде чем вторая звезда сильно
эволюционирует, и если сбрасывание массы при коллапсе не разрушит двойную
систему, результатом бу-
180
Р. Д. Блэндфорд, К? С. Торн
дет нейтронная звезда или черная дыра на орбите вокруг более массивной,
нормальной звезды.
Детальные модели делают такой сценарий более правдоподобным (см.,
например, [212]). Однако в этих моделях имеются некоторые трудности. В
моделях, построенных для объяснения образования наблюдаемых рентгеновских
двойных, начальное разделение D не должно быть гораздо больше, чем Ri+Rz.
В результате, когда главная звезда расширяется, она сбрасывает газ во
вторичную звезду быстрее, чем вторичная звезда может его принимать;
вторичная звезда расширяется, приходя в контакт с главной звездой; в этой
контактной системе масса продолжает перетекать из главной звезды на
вторичную, но вскоре после установления контакта кончается сфера
применимости вычислительных методов, используемых авторами модели.
Конечный результат предсказать невозможно; о нем можно лишь делать
заключение, исходя из наблюдаемого существования рентгеновских двойных. О
деталях трудностей таких моделей и о некоторых соображениях относительно
эволюции контактной системы см. в [62, 101); обзор теории эволюции
двойных систем см. в работе [199] и указанных там ссылках.
Насколько массивной должна быть главная звезда, чтобы превратиться в
черную дыру? Ответ будет зависеть от оценки переноса массы главной
звездой на ее стадии гиганта, которая в свою очередь будет зависеть от
начального отношения масс MjMt и расстояния D. В настоящее время эта
зависимость неизвестна в силу неопределенностей, касающихся эпохи
контакта. Неизвестна также вероятность того, что двойная система выдержит
возмущения, возникающие, когда в процессе рождения дыры выбрасывается
масса и испускается гравитационное излучение [70]. Поэтому можно думать,
что четвертая часть всех черных дыр Галактики была рождена в тесных
двойных системах, избежавших разрушения в процессе рождения черных дыр, и
точно так же можно думать, что черные дыры никогда не встречаются в
тесных двойных системах.
4.3. СБРАСЫВАНИЕ ГАЗА НА ДЫРУ ЗВЕЗДОЙ-КОМПАНЬОНОМ
Рассмотрим черную дыру, которой удалось образоваться в тесной двойной
системе. До тех пор пока вторая звезда сохраняет возраст звезды «главной
последовательности» (т. е. пока она находится на ранних стадиях горения
водорода в центре), она будет поставлять на дыру очень мало массы. Однако
по мере старения второй звезды происходят два явления: 1) она расширяется
в размерах до тех пор, пока не переполнит свою полость Роша и не начнет
сбрасывание сильного потока газа на дыру; 2) она становится все более
яркой, и ее возрастающая яркость ведет к возрастающе сильному звездному
ветру горячей плазмы с ее поверхности. Дыра может захватывать часть этого
ветра. Когда дыра аккрецирует часть ветра или потока из полости Роша,
может случиться третье явление;
III. Астрофизика черных дыр
181
3) сильный рентгеновский поток, ударяясь о поверхность звезды, может
существенно видоизменить поток массы от звезды, тем самым видоизменяя
рентгеновский поток и, возможно, даже образуя са-морегулируемую систему.
Конечно, все эти три процесса могут происходить и в случае нейтронных
звезд в роли главной звезды так же, как и в случае черной дыры.
Когда были открыты рентгеновские двойные, среди теоретиков бушевали
страсти вокруг относительной важности переполнения полости Роша,
звездного ветра и саморегулирования; см., например, [54, 120, 158, 176,
211] и цитируемые там работы. Хотя эти дебаты еще не закончены, по-
видимому, достигнуто предварительное согласие в нескольких пунктах.
1. Саморегуляция, вероятно, не является доминирующим фактором вблизи
вторичной звезды, хотя она может играть важную роль вблизи черной дыры
или нейтронной звезды [120].
2. Минимальная скорость аккреции
Мми„ ~3(L/c2)~3- 1О_1оЛ40год-1 (23)
требуется для генерации наблюдаемого рентгеновского излучения со
светимостями L^3000Lq [211].
3. Аккрецирующая нейтронная звезда не сможет принять аккре-цируемую
массу, если скорость аккреции превышает величину
Л4макс — ЮАэдд/са ~ 10-8Л4о год _1 (24)
Значительно большие скорости переноса массы, вероятно, будут гасить
рентгеновский источник; см. ниже, а также [211].
4. Звездный ветер, достаточно сильный для производства Л4МИИ, встречается
только в звездах главной последовательности с массой, превышающей 45Л4©
(звезды спектрального класса Of), и в звездах с массами M^2QM§,
исчерпавших свои запасы водорода
в центре и теперь расширяющихся на стадии гиганта (звезды,
которые классифицируются спектроскопически как «сверхгиганты более
