Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168565&uri=cherepashchuk11.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Mon Apr 11 15:45:35 2016
Кодировка: Windows-1251

Поисковые слова: релятивистское движение
Научная Сеть >> Черные дыры в двойных звездных системах
Rambler's Top100 Service
Поиск   
 
Обратите внимание!   Посетите Сервер по Физике Обратите внимание!
 
  Наука >> Физика >> Специальные разделы >> Астрофизика | Популярные статьи
 Написать комментарий  Добавить новое сообщение
 См. также

Популярные заметкиПочему так мало кандидатов в черные дыры в двойных звездных системах?

Популярные статьиТесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции: Стадия рентгеновской двойной системы

Популярные статьиТесные двойные системы: (1)

НовостиМассивные черные дыры

Популярные статьиПроблемы современной астрофизики: Поиск черных дыр и "микроквазары" в нашей галактике

ФотографииNGC 4697: рентгеновское излучение из эллиптической галактики

Словарные статьиАккреция

Популярные статьиЧто происходит в центре Галактики?

Популярные заметкиЧерные дыры промежуточных масс

Популярные статьиТесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции: fig3

НовостиРентгеновская парочка

НовостиМоделирование черных дыр на суперкомпьютере

ФотографииРентгеновские джеты XTE J1550

Популярные заметкиПроект "Краткая Энциклопедия": 1600

Популярные заметкиКак найти одиночную черную дыру?

Популярные статьиАктивные ядра галактик

Популярные статьиАктивные ядра галактик: природа "центральной машины"

ФотографииРентгеновские звезды в скоплении 47 Тукана

Популярные статьиВселенная в компьютере: PSR 1913+16

НовостиПрямое доказаетльство существования черных дыр в природе

Черные дыры в двойных звездных системах

А.М.ЧЕРЕПАЩУК

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва

Изложены новейшие данные по определению масс черных дыр в рентгеновских двойных звездных системах. К настоящему времени известно 10 рентгеновских двойных систем, содержащих массивные (с массой более трех солнечных) рентгеновские источники - кандидаты в черные дыры. Замечательно, что ни у одного из них не наблюдается феноменов рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера I типа.

Введение

Как известно, черной дырой называется область пространства-времени, в которой гравитационное поле настолько сильно, что даже свет не может покинуть эту область. Это происходит, если размеры тела меньше его гравитационного радиуса

$$r_g=\frac{2GM}{c^2}\,,$$

где G - постоянная тяготения, c - скорость света, М - масса тела. Гравитационный радиус Солнца 3 км, Земли - около 9 мм.

Общая теория относительности А. Эйнштейна предсказывает удивительные свойства черных дыр, из которых важнейшее - наличие у черной дыры горизонта событий. Для невращающейся черной дыры радиус горизонта событий совпадает с гравитационным радиусом. На горизонте событий для внешнего наблюдателя ход времени останавливается. Космический корабль, посланный к черной дыре, с точки зрения далекого наблюдателя, никогда не пересечет горизонт событий, а будет непрерывно замедляться по мере приближения к нему. Все, что происходит под горизонтом событий, внутри черной дыры, внешний наблюдатель не видит. Космонавт в своем корабле в принципе способен проникнуть под горизонт событий, но передать какую-либо информацию внешнему наблюдателю он не сможет. При этом космонавт, свободно падающий под горизонтом событий, вероятно, увидит другую Вселенную и даже свое будущее ... Связано это с тем, что внутри черной дыры пространственная и временная координаты меняются местами и путешествие в пространстве здесь заменяется путешествием во времени. Еще более необычны свойства вращающихся черных дыр. У них горизонт событий имеет меньший радиус, и погружен он внутрь эргосферы - области пространства-времени, в которой тела должны непрерывно двигаться, подхваченные вихревым гравитационным полем вращающейся черной дыры.

Столь необычные свойства черных дыр многим кажутся просто фантастическими, поэтому существование черных дыр в природе часто ставится под сомнение. Однако, забегая вперед, отметим, что, согласно новейшим наблюдательным данным, черные дыры действительно существуют и им присущи удивительные свойства.

Как образуются черные дыры

Известно, что если масса ядра звезды, претерпевшего изменения химического состава из-за термоядерных реакций и состоящего в основном из элементов группы железа, превышает 1,4 солнечной массы $M_{\odot}$, но не превосходит трех солнечных масс, то в конце ядерной эволюции звезды происходит коллапс (быстрое сжатие) ядра, в результате которого внешняя оболочка звезды, не затронутая термоядерными превращениями, сбрасывается, что приводит к явлению вспышки сверхновой звезды. Это приводит к формированию нейтронной звезды, в которой силам гравитационного притяжения противодействует градиент давления вырожденного нейтронного вещества. Огромные силы давления вырожденного нейтронного вещества обусловлены тем, что нейтроны обладают полуцелым спином и подчиняются принципу Паули, согласно которому в данном энергетическом состоянии может находиться только один нейтрон.

