Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
Rs « 2GMJVI. (26)
Вещество, пересекающее этот ударный фронт, падает на дыру с чистым
удельным угловым моментом
/ » RAvop6, (27)
где D — расстояние между дырой и центром второй звезды и п0рв« wiGMjD)'1'
— орбитальная скорость дыры относительно второй звезды. Для разумных
значений параметров (например, параметров, соответствующих Cygnus Х-1,
где ТИх» ЮМ©, M2«25Af©, D«40/?©, i>№«2(GM„/Я,)1/*» 1000 км-с-1, иорЛ«300
км'-с-1, rAPt}lRQ) величина / будет порядка /крит, так что центробежные
силы становятся сильными только вблизи горизонта дыры и аккреционный
диск, если он имеется, образуется недалеко от горизонта. Однако этот
вывод очень чувствителен к скорости ветра вблизи дыры (/~/?д~?С4),
184
Р. Д. Блэндфорд, К? С. Торн
а эта скорость является неопределенной, по крайней мере с точностью до
множителя, равного 4. Если скорость ветра меньше, чем ожидается, будет
образовываться большой диск; если скорость больше, никакого диска не
образуется; если она флуктуирует во времени, диск мог бы образоваться и
быть разрушен. Детали см. в работе [181].
В случае быстрого ветра газ, который проходит через ударный фронт, падает
квазирадиально на дыру. Он, по-видимому, будет нести с собой какое-то
магнитное поле, которое начинается на второй звезде и которое
«запутывается» в падающем газе. Эта ситуация напоминает аккрецию массы из
межзвездной среды, за исключением того, что скорость аккреции М гораздо
больше, чем в межзвездном случае. Межарос [129, 130] построил модели для
падения, которые похожи на магнитотурбулентные модели [см. уравнение (12)
и далее]. Основная разница состоит в том, что поскольку М больше,
плотность выше, и циклотронное излучение как доминирующий процесс
охлаждения заменяется тормозным излучением и/или неупругим комптоновским
рассеянием низкоэнергетических циклотронных фотонов высокоэнергетическими
электронами. Охлаждение является достаточным, чтобы конкурировать с
магнитотурбулентным нагреванием вблизи горизонта, и поскольку большая
часть высвобождаемой гравитационной энергии уходит в тепло [см. 13],
эффективность генерации излучаемой светимости высока:
e = L/Alc2;sO,2. (28)
Температура излучающих электронов, регулируемая балансом нагревания и
охлаждения, оказывается равной Г~10в К, и излучение в значительной
степени идет в диапазон очень жесткого рентгена.
Подходящим выбором свободных параметров в этой модели Межарос достиг
разумного согласия с наблюдениями для Cygnus Х-1. Однако 1) согласие
оказалось не лучше, чем в случае дисковых моделей, 2) в этой модели
имеется достаточно ad hoc (хотя и разумных) предположений, таких,
например, как обсуждавшиеся в связи с (12) и (13), чтобы заставить
привередничать (даже) астрофизиков.
Когда вторичная звезда теряет массу за счет истечения из полости Роша или
«медленного» ветра, значение / велико по сравнению с /крит и центробежные
силы будут создавать аккреционный диск на достаточно больших радиусах.
По аккреционным дискам было выполнено громадное количество теоретических
исследований с момента открытия двойных рентгеновских источников. (Наша
стопка препринтов и оттисков составляет семь дюймов публикаций по этому
предмету.) Недавний обзор литературы дан Принглом [161], педагогическое
введение — в раннем обзоре Новикова и Торна [135].
III. Астрофизика черных дыр
185
Теория структуры диска критическим образом зависит от толщины диска: если
на радиусе г толщина диска h~r, диск считается толстым, если h<^r —
тонким. Для тонких дисков теория является вполне приемлемой, для толстых
— нет. Лучшие модели для Cyg-nus Х-1 включают диски, которые могут быть
толстыми в их внешних областях, но становятся тонкими через несколько е-
радиусов по мере движения внутрь, а затем вновь становятся толстыми
вблизи дыры.
Толщина диска регулируется балансом между его внутренним давлением р и
вертикальным гравитационным сжатием, обусловленным приливным притяжением
(тензором Римана) дыры:
plh да р (GM/r3) h. (29)
Поскольку плотность внутренней энергии газа (представляющей собой сумму
тепловой, магнитной и турбулентной энергий) примерно равна его давлению,
то выполняется соотношение
h / р \Ч,_ ( плотность внутренней энергии \‘/* T~\pGM/r) \плотность
гравитационной энергии/ ’ '
которое означает, что диск является тонким в том и только в том случае,
если он очень эффективно излучает свою внутреннюю энергию.
В тонком диске газ вращается по почти кеплеровским орбитам (неравенство
p<^GMp/r подразумевает, что силы радиального давления не могут сильно
видоизменить кеплеровское движение). Рассмотрим два смежных кольца газа в
таком диске. Внешнее кольцо имеет более низкую кеплеровскую угловую
скорость, чем внутреннее. Следовательно, вязкое трение между этими двумя
кольцами ускоряет наружное кольцо и замедляет внутреннее кольцо,
заставляя наружное кольцо раскручиваться по спирали наружу, в то время
как внутреннее закручивается по спирали внутрь. В результате вязкость
приводит к отталкиванию между этими двумя кольцами. При рассматривании
