Реальная возможность открытия чёрных дыр в космосе представляется на первый взгляд безнадёжной. Из чёрной дыры не может вырваться ничто - даже свет! Поэтому нелепо было бы предполагать, чтобы астрономы когда-нибудь смогли заметить в свои телескопы на небе чёрную дыру.
Из чёрной дыры ничто не может никогда вырваться, ибо её гравитационное поле очень сильно. Однако именно посредством своего поля чёрная дыра могла бы оказывать заметное влияние на движение соседних тел. Значит, не исключено, что чёрную дыру удастся обнаружить по необычному поведению видимых объектов, движущихся в её окрестности. Тогда речь шла бы о косвенном открытии чёрной дыры, а следовательно, пришлось бы приложить значительные усилия, чтобы исключить возможность истолкования данных наблюдений без привлечения идеи о чёрной дыре.
Значительную долю всех звёзд, которые наблюдаются на небе, составляют в действительности двойные звёзды . Как упоминалось в гл. 6, двойная звезда - это на самом деле две звезды, вращающиеся около их общего центра масс, как, например, обращаются около друг друга Земля и Луна.
Астрономы выясняют разными способами, не является ли данная звезда двойной. Во-первых, многолетние наблюдения могут показать, что две видимых по отдельности звёзды медленно движутся по небу вокруг друг друга. Такие звёзды называются визуально-двойными . Во-вторых, астроном может видеть только одну звезду из двух в двойной системе: вторая звезда нередко оказывается слишком слабой, чтобы её можно было разглядеть даже в телескоп. Но при изучении спектров такой, казалось бы, одиночной звезды астрономы замечают, как спектральные линии звезды строго закономерным образом сдвигаются то в одну, то в другую сторону. Это является ещё одним убедительным свидетельством того, что перед нами двойная система, хотя мы видим всего одну звезду. Когда видимая звезда движется в нашу сторону, линии её спектра немного сдвигаются в синюю сторону. Пройдя половину своей орбиты, видимая звезда станет удаляться от Земли, и её спектральные линии станут немного сдвинутыми в красную сторону. Тогда мы говорим о спектрально-двойной системе.
Бывает, что двойная звезда расположена таким образом, что одна из её составляющих проходит перед другой. В силу такой случайной ориентации орбит звёзд они при наблюдении с Земли поочередно затмевают друг друга. Даже если отдельные звёзды подобной пары увидеть невозможно, в момент затмения ближайшая из них будет заслонять часть света, идущего от более далёкой. Тогда земной астроном будет замечать временное ослабление общего блеска системы во время каждого затмения. В таком случае речь идет о затменной двойной системе .
Для астронома двойные звёзды важны потому, что часто можно рассчитать (или по крайней мере оценить) массы этих звёзд, проводя достаточно детальные наблюдения их движения. Как упоминалось в гл. 6, анализ наблюдения двойных звёзд привел к установлению соотношения масса-светимость (см. рис. 6.5), свидетельствующего о наличии прямой связи между массой и светимостью звёзд главной последовательности.
В начале 1960-х годов двум советским астрофизикам, Зельдовичу и Гусейнову, пришла в голову интересная мысль. Допустим, что одна звезда двойной системы - это чёрная дыра. Такая система не может быть визуально-двойной, ибо чёрная дыра невидима. Подобную систему, вероятно, нельзя обнаружить и как затменную двойную. Даже если орбиты будут в ней ориентированы точно так, как требуется, размеры чёрной дыры чересчур малы, чтобы экранировать заметную часть света видимой звезды. Но спектрально-двойной такая система может быть. При движении видимой звезды вокруг чёрной дыры спектральные линии будут смещаться то в красную, то в синюю сторону. Однако второй компонент спектрально-двойной системы может казаться невидимым просто потому, что он очень слаб. Чтобы исключить такое истолкование данных наблюдений, не привлекающих представлений о чёрной дыре, вспомним, что массивные звёзды обычно являются и самыми яркими. Поэтому, если анализ данных наблюдений спектрально-двойной системы покажет, что видимый компонент - это менее массивная звезда, то невидимый (более массивный) компонент может оказаться чёрной дырой.