При сжатии ядра звезды на поздней стадии эволюции температура поднимается до гигантских значений - порядка миллиарда кельвинов, поэтому ядра атомов разваливаются на протоны и нейтроны. Протоны поглощают электроны, превращаются в нейтроны и испускают нейтрино. Нейтроны же, согласно квантовомеханическому принципу Паули, запрещающему им находиться в одинаковых состояниях, начинают при сильном сжатии эффективно отталкиваться друг от друга. В случае массы коллапсирующего ядра звезды меньше 3$M_{\odot}$ скорости нейтронов значительно меньше скорости света и упругость вещества, обусловленная в основном эффективным отталкиванием нейтронов, может уравновесить силы гравитации и привести к образованию устойчивых нейтронных звезд. В случае массивных ядер звезд (m > 3$M_{\odot}$) скорости нейтронов велики, силы отталкивания между ними не могут уравновесить силы гравитации. В этом случае образующаяся нейтронная звезда остывая коллапсирует, согласно существующим представлениям, в черную дыру. Поскольку при образовании нейтронной звезды радиус звезды уменьшается от 106 до 10 км, из условия сохранения магнитного потока H0R02=HnRn2(где H0 $\approx$ 100 Гс, R0 $\approx$ 106 км - напряженность магнитного поля и радиус ядра звезды до сжатия, Hn, Rn - те же характеристики нейтронной звезды) следует, что магнитное поле нейтронной звезды радиусом 10 км может достигать очень большой величины - порядка 1012 Гс. Радиус нейтронной звезды порядка 10 км, плотность вещества достигает миллиарда тонн в кубическом сантиметре.

Хорошо известные радиопульсары и рентгеновские пульсары как раз и представляют собой нейтронные звезды, причем число известных радиопульсаров достигает 700. Радиопульсары наблюдаются как источники строго периодических импульсов радоизлучения, что связано с переработкой энергии быстрого вращения звезды в направленное радиоизлучение через посредство сильного магнитного поля. Рентгеновские пульсары светят за счет аккреции вещества в тесных двойных звездных системах: сильное магнитное поле нейтронной звезды направляет плазму на магнитные полюсы, где она сталкивается с поверхностью нейтронной звезды и разогревается в ударной волне до температур в десятки и сотни миллионов градусов. Это приводит к излучению рентгеновских квантов. Поскольку ось магнитного диполя не совпадает с осью вращения нейтронной звезды, рентгеновские пятна (их называют аккреционными колонками) при вращении нейтронной звезды то видны для земного наблюдателя, то экранируются телом нейтронной звезды, что приводит к эффекту маяка и феномену рентгеновского пульсара - строго периодической переменности рентгеновского излучения на временах от долей секунды до тысяч секунд. Периодические пульсации радио- или рентгеновского излучения говорят о том, что у нейтронной звезды есть сильное магнитное поле ($\approx$ 1012 Гс), твердая поверхность и быстрое вращение (периоды радиопульсаров достигают миллисекунд времени). У черной дыры строго периодических пульсаций излучения ожидать не приходится, поскольку, согласно предсказанию общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна, описывающей сильные гравитационные поля, черная дыра не имеет ни твердой поверхности, ни сильного магнитного поля.

Для звезд, массы железных ядер которых в конце эволюции превышают три солнечных, ОТО предсказывает неограниченное сжатие ядра (релятивистский коллапс) с образованием черной дыры. Это объясняется тем, что силы гравитации, стремящиеся сжать звезду, определяются плотностью энергии, а при громадных плотностях вещества, достигаемых при сжатии ядра звезды (порядка миллиарда тонн в кубическом сантиметре), главный вклад в плотность энергии вносит уже не энергия покоя частиц, а энергия их движения и взаимодействия. Получается, что давление вещества при больших плотностях как бы само "весит": чем больше давление, тем больше плотность энергии и, следовательно, силы гравитации, стремящиеся сжать вещество. Кроме того, при сильных гравитационных полях, согласно ОТО, становятся принципиально важными эффекты искривления пространства-времени, что также способствует неограниченному сжатию ядра звезды.

Черные дыры с очень большими массами (до миллиардов солнечных масс), по-видимому, существуют в ядрах галактик, и в последние годы в наблюдательном исследовании сверхмассивных черных дыр наметился существенный прогресс в связи с использованием космического телескопа им. Хаббла и применения методов радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами. Кроме того, теория предсказывает возможность существования первичных черных дыр, образовавшихся в момент образования Вселенной. Мы ограничимся рассмотрением лишь черных дыр звездной массы, образовавшихся на конечных этапах эволюции массивных (с массами в десятки солнечных) звезд.

