Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pazh_bh/pazh_bh.ps Дата изменения: Fri Mar 1 16:55:59 2002 Дата индексирования: Sat Dec 22 05:04:49 2007 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: оболочки звезд

Близкие молодые одиночные черные дыры
М.Е.Прохоров и С.Б.Попов 
Государственный Астрономический Институт им. Штернберга
Краткое содержание
Мы рассматриваем близкие молодые черные дыры, образовавшиеся
после взрывов сверхновых в тесных двойных системах, вторые компонен-
ты которых наблюдаются сейчас как т.н. "убегающие звезды". Исполь-
зуя данные по убегающим звездам и делая разумные предположения о
механизмах взрыва сверхновой и распада двойной системы, мы оцени-
ваем сегодняшние координаты близких молодых черных дыр. Для двух
объектов нами получены относительно небольшие области локализации
(порядка 50-100 квадратных градусов). Мы обсуждаем возможность ре-
гистрации этих близких молодых черных дыр.
Пульсары, нейтронные звезды и черные дыры  ренттгеновские и гамма-
источники  сверхновые и остатки сверхновых  звездные скопления и
ассоциации, звездная динамика
email:
 С. Б. Попов: polar@sai.msu.ru
М. Е. Прохоров: mike@sai.msu.ru
1

1 Введение
В настоящее время обнаружены черные дыры звездных масс в тесных
двойных системах (см. Черепащук 1996) и сверхмассивные черные ды-
ры в ядрах галактик (см. Корменди 2001). Было бы крайне интересно
обнаружить одиночную черную дыру звездной массы, однако это техни-
чески очень сложная задача. В связи с этим представляют интерес близ-
кие одиночные черные дыры. Для обнаружения таких объектов было бы
желательно уменьшить область поиска, т.е. заранее оценить координа-
ты возможных источников. Ниже мы предлагаем метод такой оценки и
иллюстрируем его на конкретных примерах.
В работе (Попов и др. 2002) мы кратко обсуждали близкие молодые
компактные объекты (нейтронные звезды и черные дыры) и предполо-
жили связь радиотихих нейтронных звезд в солнечной окрестности с
недавними вспышками сверхновых, породившими структуры в локаль-
ной межзвездной среде (Local Bubble, Loop I и др.). Здесь мы более
детально рассматриваем близкие молодые черные дыры.
Основная идея нашей работы состоит в следующем. Мы оцениваем
современные координаты близких (r < 1 кпк) молодых (возраст < 6
миллионов лет) черных дыр, образовавшихся в тесных двойных систе-
мах с массивными вторыми компонентами, распавшихся после первого
взрыва сверхновой. После распада системы появляется т.н. "убегающая
звезда"(Блаау 1961). Зная современные координаты и скорость убегаю-
щей звезды и задавая параметры двойной системы и вспышки сверхно-
вой (об эволюции двойных см., например, Липунов, Постнов, Прохоров
1996), мы можем оценить положение черной дыры в настоящий момент.
2

2 Молодые массивные звезды в окрестностях Солн-
ца
Солнце находится в не вполне обычной области Галактики. В солнеч-
ных окрестностях доминирует т.н. Пояс Гулда (см. Поппел 1997). Это
дискообразная структура размером порядка 750-1000 пк. Центр лежит
в 150-250 пк от Солнца. Плоскость Пояса наклонена к плоскости Галак-
тики на  18 Ж . Возраст Пояса Гулда оценивается в 30-70 миллионов лет,
т.о. в последнее время там заканчивается жизнь наиболее многочислен-
ных звезд из числа тех, которые могут породить вспышку сверхновой
(M  8-10 M ). Вероятно, с Поясом Гулда связаны одиночные радио-
тихие нейтронные звезды, открытые спутником ROSAT (Попов и др.
2002) и некоторые из неотождествленных источников каталога EGRET
(Гренье и Перро 2001).
На расстоянии  700 пк от Солнца известно 56 убегающих звезд
(Хугерверф и др. 2001). Они образовались либо при динамической эво-
люции скоплений и ассоциаций в которых они родились (наиболее веро-
ятная причина  тесное сближение двойных), либо в результате распада
двойной системы при взрыве сверхновой. Четыре звезды из этой груп-
пы обладают массами больше  30 M (следует отметить, что т.к. эти
звезды одиночные и массивные масса для них определяется с не очень
высокой точностью).
Данные по рассматриваемым здесь убегающим звездам приведены в
табл. 1, где мы использовали параметры, приведенные в работе (Хугерверф
и др. 2001).
В работе (Хугерверф и др. 2001) авторы детально исследовали все 56
близких убегающих звезд. Эти звезды близки в том смысле, что они
были промерены спутником Hipparcos, и мы знаем их положения на небе,
собственные движения и параллаксы с миллисекундной точностью (в
3