Зельдович и Гусейнов проанализировали наблюдения спектрально-двойных за ряд лет. К сожалению, им не удалось сделать надёжный и строгий вывод о том, что в известных двойных системах существуют чёрные дыры.
В конце 1960-х годов новую попытку в том же направлении сделали Тримбл и Торн из Калифорнийского технологического института (США). Были проанализированы списки известных спектрально-двойных звёзд, в результате чего выявилось восемь возможных кандидатов. Во всех этих случаях невидимый компонент должен быть чрезвычайно массивным. Однако Тримбл снова пришел к заключению, что в каждом из выявленных случаев невидимая звезда не должна оказаться обязательно чёрной дырой. Отнюдь не исключено, что массивная невидимая звезда является обычной звездой, которая просто исключительно слаба по блеску. Поскольку объяснение данных наблюдений оказалось возможным и без привлечения чёрных дыр, уверенного вывода сделать не удалось. Обнаружить чёрные дыры в двойных системах казалось невозможным.
РИС. 13.1. Спутник «Ухуру». Этот спутник регистрировал рентгеновское излучение от звёзд и галактик. После запуска в декабре 1970 г. с помощью «Ухуру» выявлено почти 200 источников рентгеновского излучения на небе. (НАСА.)
В субботу 12 декабря 1970 г. с пусковой установки в Индийском океане у берегов Кении был запущен на околоземную орбиту искусственный спутник. Этот день совпал с днем седьмой годовщины провозглашения независимости Кении, и в качестве признания гостеприимства кенийского народа спутник (это был «Эксплорер-42») окрестили «Ухуру», что на языке суахили означает «свобода». В отличие от всех других ранее запускавшихся спутников единственной задачей «Ухуру» были исследования по рентгеновской астрономии (рис. 13.1 и 13.2). Два рентгеновских телескопа обследовали небо и посылали сигналы на Землю всякий раз, когда обнаруживали рентгеновский источник. Ещё до запуска «Ухуру» астрономы провели рентгеновские наблюдения с помощью небольших ракет. В те немногие секунды, когда ракета поднималась выше поглощающих нижних слоёв земной атмосферы, удалось обнаружить несколько рентгеновских источников, после чего вся аппаратура падала обратно на Землю. Но со спутника «Ухуру» можно было проводить длительные наблюдения на протяжении многих часов и дней.
РИС. 13.2. Оборудование спутника «Ухуру». Спутник снабжен двумя рентгеновскими телескопами; источником питания служат четыре солнечные батареи. При медленном вращении спутника вокруг оси его телескопы сканируют небесную сферу в поисках рентгеновских источников.
К 1974 г. был исследован и каталогизирован в общей сложности 161 рентгеновский источник. Некоторые из этих источников связаны с далекими галактиками на огромных расстояниях от нашей Галактики, другие же оказались сравнительно недалеко - на типичных звёздных расстояниях от нас. При этом не менее восьми из 161 источника находятся в двойных звёздных системах. Их список дан в табл. 13.1. Здесь через 3U обозначен «Третий каталог Ухуру», а последующие числа указывают приблизительное положение источника на небе. «Обычные названия» - это часто те, которые были даны источникам при наблюдениях до запуска «Ухуру», во время кратковременных запусков ракет.
Таблица 13.1
РЕНТГЕНОВСКИЕ ЗВЁЗДЫ В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ
Номер по
каталогу
Обычное
название
Расстояние,
СВ. ГОД
Период обращения
по орбите, сут
3U 0115-73
SMC Х-1
190 000
3,9
3U 0900-40
Парус Х-1
8 000
8,9
3U 1118-60
Центавр Х-3
25 000
2,1
3U 1617-15
Скорпион Х-1
?
