Космические рубежи теории относительности

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.