От чёрных облаков к чёрным дырам

Представим теперь ситуацию, когда А является звездой-гигантом, а В - чёрной дырой. Если предположить, что А достаточно близко к В, то вещество будет перетекать от А к В, но не наоборот. Дело в том, что из чёрной дыры невозможно извлечь вещество. В результате мы приходим к сценарию, показанному на рис. 68. Здесь вещество, отнятое у А, не падает сразу в В, а вращается вокруг неё, пока постепенно не поглотится. Так происходит потому, что звёзды А и В вращаются друг относительно друга, следовательно, любое вещество, покидающее А, стремится вращаться вокруг В, а не падать сразу на неё.

Рис. 68. В двойном рентгеновском источнике возникает рентгеновское излучение от диска аккреции вокруг компактной звезды В (чёрная точка). Диск образуется тем веществом, которое звезда В притягивает с поверхности своего спутника А. Стрелки указывают вращение двойной системы

Такой непрерывный круговорот вещества образует дискообразную структуру, которая может простираться вокруг чёрной дыры до расстояний; равных нескольким шварцшильдовским радиусам. Так как падающее на чёрную дыру вещество представляет собой очень плотный и горячий (из-за частых столкновений атомов друг с другом) газ, то этот газ начинает излучать, в основном, рентгеновское излучение. Ряд астрофизиков в 60-е годы разработали представление о таком диске аккреции, окружающем чёрную дыру в двойной системе. Благодаря недавно возникшей рентгеновской астрономии появились надежды на обнаружение чёрных дыр указанным способом.

При таком подходе возникает, однако, неопределённость. То, что было сказано до сих пор о чёрных дырах, относится и к нейтронным звёздам. Если звезда В на рис. 68 является нейтронной звездой, она также будет образовывать вокруг себя диск аккреции, испускающий рентгеновское излучение.

Таким образом, если мы и обнаружим рентгеновский источник, связанный с двойной системой, в которой одна звезда видима, то все что мы можем сказать, это то, что другая звезда является либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой. Но как узнать, с чем мы имеем дело?

Именно здесь и следует вспомнить о пределе на массу, равном 2М_☉, для стабильных нейтронных звёзд. Если по наблюдениям движения видимой компоненты А мы можем определить массу её компаньона В и если эта масса окажется меньше 2М_☉, мы можем сделать вывод, что В является нейтронной звездой. Но если окажется, что масса В существенно больше 2М_☉, есть основания полагать, что мы имеем дело с чёрной дырой. На практике массу В нельзя определить точно, но наблюдения параметров орбиты А позволяют установить пределы возможных значений массы В.

Дополнительной проверкой может стать регистрация флуктуаций рентгеновского излучения от двойного источника. Чем быстрее флуктуации, тем меньше диск аккреции. Поскольку чёрные дыры более компактны, чем нейтронные звёзды, их диски аккреции соответственно несколько меньше. Таким образом, от чёрной дыры следует ожидать возникновения очень быстрых вариаций рентгеновского излучения.

В табл. 7 приведены данные о нескольких двойные рентгеновских источниках в Галактике. Заметим, что в большинстве случаев оценки массы звезды В лучше всего согласуются с тем, что это — нейтронная звезда. Таблица 7. Двойные рентгеновские звёзды в Галактике¹²⁹¹ Рентгеновский источник Пределы на массу

компактной компоненты

в единицах М_☉ 3U 0900—40 1,6—2,4 Cen Х-3 (Центавр Х-3) 0,7—4,4 Her Х-1 (Геркулес Х-1) 0,4—2,2 3U 1700—37 0,6-? Cyg Х-1 (Лебедь Х-1) 6—15

1291 Приведён список лишь тех источников, для которых достаточно хорошо известны пределы на массу.

Лишь в двух случаях в этой таблице мы видим некоторые указания, что В — чёрная дыра. Больше всего обсуждается источник Лебедь Х-1. Это бинарный источник с периодом 5, 6 дней. Звезда А в нём имеет массу не менее 9М_☉, а звезда В — массу по крайней мере в 6 раз больше массы Солнца. Вдобавок, очень короткий период вариаций интенсивности рентгеновского излучения (около одной тысячной доли секунды) указывает, что диск весьма компактен и поэтому, скорее всего, окружает чёрную дыру, а не нейтронную звезду.