0,8
4U 1653 + 35
Геркулес Х-1
16 000
1,7
3U 1700-37
Нет названия
9 000
3,4
3U 1956+35
Лебедь Х-1
10 000
5,6
3U 2030+40
Лебедь Х-3
30 000
4,8
Поскольку все эти восемь источников являются членами двойных систем, астрономы в начале 1970-х годов столкнулись с фактом, что звёзды могут быть мощными источниками рентгеновского излучения. Но обычные звёзды, которые мы видим на небе ночью, не излучают рентгеновских лучей. Эти же рентгеновские звёзды должны быть чем-то необычным. Каждая из них излучает в рентгеновской области примерно в десять тысяч раз больше энергии, чем Солнце на всех остальных длинах волн вместе взятых.
Ключ к пониманию природы некоторых из этих рентгеновских звёзд появился при открытии пульсаций в рентгеновской области у четырёх из этих источников. Четыре звезды оказались рентгеновскими пульсарами , т.е. скорее всего вращающимися нейтронными звёздами. Это SMC Х-1 (период пульсаций 0,716 с), Парус Х-1 (период пульсаций 282,9 с), Центавр Х-3 (период пульсаций 4,842 с) и Геркулес Х-1 (период пульсаций 1,238 с). Чтобы понять детали механизма, определяющего генерирование рентгеновского излучения этих звёзд, астрофизикам пришлось начать с нескольких уже знакомых исходных представлений.
Ещё в XIX в. астрономы уделяли много времени поискам и исследованию двойных звёзд. В то время как астрономы наблюдали небесные тела, математики и физики выполняли расчёты для того, чтобы разобраться в свойствах двойных звёздных систем. Они нашли, в частности, что вокруг компонентов двойной звезды можно провести линию в виде восьмерки, изображенную на рис. 13.3. Именно эта восьмерка представляет собой границы гравитационного влияния каждой из звёзд. В частности, все газы, находящиеся в пределах данной петли восьмерки, принадлежат звезде в центре петли и не могут перейти к другой звезде или в открытый космос. Эти две петли восьмерки называются в честь первооткрывателя этой важной диаграммы пределами Роша . Если же газ покидает пределы Роша, то он может уйти в межзвёздное пространство. И если газ выбрасывается через перемычку между петлями, он может покинуть одну звезду и перейти к другой. Эта перемычка называется внутренней точкой Лагранжа , она определяет перенос массы от одной звезды к другой.
РИС. 13.3. Предельные поверхности Роша. Вокруг пары звёзд, составляющих двойную систему, можно нарисовать кривую, напоминающую восьмерку (мы наблюдаем систему сбоку). Весь газ внутри одной петли восьмерки принадлежит звезде в центре этой петли. Если по какой-то причине газ выбрасывается за пределы поверхности Роша, то выброшенное вещество покидает звезду навсегда. В данном случае звезда 1 более массивна, чем звезда 2
Предположим, что одна звезда двойной системы выбрасывает вещество за пределы Роша. Это может. случиться по одной из двух причин. Прежде всего в ходе своей эволюции звезды, расширяясь, иногда во много раз увеличивают свои первоначальные размеры. В гл. 6 отмечалось, что это происходит, когда звёзды становятся красными гигантами. Если в результате такого превращения звезда в двойной системе становится больше, чем границы её предела Роша, то эта звезда выбрасывает часть своего вещества в космос. Таким путём одна из звёзд двойной системы может потерять значительную долю своей массы.
Второй, значительно более медленнее действующий фактор, влияющий на потерю звёздной массы, - это звёздный ветер . У астрономов имеются веские основания считать, что все звёзды постоянно выбрасывают в космос потоки атомных частиц. Так, с помощью искусственных спутников астрономы обнаружили потоки частиц, идущие от Солнца. Это явление называется солнечным ветром . Хотя солнечный (или звёздный) ветер уносит немного вещества, постепенная утечка частиц в космос может вести к ряду важных последствий. Оба механизма потери массы проиллюстрированы на рис. 13.4.
РИС. 13.4. Потеря массы. Компонент двойной системы может терять массу посредством двух процессов. Если эта звезда переходит свои пределы Роша, скажем просто расширяясь до слишком больших размеров, то в космос может быть выброшено большое количество вещества. Кроме того, частицы, покидающие поверхность звезды в виде звёздного ветра, тоже могут выйти за пределы Роша. Второй механизм действует намного медленнее, чем первый.
Когда звезда в двойной системе выбрасывает вещество за пределы Роша, часть его может пройти через внутреннюю точку Лагранжа и упасть на вторую звезду. Если эта вторая звезда достаточно велика, то приходящее вещество станет падать прямо на поверхность звезды - гиганта; тогда говорят, что происходит аккреция вещества звездой. Однако если вторая звезда невелика по размерам,, приходящее к ней вещество будет захватываться на орбиты вокруг неё. В итоге вещество образует диск или кольцо вокруг звезды - нечто вроде колец Сатурна. Такое кольцо из вещества другой звезды называется диском аккреции . Подобно тому как Меркурий обращается вокруг Солнца быстрее, чем Плутон, внутренний край диска аккреции вращается быстрее, чем внешний. Тот факт, что разные части диска аккреции вращаются с различными скоростями, означает, что слои газа внутри диска подвергаются постоянному трению. Такое трение нагревает этот газ и вызывает его спуск по спирали к поверхности звезды. Если эта звезда оказывается нейтронной, обладающей мощным магнитным полем, то аккрецируемое вещество засасывается, как в воронку, к северному и южному магнитным полюсам. Расчёты показывают, что вещество при падении сталкивается с поверхностью нейтронной звезды с такой скоростью, что возникает мощный поток рентгеновских лучей. В этом состоит сущность той модели, с помощью которой астрофизики объясняют свойства рентгеновских пульсаров типа Центавр Х-3 и Геркулес Х-1.
Если в состав рентгеновских двойных звёзд могут входить пульсары, то что можно сказать о чёрных дырах? Что будет происходить, если в центре диска аккреции окажется не нейтронная звезда, а чёрная дыра? Для ответа на эти важные вопросы в 1971 г. были начаты подробные теоретические исследования. В Москве Шакура и Сюняев, а в Кембридже Прингл и Рис приступили к ним, опираясь на теорию Ньютона. Хотя их расчёты основывались на классической, а не релятивистской теории, стало ясно, что вещество в диске аккреции вокруг чёрной дыры может испускать мощный поток рентгеновских лучей. Это замечательное открытие заставило многих других физиков более тщательно повторить подобные же расчёты, привлекая общую теорию относительности. К середине 1970-х годов Торн, Пейдж и Прайс в Калифорнийском технологическом институте (США) сумели разобраться во многих деталях. Построенная модель показана на рис. 13.5.
РИС. 13.5. Диск аккреции вокруг чёрной дыры. Согласно расчётам Торна и др., поперечник диска аккреции вокруг чёрной дыры в двойной системе должен быть порядка 3 млн. км. Рентгеновские лучи испускаются самой внутренней частью диска на расстоянии всего 300 км от чёрной дыры. Данный чертёж выполнен в масштабе, соответствующем ожидаемому в случае системы Лебедь Х-1.
Если в двойную систему входит чёрная дыра и обычная звезда, причем последняя изливает вещество через свой предел Роша, то вокруг чёрной дыры сформируется диск аккреции. По мере перехода газа через внутреннюю точку Лагранжа он будет захватываться на орбиту вокруг чёрной дыры. Согласно расчётам, поперечник диска аккреции составит несколько миллионов километров, однако толщина его будет меньше 150000 км. Такой уплощенный характер диска обусловлен действием на газ центробежной и гравитационной сил. Поскольку расчёты гравитационного поля чёрной дыры в диске аккреции должны быть по возможности реалистичными, то есть все основания предположить, что чёрная дыра вращается и потому описывается решением Керра.
Когда газ первоначально захватывается на внешний край диска аккреции, его температура примерно такая же, как на поверхности обычной звезды, откуда он был выброшен. Вскоре газ начинает разогреваться благодаря трению между его слоями, вращающимися вокруг чёрной дыры на разных расстояниях. Под действием трения температура газа растет по мере того, как он по спирали опускается вниз к чёрной дыре. С ростом температуры «спиралящегося» газа увеличивается и давление внутри диска. Возросшее давление газа стремится расширить диск в толщину. Однако на большей части диска гравитационное поле вращающейся чёрной дыры достаточно сильно для того, чтобы диск оставался очень тонким. Лишь на высоте около 80000 км над дырой давление газа оказывается настолько сильным, что диск «толстеет». Поэтому внутренняя часть диска аккреции содержит «раздутый» участок с поперечником около 150000 км.
В среднем порции газа требуется несколько недель или месяцев для того, чтобы пройти по спирали от внешнего края диска аккреции до внутреннего. Когда газ оказывается на расстоянии нескольких сотен километров от чёрной дыры, он разогревается благодаря внутреннему трению до температуры в десятки миллионов градусов. Любое вещество, нагретое до столь высоких температур, начинает интенсивно испускать рентгеновские лучи. Их интенсивность должна быть столь велика, что спутник «Ухуру» обязательно должен был зарегистрировать любую чёрную дыру с диском аккреции, если только она находится не слишком далеко от нас. У внутреннего края диска аккреции гравитационное поле дыры настолько сильно, что спускающийся по спирали газ засасывается здесь в дыру за доли секунды.
Если посмотреть на список восьми рентгеновских двойных звёзд, то из списка кандидатов в чёрные дыры сразу исключаются четыре пульсара. Никакой механизм, связанный с чёрными дырами, не может порождать регулярных импульсов, так что при наличии подобных импульсов наиболее разумным объяснением является нейтронная звезда, а не чёрная дыра. Что же можно сказать об остальных четырёх? Они могут оказаться чёрными дырами, но это могут быть и нейтронные звёзды, расположенные относительно Земли так, что мы не наблюдаем на Земле излучаемых ими импульсов, а может быть, это даже белые карлики в центре диска аккреции. Каким же путём астроном сможет сделать надёжный выбор из всех перечисленных возможностей?
Здесь нужно принять во внимание два важных обстоятельства. Прежде всего, в гл. 7 уже отмечалось, что для масс белых карликов и нейтронных звёзд существуют строгие верхние пределы. Предел Чандрасекара для белых карликов равен 1,25 массы Солнца; сдержать коллапс мёртвой звезды с массой более трёх солнечных не может даже давление вырожденного нейтронного газа. Любая мёртвая звезда с массой более трёх солнечных должна быть чёрной дырой.
Во-вторых, подробное исследование орбит звёзд в двойных системах часто позволяет надёжно оценить характеристики этих звёзд. Иными словами, из наблюдения орбит звёзд в рентгеновских двойных системах возможно в каждом случае рассчитать массы обеих звёзд. Если звезда в центре диска аккреции имеет массу больше трёх солнечных, она должна быть чёрной дырой.
В принципе описанный рецепт обнаружения чёрной дыры кажется совсем простым. Но на практике дело обстоит крайне сложно. Прежде всего астрономы должны наблюдать обе звезды в двойной системе. Но одна из звёзд (чёрная дыра) испускает только рентгеновские лучи, и поэтому в оптическом спектре спектральные линии от неё будут отсутствовать. Кроме того, астрономы должны отыскать видимую звезду, входящую в каждую рентгеновскую двойную, которую они исследуют. Поэтому в начале 1970-х годов астрономы выбивались из сил, пытаясь разыскать видимые звёзды, принадлежащие рентгеновским двойным системам. Лишь при таком условии можно воспользоваться обычными телескопами, размещенными на поверхности Земли, для исследования видимых компонентов, надеясь получить надёжные оценки масс рентгеновских звёзд. Поиск видимых компонентов начался с получения точных координат каждого из восьми рентгеновских источников. После определения координат астрономы начали «прочесывать» небо в соответствующих местах в поисках видимых звёзд, которые обладали бы признаками принадлежности к двойным системам. В семи случаях из восьми астрономам удалось отождествить те видимые звёзды, которые удовлетворяли всем необходимым требованиям. Эти семь видимых звёзд перечислены в табл. 13.2.