Таблица 1: Параметры четырех наиболее массивных убегающих звезд
Солнечной окрестности (из Хугерверф и др. 2001).
Звезда Масса, M Скорость, км/с Кинем. возраст, млн лет
 Per 33 65 1
HD 64760 2535 31 6
 Pup 67 62 2
 Cep 40-65 74 4.5
этой работе мы пренебрегаем ошибками определений скоростей и др.
параметров убегающих звезд). Авторы проследили движение этих звезд
в Галактике и для большинства из них (в том числе для всех четырех
массивных) нашли когда и из какой ассоциации эти звезды вылетели,
а также какой из двух возможных механизмов выброса действовал для
каждой конкретной звезды.
Наиболее вероятно, что все четыре массивные убегающие звезды при-
обрели свою высокую пространственную скорость в результате распадов
двойных систем после взрывов сверхновых (пятая очень массивная звез-
да   Ori по всей видимости была выброшена из ассоциации в резуль-
тате динамического взаимодействия, см. Хугерверф и др. 2001). Можно
привести сразу несколько аргументов в пользу такого вывода:
 Эти звезды очень массивные. Для того, чтобы быть выкинутыми из
скопления (ассоциации) им надо было пролететь вблизи звезд срав-
нимой массы. Иначе, по закону сохранения импульса, выброшен-
ными из системы оказались бы именно менее массивные звезды,
а столь массивных звезд очень мало при любой разумной функ-
ции масс. Близкий пролет нескольких массивных звезд оказыва-
ется чрезвычайно редким событием, по сравнению с достаточно
редкими тесными тройными сближениями звезд малых масс.
 Массивные звезды живут всего несколько миллионов лет. Этот
факт накладывает на описанное в предыдущем пункте редкое со-
4

бытие дополнительное ограничение  сближение должно успеть
произойти пока массивные звезды не взорвались как сверхновые.
 И, наконец, все эти звезды летят со скоростями в несколько раз вы-
ше дисперсии скоростей тех ассоциаций, в которых они родились.
Сам по себе этот факт ничему не противоречит, после удачного
тесного сближения звезды могут приобретать достаточно высокие
скорости. Однако это происходит только в редких случаях, средняя
величина приобретаемой в таких процессах скорости существенно
ниже.
За более детальными аргументами для каждой из четырех звезд этой
группы мы отсылаем читателя к уже упоминавшейся работе (Хугерверф
и др. 2001).
Итак, по всей видимости каждая из этих четырех звезд входила в
двойную систему, в которой некоторое время назад взорвалась ее со-
седка. Взорвавшаяся звезда прошла весь свой эволюционный путь бы-
стрее, то есть была еще более массивной, чем наблюдаемая нами убегаю-
щая звезда. Как считается сейчас, именно такие очень массивные звезды
(M > 3040 M ) при своем коллапсе образуют не нейтронные звезды, а
черные дыры (Вайт, ван Парадайз 1996, Фраер 1999). Более того, у звезд
со слегка б
ольшими массами (M & 4050 M ) скорее всего происходит
прямой коллапс ядра в черную дыру без промежуточной стадии горячей
нейтронной звезды (см., например, БисноватыйКоган, 1968).
3 Распад двойной системы после взрыва сверх-
новой
Если сверхновая взрывается симметрично, а двойная система, в которой
этот взрыв произошел, обращалась по круговой орбите, то для распада
двойной необходимо сбросить по крайней мере половину массы систе-
мы (все аспекты распада двойной системы при сбросе массы подробно
5