Методы определения масс черных дыр

Известно, что массу звезды можно измерить, если она входит в двойную систему. Наблюдая движение звезд - компонент двойной системы и применяя законы Кеплера, вытекающие из закона тяготения Ньютона, можно измерить массы звезд. При этом, поскольку размеры орбиты двойной системы в миллионы раз больше гравитационных радиусов компонент, для определения масс звезд, в том числе и масс нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах, вполне достаточно использования закона тяготения Ньютона. Мы не рассматриваем здесь случай двойных радиопульсаров, где громадная точность определения моментов прихода радиоимпульсов позволяет наблюдать релятивистские эффекты (обусловленные ОТО) в движении пульсара, и по ним определять с высокой точностью массы пульсаров, и даже наблюдать вековое укорочение орбитального периода двойной системы, обусловленное излучением потока гравитационных волн.

Оптическая звезда в двойной системе является не только пробным телом в гравитационном поле черной дыры, позволяющим измерить ее массу, но также своеобразным донором, поставляющим вещество на соседний релятивистский объект (нейтронную звезду или черную дыру). Аккреция этого вещества на релятивистский объект приводит к разогреву плазмы до температур в десятки и сотни миллионов градусов и к появлению мощного рентгеновского источника. Теоретическое предсказание мощного энерговыделения при несферической аккреции вещества на черную дыру было сделано в 1964 году Я.Б. Зельдовичем и Е.Е. Салпитером. Теория дисковой аккреции вещества на релятивистский объект в тесной двойной звездной системе развита в начале 70-х годов в работах Н.И. Шакуры и Р.А. Сюняева, Дж. Прингла и М. Риса, И.Д. Новикова и К.С. Торна.

К настоящему времени с бортов специализированных спутников открыты десятки тысяч компактных рентгеновских источников, большинство из которых представляют собой рентгеновские двойные системы - тесные двойные системы, состоящие из нормальной оптической звезды типа Солнца и релятивистского объекта, находящегося в режиме аккреции вещества. Космические рентгеновские и наземные оптические наблюдения в данном случае прекрасно дополняют друг друга: наличие мощного рентгеновского источника (со светимостью, в сотни тысяч раз превышающей болометрическую светимость Солнца) указывает на присутствие в двойной системе массивного объекта малых размеров (менее радиуса Земли), а спектральные и фотометрические наблюдения оптического спутника позволяют измерить массу релятивистского объекта. Если масса релятивистского объекта превышает три солнечных, его можно считать кандидатом в черные дыры. К настоящему времени число таких кандидатов в черные дыры в двойных системах с надежно измеренными массами достигло десяти и благодаря успехам рентгеновской и оптической астрономии непрерывно возрастает. Постепенно выявляется замечательный факт: ни один из известных десяти кандидатов в черные дыры не является рентгеновским пульсаром, то есть кандидаты в черные дыры отличаются от нейтронных звезд не только большими массами, но и наблюдательными проявлениями в полном соответствии с предсказаниями ОТО (!).

Опишем, как можно определить массу черной дыры в рентгеновской двойной системе. Наблюдения доплеровских смещений линий в спектре оптической звезды, вызванных ее орбитальным движением, позволяют построить кривую лучевых скоростей этой звезды, то есть зависимость от времени проекции вектора полной скорости звезды на луч зрения. Период, амплитуда и форма кривой лучевых скоростей определяют функцию масс оптической звезды:

$$f_{\upsilon}(m)\frac{m_{x}^{3}\sin i^{3}}{(m_{x}+m_{\upsilon})^2} = 1,038\cdot 10^{-7}K^{3}_{\upsilon}P(1-e^{2})^{3/2}\,,$$

где $m_x$ , $m_{\upsilon}$ - массы релятивистского объекта и оптической звезды (в солнечных массах), $K_{\upsilon}$ - наблюдаемая полуамплитуда кривой лучевых скоростей оптической звезды (в км/с), $Р$ - орбитальный период (в сутках), $e$ - эксцентриситет орбиты, $i$ - наклонение орбиты системы (угол между нормалью к плоскости орбиты и лучом зрения). Легко видеть, что функция масс оптической звезды $f_{\upsilon}(m)$ - это абсолютный нижний предел для массы релятивистского объекта $m_x$. Значение массы релятивистского объекта (в нашем случае черной дыры) вычисляется по формуле

$$m_x = f_{\upsilon}(m)\left(1+\frac{m_{\upsilon}}{m_{x}}\right)^{2}\frac{1}{\sin{i}^{3}}\,.$$

Таким образом, для нахождения массы черной дыры помимо кривой лучевых скоростей необходимо из независимых данных знать два параметра: отношение масс компонент $q = m_{x} / m_{\upsilon}$ и наклонение орбиты i.

Величины q и i могут быть определены из анализа оптич