Таблица 13.2
ВИДИМЫЕ ЗВЁЗДЫ В РЕНТГЕНОВСКИХ
ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ
Название рентгеновского
источника
Название видимой
звезды
Блеск видимого
компонента
3U 0115-73
(SMC Х-1)
Сэндулик 160
13
m
3U 0900 - 40
(Парус Х-1)
HD 77851
8
3U 1118-60
(Центавр Х-3)
Звезда Кшеминского
13
3U 1617-15
(Скорпион Х-1)
Нет названия
12
3U 1653+35
(Геркулес Х-1)
HZ Геркулеса
14
3U 1700-37
HD 153919
7
3U 1956+35
(Лебедь Х-1)
HDE 226868
9
К середине 1970-х годов подробные наблюдения семи видимых звёзд, входящих в состав рентгеновских двойных систем, были завершены. Поскольку в каждой системе из двух звёзд с помощью обычных телескопов можно было наблюдать только одну, астрономам пришлось отказаться от оценки масс рентгеновских звёзд. Точные массы могут быть рассчитаны лишь тогда, когда видимы обе звезды системы. Как отмечалось выше, в четырёх из этих семи двойных систем компонентами были рентгеновские пульсары; оценки масс рентгеновских звезд дали значение около двух масс Солнца. Такой результат согласуется с представлением, что каждый рентгеновский пульсар - это нейтронная звезда в центре диска аккреции.
В двух из оставшихся трёх систем надёжных выводов получить не удалось. Лучшее, что можно сказать, - это что массы этих рентгеновских звёзд равны, самое большее, «нескольким» массам Солнца. Итак, массы рентгеновских звёзд в 3U 1617-15 и 3U 1700-37 не были с уверенностью признаны превышающими критическое значение в три солнечные массы. Однако с источником Лебедь Х-1 дело обстоит иначе.
РИС. 13.6. Звезда HDE 226868. Эта видимая звезда, связанная с источником Лебедь Х-1, - горячая голубая звезда, находящаяся от нас на расстоянии 10000 световых лет. Изучая эту звезду, астрономы пришли к заключению, что масса Лебедя Х-1, вероятно, превышает 8 солнечных масс. (Национальное географическое общество и Служба картографирования неба Паломарской обсерватории. С разрешения обсерватории им. Хейла.)
Выяснилось, что источник Лебедь Х-1 связан с горячей (25000 К) голубой звездой HDE 226868 (рис. 13.6). Эта звезда спектрально-двойная, и линии её спектра смещаются то в ту, то в другую сторону с периодом около 5,5 сут. Горячие голубые звёзды обычно имеют очень большие массы. Масса звезды HDE 226868, по-видимому, превышает 20 солнечных. По наблюдениям сдвига спектральных линий и в предположении, что масса видимой звезды равна 20 массам Солнца, можно рассчитать достаточно надёжные пределы для массы самого источника Лебедь Х-1. Этот объект должен иметь массу по крайней мере 8 солнечных масс! Поскольку это значение, бесспорно, превышает предельную массу нейтронной звезды, то представляется вполне резонным заключение о том, что Лебедь Х-1-это чёрная дыра!
Всё, что мы знаем о Лебеде Х-1, можно объяснить и понять в рамках модели чёрной дыры в центре диска аккреции. Хотя это и не доказывает того, что Лебедь Х-1 действительно является чёрной дырой, подавляющее большинство данных говорит в пользу их истолкования, в рамках гипотезы о чёрной дыре, хотя ряд астрономов продолжают сомневаться в этом.
Следует подчеркнуть, что отождествление Лебедя Х-1 с чёрной дырой критически зависит от «негативных» доводов (например: это не может быть белый карлик; это не может быть нейтронная звезда). Позитивные доводы были бы намного сильнее. Какие именно наблюдения Лебедя Х-1 (или другой аналогичной системы) могли бы доказать, что это обязательно чёрная дыра? Какие эффекты имеют место только для чёрной дыры и невозможны для любого другого типа объектов?
