Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Хокинга В. -> "Общая теория относительности " -> 82

Общая теория относительности - Хокинга В.

Хокинга В. Общая теория относительности — М.: Мир, 1983. — 455 c.
Скачать (прямая ссылка): obshayatepriyaotnositelnosti1983.djvu
Предыдущая << 1 .. 76 77 78 79 80 81 < 82 > 83 84 85 86 87 88 .. 222 >> Следующая

ранние, чем тип В1») [211].
5. Звездного ветра хватает только на (несколько единиц)-106 лет в редком
случае массивной звезды главной последовательности и только на (несколько
единиц)-104 лет в более обычном случае «гиганта» [211].
6. Только на самых ранних стадиях переполнения полости Роша величину М
можно удержать ниже Л1„акс; раз достигнуто перетекание, развивается
неустойчивость и уносит массу вторичной звезды со скоростью, заключенной
между ~10~вЛ4огод_1(для М2» »2Л4©) и ~Ю~8 М© год-1 (для Мг«20Мо) [211].
7. Ранняя стадия перетекания с малым М будет продолжаться, если вращение
вторичной звезды медленнее, чем ее орбитальное движение [176].
182
Р. Д. Блэндфорд, К. С. Торн
8. Стадия такого перетекания длиннее в наиболее тесных двойных, где
перетекание начинается до того, как центральный водород полностью
исчерпается («случай А»), чем в менее тесных двойных, где оно начинается
на стадии горения водорода в оболочках («случай В») [176].
9. В более благоприятном случае А полная продолжительность перетекания в
условиях Л4мин^ЛЮ1макс составляет величину ~ 10“ лет для Мг«2Мо и ~104
лет для M2&20Mq [176].
Как обсуждалось в 4.2, вторичная звезда обычно гораздо массивнее, чем
сама дыра, т. е. M2^10Mq. Если это так, то перечисленные выше пункты
подразумевают время жизни двойной системы в стадии рентгеновской двойной
от ~10* до 106 лет по сравнению с временем жизни вторичной звезды на
главной последовательности ~107 лет и современным возрастом галактики
~lO0 лет. Это обстоятельство вместе с существованием двух хороших
кандидатов в черные дыры среди наблюдаемых рентгеновских двойных (разд.
4.5) означает, что наша Галактика может содержать ^300 черных дыр с
молодыми тесными компаньонами главной последовательности и ^3-106 мертвых
двойных с черными дырами. Где они в небе?
Дыры с компаньонами главной последовательности очень трудно
идентифицировать наблюдательно (см. разд. 4.5). Мертвые рентгеновские
двойные, вероятно, отождествить еще труднее, хотя на самом деле и
неизвестно, что искать. Смерть двойной системы с черной дырой может
начаться, когда дыра начинает прятаться за неудержимо растущим
переполнением полости Роша ее компаньона. Дыра может тогда найти свою
орбиту под увеличенной поверхностью своего компаньона. Вообще говоря, не
ясно, будет ли дыра затем двигаться по спирали к центру своего
компаньона, образуя звезду с чернодырным ядром, которую теоретики не
могут моделировать (разд. 3.2), или дыра будет способствовать сбрасыванию
оболочки компаньона, но позволит ядру бодро эволюционировать к вымиранию
в белого карлика, нейтронную звезду или черную дыру. В первом случае
конечным продуктом была бы одна большая черная дыра. Во втором — это была
бы тесная двойная система из двух компактных объектов (подобная «двойному
пульсару» [85]), которая в конце концов слилась бы в один компактный
объект под действием реакции гравитационного излучения. В любом случае
смертные муки двойной системы могли бы оказаться интересными в
наблюдательном отношении — если бы можно было угадать, что искать.
Предварительные усилия по анализу этих результатов в случае двойной
системы с нейтронной звездой сделаны Таамом, Боденхаймером и Острайкером
[196], а также Торном и Житков [201]. Моделям с черной дырой до сих пор
было уделено мало внимания.
III. Астрофизика черных дыр
183
4.4. МОДЕЛИ ТЕЧЕНИЯ ГАЗА НА ДЫРУ И ГЕНЕРАЦИИ РЕНТГЕНОВСКИХ ЛУЧЕЙ
С 1971 г., когда астрономы осознали, что Cygnus Х-1 мог бы быть черной
дырой, астрофизики посвятили много усилий моделированию течения газа на
дыру и расчету свойств рентгеновских лучей, которые при этом испускаются.
Полуколичественное согласие с наблюдениями достигнуто. Однако нет
гарантии, что модели близко походят на реальность главным образом потому,
что могут быть построены весьма различные модели, дающие одинаково
хорошее согласие с наблюдениями.
Имеются две главные категории моделей: модели радиального падения и
модели аккреционного диска. Какие из них правильны, зависит от того,
насколько большим угловым моментом обладает аккрецирующий газ. Когда
угловой момент j на единицу массы значительно превосходит величину
juvai = (2GMtic*)c, (25)
центробежные силы будут определять характер течения и образовывать
аккреционный диск на радиусах, больших по сравнению с горизонтом (Mi —
масса дыры, отмеченная индексом «1», так как она была главной звездой
системы). Когда /^/крнт, центробежные силы будут оказывать малое влияние,
и газ будет падать на дыру квазирадиально. Величина углового момента
зависит от деталей выброса массы второй звездой. В случае переполнения
полости Роша газ имеет почти такой же удельный угловой момент
относительно центра дыры, как сама вторая звезда, поэтому /^>/крит, и
аккреционный диск образуется на очень больших радиусах. В случае аккреции
из ветра скорости vw дыра при сверхзвуковом движении сквозь ветер создает
своим гравитационным притяжением ударный фронт радиусом
Предыдущая << 1 .. 76 77 78 79 80 81 < 82 > 83 84 85 86 87 88 .. 222 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed