Суперобъекты. Звезды размером с город

Измерение масс компактных объектов – ключевой момент, если мы хотим доказать существование черных дыр. Впервые об этих объектах как возможной интерпретации наблюдаемых источников начали говорить в конце 60-х – начале 70-х годов ХХ века. Тогда начали открывать системы, состоящие из релятивистского объекта и нормальной звезды, вещество которой перетекает на компактного соседа, и при этом выделяется очень много энергии, поскольку вещество разгоняется гравитацией до очень большой скорости. Скажем, если оно падает в черную дыру – то до скорости света (по определению). На нейтронную звезду вещество падает с немножко меньшей скоростью, но тем не менее, останавливаясь на поверхности нейтронной звезды, оно имеет большую кинетическую энергию, вся эта энергия выделяется, и у нас возникает очень яркий источник.

В каком диапазоне будет излучать наш источник? Мы знаем, что холодные звезды имеют температуру поверхности около 3000 K и светят красным светом. Солнце со своими 6000 K – желтая звезда. Более горячие Сириус и Вега – белые. Чем горячее звезда – тем дальше максимум в спектре ее излучения сдвигается в сторону коротких волн. Чем короче волна – тем больше средняя энергия испускаемых фотонов. Если источник излучает много энергии с маленькой площади, то каждый из фотонов, которые уносят энергию, сам будет иметь большую энергию. (Это похоже на описанную выше ситуацию, когда вам надо унести крупную сумму в небольшом чемодане – конечно, вы возьмете самые крупные купюры!) В случае нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах это оказываются рентгеновские фотоны, соответствующие температуре вещества в миллионы градусов.

Спектры черного тела для разных температур. Видно, что с ростом температуры максимум сдвигается в сторону более коротких волн.

В 60-е годы ХХ века возникла рентгеновская астрономия. А в начале 1970-х одно за другим последовали открытия новых удивительных источников. Оказалось, что зачастую мы видим двойные системы, где вещество течет с обычной звезды на компактный объект. В такой ситуации мы можем измерить массу компактного объекта, и она для некоторых из них оказалась большой. Что это означает с точки зрения физики? Например, если у нас есть компактный объект с массой 3, 4, 5, или 10 солнечных масс, то мы не можем сделать его из обычного вещества. Нам приходится предположить, что в этой системе находится черная дыра, поскольку нейтронные звезды не могут быть столь массивными – для них существует некий верхний предел. Мы не знаем его точно, но это где-то 2–3 солнечные массы, и, когда релятивистская звезда достигает этого предела, она схлопывается в черную дыру. Таким образом, компактные объекты, обладающие достаточно большой массой, не могут избежать превращения в черные дыры. Это не относится к обычным звездам, которые могут иметь массу и 100, и 120 солнечных масс, – у них внутри есть источник энергии, и давление внутри вещества предотвращает схлопывание в черную дыру. Но в случае рентгеновских двойных мы уверены, что второй компонент не является обычной звездой.

Релятивистская двойная система с аккрецией. Вещество перетекает с обычной звезды на компактный объект, разгоняясь до больших скоростей гравитацией. Часть вещества может выбрасываться в виде двух струй – джетов – в направлениях, перпендикулярных диску.

Измерение масс и радиусов в двойных системах

Многие методы измерения масс и радиусов так или иначе связаны с двойными системами, особенно если речь идет об одновременном измерении этих параметров. Начнем с того, что массы обычных звезд мы умеем точно определять только в двойных. Наблюдения позволяют определить орбитальный период и амплитуду лучевых скоростей для каждой звезды. После этого остается один неизвестный параметр – угол, под которым мы видим плоскость орбиты. Его можно определить, например, если в системе происходят затмения.

Тогда мы сразу получим массы обеих звезд в системе. Это работает и для систем с нейтронными звездами. Чаще всего сам компактный объект мы не видим. Однако если речь идет о радиопульсаре, то наблюдения изменений его периода позволяют определить орбитальную скорость в проекции на луч зрения. А если нейтронная звезда является рентгеновским источником, то мы можем наблюдать в оптическом диапазоне аккреционный диск, что также дает возможность измерить орбитальную скорость.