рассмотрены в статье Хиллса (1983)). Например, если масса убегающей
звезды равна M opt = 30M и не изменилась существенно с момента рас-
пада системы, а масса черной дыры равна MBH = 10M , то масса сбро-
шенной оболочки должна быть не меньше
M > M opt +MBH = 40M , а
масса взорвавшейся предсверхновой M SN = MBH+
M > 50M . Так как
столь массивные звезды очень сильно теряют вещество за время своей
жизни (как минимум 30% начальной массы), то каждая из рассматри-
ваемых нами звезд входила в чрезвычайно массивную двойную систему.
Масса предсверхновой для  Pup получается из подобного рассуждения
равной 87:5M , т.е. или это была особо массивная звезда (> 100M при
рождении), или потеря массы была существенно ниже ожидаемой.
Мы рассматриваем только системы с двумя массивными звездами.
Следует сразу заметить, что прохождение этих систем через стадию об-
мена массой маловероятно. Более того, как устойчивое, так и неустой-
чивое (с общей оболочкой) перетекание вещества приводит к сближению
масс компонент двойной. В результате чего симметричный взрыв сверх-
новой скорее всего уже не может разорвать систему. Другое условие,
используемое нами  круговая орбита  после стадии обмена массой
гарантированно выполняется.
Так как наши системы были достаточно тесными (скорости с которы-
ми летят сейчас убегающие звезды порядка их орбитальных скоростей
в двойных системах), то предположение о круговых орбитах выглядит
приемлемым, а очень высокая масса предсверхновой делает вероятным
прямой коллапс ядра сверхновой в черную дыру (Вайт, ван Парадайз
1996). Как принято считать сегодня, такой коллапс идет симметрично
и не сопровождается отдачей (т.е. скорость черной дыры такая же, как
скорость предсверхновой перед взрывом), в отличие от процесса образо-
вания нейтронных звезд, которые рождаются с пространственными ско-
ростями в несколько сот километров в секунду (Лайн, Лоример 1994).
6

Распады двойных систем из-за взрывов сверхновых рассматривались
в целом ряде работ (см., например, Таурис, Такенс 1998, Хиллс 1983).
Однако, поскольку два приведенных выше условия скорее всего выпол-
няются, то распад происходит самым простым образом (см. рис.1). Обо-
лочка сбрасывается симметрично относительно центра предсверхновой
и уносится по прямой в направлении и со скоростью ее орбитального
движения в момент взрыва. Движение относится к центру оболочки, а
ее симметричное расширение на него не влияет. Центр масс двух звезд
(черной дыры и второго компонента двойной системы, ставшего убегаю-
щей звездой) движется в противоположном направлении, но с большей
скоростью, так как масса сброшенной оболочки превышает сумму масс
оставшихся звезд.
В системе центра масс двух звезд (куда не включается сброшенная
оболочка) скорости звезд сразу после взрыва направлены перпендику-
лярно соединяющей их линии, относительная скорость звезды и черной
дыры равна относительной орбитальной скорости звезд перед взрывом
(см. рис.2). И убегающая звезда, и черная дыра движутся по подобным
гиперболам с эксцентриситетом e =
M=(M opt + MBH ) > 1. По мере
удаления звезд друг от друга векторы их скоростей повернутся на угол
' : sin ' = 1=e. В предельном случае, когда сброшенная масса равна точ-
но половине массы системы, звезды движутся по параболам (e = 1) и
за время разлета направление их скоростей изменяется на 90 Ж . На рис.2
параболические траектории показаны пунктиром.
В системе центра масс предсверхновой (см. рис.3) к гиперболическо-
му (параболическому) разлету звезд добавляется равномерное движение
их центра тяжести, в результате чего как убегающая звезда, так и чер-
ная дыра двиужтся в сторону противоположную движению сброшенной
оболочки.
7

