Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Согласно расчетам Хоукинга, черная дыра с массой М излучает как абсолютно черное тело, температура которого

(24.4)

где

=

 — постоянная Планка, k = 1,4

10^{– 16} — постоянная Больцмана. Мощность излучения черной дыры

(24.5)

где M — масса черной дыры, выраженная в граммах.

За счет этого излучения черная дыра теряет массу, а размеры ее непрерывно уменьшаются. Из формул (24.4) и (24.5) видно, что для «обычных» черных дыр, масса которых M = 2

10³³ г, температура T

10^{– 7} К, а мощность излучения примерно равна 10² эрг/с, т. е. ничтожно мала. Такие звездные дыры излучают в диапазоне сверхдлинных (многокилометровых) радиоволн. Другое дело, если масса черной дыры маленькая. Такие «мини-дыры» в принципе могут существовать как «реликт» отдаленной эпохи, когда возраст Вселенной был значительно меньше микросекунды. По мере «таяния» («испарения») малой черной дыры мощность излучения и его жесткость будет расти и в конце концов малый остаток дыры как бы взорвется, породив вспышку жесткого гамма-излучения. Любопытно отметить, что последние 10⁹ г черная дыра излучает за 0,1 с. За это время вырабатывается энергия mc² = 10³⁰ эрг, соответствующая энергии взрыва миллиона мегатонных водородных бомб! Время жизни черной дыры определяемое таким процессом испарения, будет

(24.6)

Отсюда видно, что если черные дыры образовались

10¹⁰ лет тому назад, когда Вселенная была очень маленькая и плотная, то до нашей эпохи могли «дожить» только такие дыры, масса которых больше 10¹⁵ г. Именно такие дыры (если они, конечно, существуют...) и должны «взрываться» в наше время. Из того факта, что таких вспышек мы не наблюдаем, можно сделать вывод, что по крайней мере в Солнечной системе таких «реликтов» нет и что только очень малая часть массы Вселенной может находиться в форме малых черных дыр. Любопытно отметить, что у черной дыры с массой 10¹⁵ г, т. е. миллиард тонн, гравитационный радиус

10^{– 13} см, что близко к классическому радиусу электрона...

Огромный теоретический интерес представляет характер коллапса с точки зрения воображаемого наблюдателя, находящегося на коллапсировавшем теле. Как уже говорилось, момент прохождения сжимающейся звездой шварцшильдовской сферы для такого наблюдателя ничем не выделен. Хотя полной ясности по поводу судьбы сжимающейся звезды у ученых пока нет, все же не видно причин, почему бы ей не сжаться в точку. Высказывались робкие надежды, что ситуация может быть другой при плотности

10⁹³ г/см³ (!). При таких плотностях должны становиться существенными квантовые явления в сильных гравитационных полях, хотя что это такое, никто толком сейчас не знает. Разумеется, как уже подчеркивалось выше, с точки зрения внешнего наблюдателя такая ситуация никогда не реализуется. Но это не значит, что обсуждение этой проблемы лишено какого бы то ни было физического смысла. Ведь шварцшильдовская сфера существует отнюдь не только у звезд. Любая масса, в частности, сколь угодно большая, имеет свой гравитационный радиус. Известно, что если бы средняя плотность вещества во Вселенной превосходила

10^{– 29} г/см³, Вселенная была бы замкнутой. Но это то же самое, что вся Вселенная находилась бы под своим гравитационным радиусом. При современном уровне наблюдательной астрономии нельзя исключить возможность. того, что если не вся Вселенная, то ее отдельные, достаточно большие и массивные части находятся внутри своих шварцшильдовских сфер. Например, некоторые теоретики считают, что в ядрах галактик имеются весьма массивные черные дыры. Заметим, что средняя плотность вещества внутри шварцшильдовской сферы

1/M². Поэтому, если масса черной дыры M достаточно велика (например,

10⁸

10⁹M

), то средняя плотность будет сравнительно низкой, и там, в принципе, могут находиться не только воображаемые, но и вполне реальные наблюдатели. Таким образом, вопрос о том, сжимается ли коллапсирующий объект в точку (т. е. до бесконечно высокой плотности) или что-то ему это сделать мешает, представляет отнюдь не абстрактный интерес. Еще раз подчеркнем, что однозначного ответа на этот вопрос пока еще наука не дает.

