Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
за 100 trc [ 192] и большинство звезд, более массивных, чем 2 т, оседают
в центре скопления через ~30tre [191].
Характерные времена 100 trc и 30 trc больше возраста вселенной для всех
типов скоплений, кроме двух: шаровых скоплений и (возможно) центральных
ядер некоторых галактик, которые мы рассмотрим соответственно в п. 5.2 и
разд. 6.
5.2. НАБЛЮДАЕМЫЕ СВОЙСТВА ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ
Шаровые скопления являются сферическими и содержат в типичных случаях от
104 до 108 звезд в радиусе скопления от 50 до 100 пс; их структура
включает центральное ядро радиусом в несколько парсек и плотностью звезд
/гс~103—105 пс-8, окруженное более разреженным гало. Астрономы могут
разрешать индивидуальные звезды в скоплении и из наблюдаемой дисперсии
радиальных скоростей, наблюдаемой центральной звездной плотности и
оцениваемой средней звездной массы могут вычислять центральное время
релаксации скопления. Эти времена заключены в интервале от ~107 до 1010
лет (см., например, рис. 1 в работе 110]). Для сравнения фактический
возраст всех шаровых скоплений в нашей Галактике (выведенный из возрастов
звезд, которые именно сейчас становятся гигантами) равен 1 • Ю10 лет, т.
е. возрасту самой Галактики. Это с уверенностью наводит на мысль, что
значительная часть шаровых скоплений, с которыми была рождена наша
Галактика, к настоящему времени умерли в результате коллапса ядра, что
примерно 50 или больше из оставшихся ~200 умрут в следующие 10е лет и что
в этих 50 обреченных скоплениях все звезды более тяжелые, чем 2Mq, к
настоящему времени осели в центре [115].
Где находятся умершие скопления? Никто не знает. И мы не знаем, на что
они должны быть похожи, за исключением того факта, что они могли бы
содержать в своих сколлапсировавших ядрах умеренно массивные черные дыры.
Сколь массивные? Аргументы, касающиеся влияния трехчастичных столкновений
и физических звездных столкновений в умирающем ядре, подсказывают, что
192
Р. Д. Блэндфорд, К? С. Торн
Л4дЫры^1000 М(Э и что большая часть остальной массы скопления может уже
испариться [112].
А какова ситуация с обреченными, но живыми скоплениями, чьи массивные
звезды уже должны были осесть в центре? Этот вопрос в последние годы
побудил астрономов тщательно исследовать ядра шаровых скоплений. Одним из
признаков центральной конденсации, которая могла бы быть теперь массивной
черной дырой, должно быть ее гравитационное влияние на звезды в
скоплении. Дыра должна преимущественно притягивать звезды к себе,
создавая пик в наблюдаемой поверхностной яркости скопления. Хотя
несколько наблюдаемых шаровых скоплений имеют неразрешаемые ядра, угловое
разрешение все еще недостаточно, чтобы установить или опровергнуть
существование в центре черной дыры. Лучшее, что можно сделать,— это
установить верхний предел ~104 Mq на массы таких дыр [9, 89].
В 1974 г., когда вопросы умирания скопления находились на ранних стадиях
изучения, в шаровых скоплениях были неожиданно открыты рентгеновские
источники. К настоящему времени семь рентгеновских источников
располагаются в боксе ошибок, который содержит шаровое скопление, и
большинство из семи, по-видимому, находится в этих скоплениях. Это
означает, что тогда как шаровые скопления содержат только ~10-4
галактической звездной массы, они содержат несколько процентов ее
компактных рентгеновских источников. Более того, все, кроме одного, из
семи рентгеновски излучающих шаровых скоплений входят в список
обреченных, для которых 100f„<1010 лет.
Когда эти факты начали выясняться, казалось очевидным следующее
заключение [10, 186J: рентгеновские источники являются сверхмассивными
черными дырами (M~1004-104Mq). образовавшимися в результате оседания
тяжелых (M^2Mq) звезд и дыр в центре скопления, и рентгеновское излучение
генерируется при аккреции межзвездного газа скопления.
Хотя эта теория остается неопровергнутой до наших дней, она перестала
быть привилегированной. Главная причина состоит в том, что некоторые из
рентгеновских источников в шаровых скоплениях оказались «барстерами» (т.
е. излучателями цепочек нерегулярно следующих во времени вспышек), и
большинство теоретиков сегодня подозревают, что такая вспышечная
активность связана с аккрецией газа на магнитную нейтронную звезду (см.,
например, [104]). С другой стороны, капризы астрофизической моды могут
вновь выдвинуть на передний план модели с черными дырами еще до
окончательного установления истины.
8.3. ПРИЛИВНОЕ ВОЗДЕЙСТВИЕ НА ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ
Когда шаровое скопление проходит через диск нашей Галактики, его сильное
гравитационное поле производит возмущение в рас-
///. Астрофизика черных дыр
193
пределении звезд диска. Это возмущение включает в себя увеличение
плотности за скоплением, которое создает гравитационное увлечение
(«приливное трение») движения скопления. Тремейн [205] показал, что
приливное трение достаточно сильно, чтобы увлекать более массивные из
шаровых галактических скоплений в центр Галактики за время, меньшее чем