4 Расчет положения черных дыр
Зная положение каждой из звезд на небе, расстояние до нее и компонен-
ты ее скорости, мы можем проинтегрировать назад по времени ее дви-
жение в гравитационном потенциале Галактики. Кинематический воз-
раст (время, прошедшее после взрыва сверхновой и распада двойной)
мы брали из работы (Хугерверф и др. 2001). Т.о. можно найти с какой
скоростью v opt относительно ассоциации вылетела каждая из убегающих
звезд, и как эта скорость была направлена. По величине v opt нам надо
определить скорость черной дыры, v BH . Эта задача имеет однозначное
решение, если заданы
M и MBH и мы можем найти скорость v BH и
угол который она образует с v opt : (vBH ; v opt ) = \
vBHv opt . Движение
центра масс оболочки, черной дыры и убегающей звезды происходит в
плоскости орбиты двойной системы, ориентация которой нам неизвест-
на. Т.о. vBH оказывается направленной по боковой поверхности конуса,
ось которого совпадает с v opt , а угол полураствора равен . Конкретное
положение вектора vBH на конусе мы будем характеризовать азимуталь-
ным углом  (угол  связан с ориентацией плоскости орбиты двойной
системы, выбор начала его отсчета для дальнейшего рассмотрения несу-
щественен). Определить из наблюдений конкретное положение vBH на
поверхности конуса (т.е. угол ) мы не можем, поэтому необходимо ва-
рьировать этот параметр.
После задания параметров распада двойной системы необходимо про-
интегрировать движение черной дыры от момента ее рождения до насто-
ящего времени. Для интегрирования движения в потенциале Галактики
мы использовали такой же код и константы, задающие потенциал Галак-
тики, как и в расчетах движения одиночных нейтронных звезд (Попов
и др. 2000).
В этом пункте мы сделали три упрощающих предположения, которые
перечислим здесь, а обсудим ниже:
8

Таблица 2: Параметры областей локализации черных дыр, связанных с
массивными убегающими звездами.
Название Расстояние, пк Скорость, км/с Область локал. NEGRET
 Per 537-611 19-70  7 Ж  7 Ж 1
HD 64760 263-645 11-59  45 Ж  50 Ж 12
 Pup 404-519 33-58  12 Ж  12 Ж 1
 Cep 223-534 19-70  45 Ж  45 Ж 6
 Симметричный взрыв сверхновой, в ходе которого пространствен-
ная скорость остатка (черной дыры) на изменяется.
 Мы предполагали, что ассоциация движется по круговой орбите в
диске Галактики.
 Скорость движения двойной системы внутри ассоциации не учи-
тывалась.
Эти предположения позволяют использовать описанное выше соотноше-
ние между скоростями убегающей звезды и черной дыры в точке распада
двойной системы. Для каждого набора параметров ,
M и MBH мы по-
лучаем вектор vBH (;
M;MBH ), а проинтегрировав движение черной
дыры от момента взрыва сверхновой до настоящего времени  находим
ее положение на небе. При переборе допустимых значений параметров
эти точки будут заметать на небе область, где надо искать черную дыру.
В табл. 2 мы приводим данные о черных дырах по результатам на-
ших расчетов: расстояние от Солнца; скорость черной дыры относитель-
но межзвездной среды (т.е. относительно кругового вращения в данной
точке); размер области локализации; число неотождествленных источни-
ков EGRET в этой области. Видно, что несмотря на упрощающие пред-
положения для  Cep и HD 64760 получены неперспективно большие
области на небе. Траектория оптической звезды и несколько возможных
траекторий черной дыры для системы породившей  Pup приведены на
рис.4, а возможная область локализации черной дыры для той же си-
9

Таблица 3: Масса сброшенной оболочки
M , масса предсверхновой M SN ,
и скорость черной дыры относительно межзвездного вещества для ко-
лец, показанных на рисунках 5 и 7. Наибольшие значения масс приведе-
ны для иллюстрации. Однако следует заметить, что снижение верхнего
предела массы предсверхновой до 100M для  Per и до 120M для
 Pup практически не меняет области локализации черных дыр.
 Pup

M;M 78 79 80 82 85 90 95 100 110 120
M SN ; M 88 89 90 92 95 100 105 110 120 130
v, км/с 5758 5657 5556 5355 5152 4749 4446 4143 3738 3335
 Per

