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.