Как указывалось выше, внутренний край диска аккреции, окружающего чёрную дыру, должен вращаться вокруг неё с чрезвычайно высокой скоростью. Один оборот внутреннего края диска должен, вероятно, происходить всего за несколько сотых или тысячных секунды. Естественно предположить, что этот внутренний край диска аккреции не вполне однороден. На нём могут быть «горячие пятна». При каждом обороте такого «горячего пятна» вокруг чёрной дыры астрономы должны наблюдать кратковременную интенсивную вспышку рентгеновского излучения вдобавок к тем рентгеновским лучам, которые испускаются диском постоянно. Если бы такие добавочные вспышки наблюдались чаще чем раз в 1/100 с, то это могло бы стать прямым подтверждением наблюдения чёрной дыры.
К сожалению, спутник «Ухуру» не мог регистрировать очень быстрых изменений рентгеновского излучения. Вообще говоря, кажется , что Лебедь Х-1 испускает такие короткие вспышки, но астрономы не перестанут быть скептиками, пока на околоземные орбиты не будут выведены усовершенствованные рентгеновские телескопы. При этом следует отметить, что источник Циркуль Х-1 (3U 1516-56), также, по-видимому, испускает короткие вспышки рентгеновских лучей. Хотя видимый компонент Циркуля Х-1 ещё не отождествлен, сходство параметров рентгеновского излучения Лебедя Х-1 и Циркуля Х-1 бросается в глаза. Так что не исключено, что астрономы уже открыли вторую чёрную дыру.
Поскольку представляется вполне вероятным, что Лебедь Х-1-это чёрная дыра, астрофизики приступили к подробным расчётам, чтобы понять, каким путём эволюция двойной звёздной системы может привести к возникновению чёрной дыры. Ввиду того что обнаружить чёрную дыру можно только по излучению падающего на неё вещества, выброшенного обычным компонентом двойной системы, две звезды должны быть довольно близки друг к другу. Если бы эти звёзды находились друг от друга на большом расстоянии (как это бывает обычно), чёрная дыра не могла бы захватывать достаточно вещества, чтобы началось рентгеновское излучение. Поэтому внимание было сосредоточено на эволюции тесных двойных систем .
РИС. 13.7. Чёрная дыра в тесной двойной системе. На основании расчётов де Лоора и де Грева изображены основные этапы эволюции тесной двойной системы звёзд. Эта двойная испускает рентгеновское излучение лишь в течение короткого периода за весь свой жизненный цикл.
Пусть две звезды сформировались очень близко одна от другой и образовали тесную двойную систему, обозначенную как стадия 1 на рис. 13.7. Сначала в недрах обеих звёзд шло «горение» водорода, однако более массивная звезда сжигала свой водород быстрее и потому быстрее эволюционировала. Вскоре она заполнила свои пределы Роша и передала большое количество вещества своему компаньону (стадия 2). Вследствие переноса массы второй компонент двойной системы стал теперь более массивной звездой (стадия 3). После вспышки сверхновой образовалась чёрная дыра, если умирающая звезда сохранила достаточную массу, чтобы гравитация пересилила давление газа, иначе получился бы белый карлик или нейтронная звезда (стадии 4 и 5). Получившуюся чёрную дыру было невозможно обнаружить, пока её компаньон не проэволюционировал до стадии, на которой началось испускание сильного звёздного ветра. Лишь тогда чёрная дыра смогла захватить достаточно газа, чтобы образовался диск аккреции, испускающий рентгеновские лучи (стадия 6). Наконец, когда второй компонент проэволюционировал так далеко, что заполнил свои пределы Роша, через внутреннюю точку Лагранжа к чёрной дыре стали поступать огромные количества вещества. Этот поток вещества «забил» выход рентгеновского излучения, и чёрная дыра снова стала ненаблюдаемой (стадия 7).