M;M 44 45 47 50 55 60 70 80 100 120
M SN ; M 54 55 57 60 65 70 80 90 110 130
v, км/с 6970 6668 6263 5658 4951 4446 3335 3132 2425 1920
стемы  на рис.5 (оба рисунка даны в галактических координатах). На
рис.6 и 7 те же результаты приведены для  Per. Поскольку для двух
других звезд мы получили очень большие области локализации, рисунки
для них не приводятся.
5 Обсуждение и заключение
Из сделанных нами предположений о скоростях наиболее неопределен-
ным и существенным кажется первое (о нулевой отдаче при образовании
черной дыры). Если проводить здесь аналогию с нейтронными звездами
(т.е. масштабировать скорость соответственно увеличению массы ком-
пактного объекта и изменению др. параметров), то черная дыра могла
бы приобрести при рождении дополнительную скорость до нескольких
десятков километров в секунду, что полностью испортило бы получен-
ную область локализации. Однако, в настоящий момент нет озназнач-
ных экспериментальных данных, свидетельствующих в пользу малой
или большой скорости отдачи черных дыр.
Предположение о круговом движении молодых звездных ассоциаций
в диске Галактики выглядит достаточно хорошим, кроме того это дви-
10

жение в принципе можно измерить. Движение двойной внутри ассоци-
ации можно учесть при расчетах (прибавив случайно ориентированную
скорость величиной порядка дисперсии скоростей внутри ассоциации к
вектору движения ее центра). Эти скорости невелики и их учет при-
ведет к небольшому увеличению областей локализации (по сделанным
оценкам на 15-20 %). В этой иллюстративной статье мы пренебрегаем
небольшими поправками.
Вероятность обнаружения черной дыры растет при приближении к
соответствующей убегающей звезде. Это связано с тем, что более близ-
кое положение двух компонентов на небе соответствует более близким
массам звезд до взрыва. При функции масс, спадающей в сторону более
массивных звезд, близкое положение черной дыры и убегающей звезды
оказывается более вероятным. Однако, функция распределения оказы-
вается достаточно широкой, и резкого максимума в месте современного
положения убегающей звезды нет. С наблюдательной точки зрения си-
туация еще сложнее, т.к. более далекое взаимное расположение черной
дыры и убегающей звезды соответствует более низкой пространственной
скорости черной дыры (см. табл. 3), т.е. (при той же плотности меж-
звездного газа) более высокому темпу аккреции, что должно облегчить
обнаружение такого объекта.
Активность черной дыры в жестком диапазоне может быть связана с
аккрецией турбулизованного межзвездного вещества (Шварцман, 1971).
Такое вещество обладает угловым моментом и не может сразу упасть
на черную дыру, а образует вблизи нее аккреционное кольцо, которое
под действием вязкости превращается в диск. Если вещество из такого
кольца не полностью выпадает на черную дыру за время пересечения
ею ячейки межзвездной турбулентности, то вблизи черной дыры начнет
формироваться новое кольцо вещества с другой ориентацией. Эти кольца
аннигилируют (т.е. взаимно уничтожают момент друг друга), что при-
11

водит к усилению темпа аккреции. Темп аккреции будет очень сильно
меняться на характерных временах пересечения турбулентных ячеек (от
суток до лет в зависимости от скорости черной дыры относительно меж-
звездной среды). Верхние пределы на скорость черных дыр (см. табл. 2)
довольно велики, и ожидать существенного темпа в этом случае нельзя,
однако, нижние пределы делают оценку _
M довольно оптимистичной.
Эффективность аккреции на одиночную черную дыру рассматрива-
лась многими авторами (см., например, Грузинов 1998 и ссылки там).
Однако, особый интерес в нашем случае представляет нестационарная
активность черных дыр (например, Грузинов 1999). При низкой средней
светимости и относительно больших расстояниях (сотни пк, см. табл. 2)
источник может быть открыт во время кратковременного увеличения
потока.
Поскольку для звезд  Per и  Pup мы получили относительно неболь-
шие области возможной локализации черных дыр, для этих объектов из
третьего каталога EGRET можно выделить лишь по одному кандидату.
Это источники 3EG J0747-3412 (для  Pup) и 3EG J0416+3650 (для 
Per). Для  Cep и HD64760, обладающих в наших расчетах большими
областями локализации черных дыр, в каталоге EGRET было найдено
соответственно 6 и 12 источников. Однако, в последних случаях особый
интерес могут вызывать источники особенно близкие к наблюдающейся
убегающей звезде. Это 3EG J2227+6122 в случае  Cep и 3EG J0724-4713,
3EG J0725-5140, 3EG J0828-4954, 3EG J0903-3531 в случае HD64760.
Отметим, что исследование массивных убегающих звезд может про-
лить дополнительный свет на механизм взрыва массивных звезд. В наи-
более популярном на сегодняшний день механизме взрыва сверхновой
(Фраер 1999) коллапс звезд с массой > 40M происходит вообще без
выброса вещества и ведет к формированию наиболее массивных черных
дыр. Но в таком случае трудно объяснить распад двойных систем, в ко-
12

