Астрофизика, кванты и теория относительности - Каррелли А.
Скачать (прямая ссылка):
Интерес к этим идеям возрос благодаря достижению нового понимания астрофизических процессов в звездах на конечной стадии термоядерной эволюции и в то же время, обнаружению новых примеров физических процессов, протекающих в полностью релятивистских режимах в экстремальных гравитационных полях. Открытие в 1968 г. пульсаров, и особенно открытие пульсара NP 0532, до сих пор пульсирующего в центре остаточного облака от взрыва сверхновой в 1054 г., дало первое эффектное подтверждение этих теоретических работ. Идентификация пульсаров с вращающимися нейтронными звездами была обусловлена многими экспериментальными данными
[5, 6].
Позднее стало совершенно ясно, что, поскольку существование критической массы для нейтронных звезд является достоверным, черные дыры должны с необходимостью существовать в природе. Много исследований было выполнено в двух различных направлениях: по предсказанию той астрофизиче-
1J R. Ruffini, Институт физики им. Г. Маркони, Римский университет.
2) Обзор основных теоретических работ по гравитационно сколлапсиро-вавшим звездам содержится в сборниках статей [5, 6].
398
Р. Руффини
ской обстановки, в которой черная дыра может стать наблюдаемой, и по установлению независимости существования критической массы от любых предположений относительно поведения вещества при сверхъядерных плотностях (в значительной мере неизвестного).
Было установлено, что в рамках общей теории относительности нейтронная звезда не может иметь массу больше 3,2 M0 [8] *). Предположение, теоретически наиболее важное для открытия черных дыр в несколько солнечных масс, следовало из анализа тесных двойных систем, начатого Шкловским [9], Зельдовичем и Новиковым [10] и Хаякавой и Матсуокой [И]. Эти авторы привели доводы, согласно которым в тесной двойной системе, образованной обычной звездой и нейтронной звездой или черной дырой, вещество, перетекающее с обычной звезды на гравитационно сколлапсировавшую компоненту, будет так сильно сжиматься и нагреваться, что должен будет наблюдаться сильный поток рентгеновского излучения.
Еще один значительный шаг был сделан в результате непосредственных экспериментальных наблюдений — открытия в 1971 г. со спутника «Ухуру» двойных рентгеновских источников [5, 6, 12].
Наблюдения Джаккони с сотр. явно подтвердили, что был открыт действительно этот тип двойных систем [5, 6, 12].
В это время нами была предложена возможная классификация этих рентгеновских источников [13]. К одному классу мы отнесли двойные рентгеновские источники а) излучающие рентгеновские лучи острыми и регулярными импульсами через промежутки времени порядка секунд или минут, б) с потоками рентгеновского излучения порядка IO36 эрг/с dE/dt
IO38 эрг/с = IO5 L©. Эти источники были отождествлены с аккрецирующими нейтронными звездами.
При этом баланс энергии для наблюдаемых рентгеновских лучей может быть объяснен с помощью гравитационной энергии связи вещества, аккрецирующего на нейтронную звезду. Поскольку ожидается, что на поверхности нейтронной звезды гравитационная энергия связи частицы массы т равна 0,1 тс2, скорость аккреции 10м г/с ^.dM/dt IO17 г/с должна быть достаточной для объяснения наблюдаемого потока рентгеновских лучей. Тогда наблюдаемый период пульсаций может быть отождествлен с периодом вращения нейтронной звезды, сообщаемого аккрецирующей магнитосфере неаксиально-симметричным магнитным полем.
1) Относительно гипотез, используемых в этом доказательстве, см., например, [6] (с. 583).
8. О гравитационно сколлапсировавших объектах
399
В настоящее время известно большое число источников, принадлежащих данному классу 1):
Cen ХЗ с собственным периодом пульсаций Po ~ 4,84 с, периодом двойной 2,09 дня и массой нейтронной звезды 0,6 ^ ^ Мх/М0 ^ 1,8 (см., например, [14]).
Геркулес Xl с собственным периодом пульсаций P0 ~ 1,24 с, периодом двойной 1,7 дня и массой нейтронной звезды Mx ~ ~ 1,3 Al0 [15].
SMCX-I с собственным периодом пульсаций Po ~ 0,716 с, периодом двойной 3,893 дня [16] и массой нейтронной звезды (пока весьма неопределенной) Mx ~ 2M0 (см., например, [13]).
3U0900-40, или Xl Паруса, с собственным периодом пульсаций P0 « 283 с, периодом двойной 8,95 дня и массой нейтронной звезды 1,3 с< Л1*/Л10 с< 2,2 [14].
Очень вероятно, что три других источника — 3U1223-62 с собственным периодом пульсаций P0 ~ 11,64 мин, 3U1728-24 с Р0« 4,31 мин и 3U1813-14 с Po ~ 31,9 мин [17] —также являются членами того же класса.
Тот факт, что все массы пульсирующих источников, которые были измерены, действительно меньше 3,2 M0 представляется весьма удовлетворительным в свете теоремы о максимальной массе нейтронной звезды [8].
К другому классу мы отнесли источники с а) светимостью IO36 эрг/с dE/dt IO38 эрг/с в рентгеновском диапазоне, б) потоками рентгеновских лучей без регулярных пульсаций, возможно, со всплесками не дольше нескольких миллисекунд каждый и в) массой больше 3,2 M0. Эти источники были отождествлены с черными дырами.
Баланс энергии для наблюдаемого потока рентгеновского излучения от этих источников может быть объяснен как следствие аккреции вещества на нейтронную звезду или черную дыру. Гравитационная энергия связи для пробной частицы массы m на поверхности черной дыры может достигать тс2 или