Описанный сценарий подсказал астрономам, что стадия развития тесной двойной системы, в ходе которой наблюдается рентгеновское излучение, очень кратка. Расчёты показывают, что тесные двойные системы должны испускать рентгеновское излучение в течение менее 0,5% своего времени жизни. Значит, согласно теории вероятности, лишь одна из нескольких сотен тесных двойных систем могла бы давать поддающийся обнаружению поток рентгеновских лучей. На каждый источник типа Лебедя Х-1 может оказаться несколько сотен чёрных дыр, входящих в состав тесных двойных систем, не дающих никакого наблюдаемого излучения.
Анализируя наблюдения звездоподобных источников рентгеновского излучения в ходе поисков чёрных дыр, астрономы пришли к замечательному открытию, о котором стало известно весной 1976 г. С помощью так называемого «Голландского астрономического спутника», запущенного на полярную околоземную орбиту 30 августа 1974 г., астрономы приступили к наблюдениям ряда рентгеновских источников, входящих в 3-й каталог «Ухуру». 28 сентября 1975 г. при наблюдении источника 3U 1820-30 с помощью новых рентгеновских телескопов на борту этого спутника они обнаружили исключительно сильную вспышку рентгеновского излучения. Менее чем за 1 с интенсивность рентгеновского излучения источника 3U 1820-30 возросла примерно в 25 раз. В течение последующих 8 с интенсивность рентгеновского излучения постепенно возвратилась на свой прежний уровень. Были зарегистрированы и новые вспышки того же источника, типичный вид одной из которых приведен на рис. 13.8. Всплеск энергии такой интенсивности до тех пор никогда не отмечался.
РИС. 13.8. Интенсивная вспышка рентгеновского излучения. Зарегистрированы исключительно интенсивные вспышки рентгеновского излучения от источников, находящихся в шаровых скоплениях. Менее чем за 1 с интенсивность рентгеновского излучения возросла в 25 раз. В течение последующих 8 с интенсивность упала до первоначального уровня.
РИС. 13.9. Шаровое скопление NGC 6624. Вспышки рентгеновского излучения исключительной интенсивности были зарегистрированы именно от этого шарового звёздного скопления. Проще всего объяснить эти вспышки, если предположить, что в центре скопления NGC 6624 существует массивная чёрная дыра. Снимок, сделанный Н. Бахколл с короткой экспозицией, позволяет видеть звёзды в центральной части скопления. (С разрешения Н. Бахколл.)
Источник 3U 1820-30 связан с шаровым скоплением NGC 6624. Шаровые скопления (рис. 13.9)-это огромные сферические скопления звёзд; обычно в них содержатся сотни тысяч звёзд. Пытаясь объяснить кратковременную и интенсивную вспышку рентгеновского излучения от шарового скопления, Дж. Гриндлей и X. Гурский из Гарвардского университета (США) пришли к выводу, что в центре скопления NGC 6624 может находиться чрезвычайно массивная чёрная дыра. В самом деле, все данные наблюдений легко можно понять, если предположить, что излучает диск аккреции вокруг чёрной дыры с массой около 500 солнечных. По-видимому, случайная неоднородность в диске аккреции вызвала эту вспышку рентгеновского излучения, проникшую сквозь газовое облако, поперечник которого равняется приблизительно 20 световым секундам.
Вопрос о том, как могут образоваться столь сверхмассивные чёрные дыры, будет несомненно предметом активных теоретических изысканий в течение нескольких следующих лет. Шаровые скопления - это одни из наиболее старых звёздных систем в нашей Галактике. Возможно, что в центрах шаровых скоплений многочисленные чёрные дыры небольших размеров, образующиеся при смерти массивных звёзд на протяжении целых эпох, сливаются, «заглатывая» друг друга. Именно таким объединением примерно сотни меньших чёрных дыр можно было бы объяснить кратковременную интенсивную вспышку рентгеновского излучения источника 3U 1820-30 в скоплении NGC 6624.