торых второй компонент тяжелее  30M . Прохоров и Постнов (2001)
рассмотрели различные механизмы взрывов сверхновых и пришли к за-
ключению, что лучше всего наблюдаемое распределение компактных
объектов по массам дает магнито-ротационный механизм. В этом ме-
ханизме отдача для черных дыр намного меньше, чем для нейтронных
звезд, а кроме того происходит сброс оболочки даже в случае образова-
ния черной дыры. Изучение продуктов распада тесных двойных систем
может дать дополнительные аргументы в пользу того или иного меха-
низма взрыва сверхновых.
Кроме черных дыр, образовавшихся в массивных тесных двойных
системах, в солнечной окрестности должно быть еще около 20 черных
дыр моложе 10 млн. лет. Это следует из темпа вспышек сверхновых в
Поясе Гулда порядка 20-30 за миллион лет (Гренье 2000) и отношения
числа нейтронных звезд и черных дыр (порядка 10:1). Кроме этого в 1
кпк вокруг Солнца можно ожидать большое число более старых черных
дыр. Однако, выявить эти объекты без некоторого априорного знания
их координат и других параметров (пространственная скорость, рассто-
яние от Солнца) затруднительно. Именно поэтому мы попытались про-
иллюстрировать как можно определить эти параметры по данным об
убегающих звездах.
Мы благодарим проф. К.В. Куимова и проф. А.С. Расторгуева за
консультации и рецензентов за сделанные замечания, способствовавшие
улучшению статьи. СП благодарит за дискуссии Монику Колпи, Альдо
Тревеса, Роберто Туроллу и Луку Зампьери. Также мы благодарим орга-
низаторов и участников конференции HEA-2001 (ИКИ) за возможность
представления и плодотворного обсуждения этой работы.
Данная работа была поддержана грантом РФФИ 00-02-17164.
13

Список литературы
[1] БисноватыйКоган Г.С., Астрофизика, 4, 221 (1968).
[2] Блаау (A. Blaauw), Bull. Astron. Inst. Netherlands, 15, 265 (1961).
[3] Вайт, ван Парадайз (N.E. White, J. van Paradijs), Astrophys. J., 473,
L25, (1996).
[4] Гренье (I.A. Grenier), Astron. Astrophys., 364, L93 (2000).
[5] Гренье, Перро (I.A. Grenier, C.A. Perrot), Gamma 2001 (Ed. S. Ritz,
N. Gehrels, C.R. Shrader, Melville, New York, AIP conferences, 2001,
587, p. 649).
[6] Грузинов (A. Gruzinov), Astrophys. J., 501, 787 (1998).
[7] Грузинов (A. Gruzinov), astro-ph/9908101.
[8] Корменди (J. Kormendy), Rev. Mex. Astron. Astrophys., 10, 69 (2001).
[9] Лайн, Лоример (A.G. Lyne, D.R. Lorimer), Nature. 1994. 369, 127
(1994).
[10] Липунов, Постнов, Прохоров (V.M. Lipunov, K.A. Postnov, M.E.
Prokhorov), Astrophys. and Space Phys. Rev., 9, part 4 (1996).
[11] Поппел (W. Poppel), Fund. Cosm. Phys., 18, 1 (1997).
[12] Попов и др. (S.B. Popov, M.E. Prokhorov, M. Colpi, A. Treves, R.
Turolla), Gravitation & Cosmology (в печати), astro-ph/0201030 (2002).
[13] Попов и др. (S.B. Popov, M. Colpi, A. Treves, R. Turolla, V.M.
Lipunov, M.E. Prokhorov), Astrophys. J., 530, 896 (2000).
[14] Прохоров, Постнов (M.E. Prokhorov, K.A. Postnov), Odessa Astr.
Publ., 14, 78 (astro-ph/0110176) (2001).
14

