Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
Другой метод взвешивания состоит в определении степени деформации
супергиганта притяжением компаньона, которую можно вывести из малого
изменения видимой яркости с периодом2,8 дня. Третий (несколько
рискованный) способ использует массу сверхгиганта, оцениваемую по его
спектральному типу. К счастью, все методы дают согласующиеся результаты
(см. [29]): масса темного компаньона лежит между 8Mq и 18Mq; она выше
М^кс и М“'[?кс; компаньон может быть только черной дырой.
В обычной ситуации астрономы уверенно приняли бы этот результат. Но
поскольку в данном случае решается судьба первого открытия человеком
черной дыры и поскольку твердые заключения иногда разрушаются
своевременно не замеченными систематическими ошибками, астрономы
проявляют осмотрительность. Пока не будет найдено дополнительное,
независимое подтверждающее доказательство — доказательство скорее
положительное, чем отрицательное типа «чем же еще это может быть?» — они
не хотят делать вывод, что Cygnus Х-1 —действительно черная дыра.
Текущие надежды на подтверждающее доказательство фокусируются на быстрой
переменности рентгена. Сюняев [195] указал на то, что если в
аккрецирующем газе образуются горячие пятна, то можно ожидать
квазипериодических флуктуаций рентгеновского излучения в масштабах,
равных орбитальным периодам этих горячих пятен (несколько миллисекунд
вблизи дыры). Намеки на такие флуктуации наблюдались с помощью больших
рентгеновских телескопов, установленных на ракетах [171, 172], но
статистика пока недостаточна, и флуктуаций в действительности могло и не
быть [218]. Если будущие наблюдения с большими телескопами на орбите
обнаружат миллисекундные флуктуации и если они покажут резкое
низкопериодное обрезание, тогда доводы в пользу черной дыры могут стать
решающими; и из этого обрезания можно будет
190
Р. Д. Блэндфорд, К? С. Торн
извлечь значение периода последней стабильной круговой орбиты вокруг
дыры. Но пока это только надежды.
Из дюжины других более или менее хорошо изученных рентгеновских двойных
только одна рассматривается сегодня как вероятный кандидат в черные дыры:
Circinus Х-1. К сожалению, в этом случае ожидания целиком основаны на
поразительном сходстве между ее рентгеновским спектром и коротковременной
переменностью и этими же характеристиками для Cygnus Х-1 [31, 63, 140].
Только недавно были отождествлены оптическая и радиозвезды, связанные с
Circinus Х-1 [222]. Они еще недостаточно хорошо изучены, чтобы дать
полную и полезную информацию о ее шансах оказаться черной дырой.
5. ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ В ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЯХ
5.1. ТЕОРИЯ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ
В разд. 3 мы описывали пути старения и смерти массивных сферических
звезд.
Старение звезды характеризуется постепенным сжатием ядра и расширением
оболочки. Смерть начинается, по-видимому, с коллапса ядра, ведущего к
образованию черной дыры.
Теория предсказывает похожую эволюцию для сферического звездного
скопления. В его ядре звезды стремятся эволюционировать к максвелловскому
распределению скоростей в результате двухчастичных столкновений звезд,
движущихся по гиперболическим орбитам. Однако звезды, лежащие в
высокоэнергетическом хвосте этого распределения, ускользают из ядра на
слабосвязанные орбиты с большими г или вообще ускользают из скопления
(«испарение»). В результате ядро постепенно теряет энергию и сжимается, и
развивается гало из слабо связанных, радиально выходящих на орбиту звезд.
В конечном итоге — если игнорировать трехчастичные столкновения и
физические лобовые столкновения звезд — ядро становится неустойчивым
вследствие общерелятивистских эффектов и коллапсирует, образуя
сверхмассивную черную дыру [90, 231]. Учет трехчастичных столкновений и
физических столкновений делает картину более сложной и трудной для
анализа, но образование сверхмассивной черной дыры является разумной
возможностью; см. § VI обзора Лайтмана и Шапиро [114] и имеющиеся там
ссылки.
Характерное время заметного сжатия ядра называется «центральным временем
релаксации» скопления. Оно численно равно времени, необходимому для того,
чтобы за счет двухчастичных столкновений вблизи центра скопления
существенно изменялась орбита звезды. Прицельный параметр b для
одиночного столкновения, меняющего орбиту, определяется соотношением
Gm/b = j v*,
(31)
III. Астрофизика черных дыр
191
где v — среднеквадратичная скорость в ядре, т — средняя масса звезды.
Здесь, как и в физике плазмы, малоугловые отклонения дают эффект
случайных блужданий, который логарифмически больше, чем одиночные
столкновения. Следовательно, центральное время релаксации есть
________2 (3/2)3/» (3/2)3/» и~3___
" ~ пс (л*2) (у ) In (0,5 N) ~ 2nG*m*nc In (0,5 Ы) ~
— П-1013 лет!________( у /10 кмс -1)8___
-(1 1U лет; („c/nc;i)(m/jWG)2|n(o,5yv) '
Здесь пс — центральная звездная плотность (число на кубический парсек), a
N — полное число звезд в скоплении. Численные и аналитические
исследования показывают, что коллапс ядра скопления происходит примерно