##########
######
########
##############
##### #### #####
Рис. 1: Схема распада двойной системы после взрыва сверхновой.
[15] Таурис, Такенс (T.M. Tauris, R.J. Takens), Astron. Astrophys., 330,
1047 (1998).
[16] Фраер (C.L. Fryer), Astrophys. J., 522, 413 (1999).
[17] Хиллс (J.G. Hills), Astrophys. J., 267, 322 (1983).
[18] Хугерверф и др. (R. Hoogerwerf, J.H.J. de Bruijnr, P.T. de Zeeuw),
Astron. Astrophys., 365, 49 (2001).
[19] Черепащук А.М., УФН, 166, 809 (1996).
[20] Шварцман В.Ф., Астрон. журн., 48, 479 (1971).
15

##########
######
######
####
Рис. 2: Разлет звезд после взрыва сверхновой в системе их центра масс.
Y
##########
######
######
####
Рис. 3: Разлет звезд после взрыва сверхновой в системе предсверхновой.
16

180 200 220 240 260
Galactic Longitude
-10
-5
0
5
10
Galactic
Latitude
z Pup, M opt
=67.5M o
Рис. 4: Траектории движения по небу убегающей звезды  Pup (сплош-
ная линия) и четыре возможных траектории движения черной дыры
(штриховые линии). Масса черной дыры полагалась равной MBH =
10M .
17

240 245 250 255 260
Galactic Longitude
-10
-5
0
5
10
Galactic
Latitude
z Pup, M opt
=67.5M o
Рис. 5: Область возможной локализации черной дыры  происходящей
из той же распавшейся двойной системы, что и убегающая звезда  Pup.
Кольца соответствуют различным значениям сброшенной масс
M и
ориентации орбиты предсверхновой . Звездочкой отмечено положение
убегающей звезды. Кружком обозначено положение неотождествленно-
го источника каталога EGRET (3EG J0747-3412). Масса черной дыры
полагалась равной MBH = 10M . В табл. 3 приведены скорости, соот-
ветствующие различным сброшенным массам,
M . Различные значения
скорости и сброшенной массы в таблице соответствуют различным коль-
цам на рисунке. Наименьшее значение
M соответствует ближайшему
к убегающей звезде кольцу.
18

140 150 160 170
Galactic Longitude
-16
-14
-12
-10
-8
Galactic
Latitude
x Per, M opt
=33.5M o
Рис. 6: Траектории движения по небу убегающей звезды  Per (сплошная
линия) и четыре возможных траектории движения черной дыры (штри-
ховые линии). Масса черной дыры полагалась равной MBH = 10M .
19

156 158 160 162 164 166
Galactic Longitude
-16
-14
-12
-10
-8
-6
Galactic
Latitude
x Per, M opt
=33.5M o
Рис. 7: Область возможной локализации черной дыры  происходящей
из той же распавшейся двойной системы, что и убегающая звезда  Per.
Кольца соответствуют различным значениям сброшенной масс
M и
ориентации орбиты предсверхновой . Звездочкой отмечено положение
убегающей звезды. Кружком обозначено положение неотождествленно-
го источника каталога EGRET (3EG J0416+3650). Масса черной дыры
полагалась равной MBH = 10M . В табл. 3 приведены скорости, соот-
ветствующие различным сброшенным массам,
M . Различные значения
скорости и сброшенной массы в таблице соответствуют различным коль-
цам на рисунке. Наименьшее значение
M соответствует ближайшему
к убегающей звезде кольцу.
20