Однако при всей важности этих проблем для астрофизиков (да и не только астрофизиков) основное — это обнаружить во Вселенной реальные (так сказать, «живые», хотя и лишенные «собственных волос») черные дыры.

В принципе сейчас можно указать по крайней мере на три вида таких наблюдений: 1. Поиски «невидимых» черных дыр в двойных (или кратных) звездных системах. 2. Поиски черных дыр в двойных звездных системах, являющихся мощными источниками рентгеновского излучения. 3. Поиски гравитационного излучения, сопутствующего коллапсу.

Что касается поисков невидимых, но достаточно массивных компонент в двойных системах, то следует заметить, что эта задача столь же трудна, как и неопределенна. Хотя разные авторы в последние годы обращали внимание на несколько «подозрительных» двойных систем (в том числе знаменитая система

Лиры, а также

Близнецов,

Водолея и ряд других объектов), результаты их анализа все же не отличаются определенностью, а главное, однозначностью. Ведь «невидимость» массивной компоненты не обязательно объясняется ее «чернодырной» природой. Звезды обнаруживают удивительное разнообразие характеристик, особенно в двойных системах (см. § 14). Кроме того, нельзя исключить возможность того, что вокруг «подозреваемой» звезды имеется пылевое облако, делающее ее невидимой.

Значительно более перспективными представляются попытки обнаружить черные дыры в тесных двойных системах по рентгеновскому излучению одной из компонент. В предыдущем параграфе мы уже довольно подробно обсуждали рентгеновские пульсары, являющиеся нейтронными звездами, излучающими в рентгеновском диапазоне по причине аккреции. Можно себе представить совершенно таким же образом тесную двойную систему, одной из компонент которой является черная дыра. «Оптическая» компонента у такой системы может заполнять свою полость Роша и мощная струя газа будет падать на черную дыру. Так как струя газа несет с собой большой вращательный момент, то она образует вокруг черной дыры быстро вращающийся газовый диск. Частицы, образующие диск, будут вращаться вокруг черной дыры приблизительно по закону Кеплера. Из-за вязкости частицы диска будут непрерывно терять вращательный момент и часть их будет постепенно «оседать» в черную дыру. В процессе такого оседания, как можно показать, газ будет излучать во внешнее пространство часть своей гравитационной потенциальной энергии.

В процессе оседания газа в черную дыру температура внутренних частей диска станет очень высокой. Такой диск может быть мощным источником рентгеновского излучения. Мощность и спектр излучения в первом приближении такие же, как и от нейтронных звезд — рентгеновских пульсаров. Разумеется, рентгеновское излучение при аккреции газа на черную дыру не может носить характер строго периодических импульсов (как у Геркулеса Х-1 и Центавра Х-3). Но ведь далеко не все рентгеновские пульсары — нейтронные звезда — излучают «секундные» импульсы. Этому может, например, помешать сильное рассеяние или «неблагоприятная» (по отношению к земному наблюдателю) ориентация оси вращения нейтронной звезды. В то же время рентгеновский источник — горячий компактный диск, вращающийся вокруг нейтронной звезды, может из-за своего орбитального движения вокруг «оптической компоненты» периодически затмеваться точно так же, как и рентгеновский пульсар.

Таким образом, в принципе, среди рентгеновских источников — компонент тесных двойных систем могут быть и черные дыры. Решающий тест, позволяющий отличить черную дыру от нейтронной звезды, состоит в определении массы такого рентгеновского источника. К сожалению, эта задача оказывается далеко не простой. Из зависимости лучевых скоростей оптической звезды от времени, вызванной ее орбитальным движением вокруг центра тяжести системы, можно получить только функцию масс (см. § 1), но отнюдь не массу «невидимого» рентгеновского источника. Если бы рентгеновский источник имел пульсирующую строго периодическую компоненту, то в сочетании с анализом кривой лучевых скоростей оптической компоненты можно было бы определить массы каждой из компонент. Но в случае рентгеновского источника, связанного с черной дырой, пульсирующей компоненты в рентгеновском излучении не может быть. При такой ситуации приходится применять разного рода косвенные методы, далеко не всегда надежные.

Рис. 24.1: Схема, поясняющая вариации лучевых скоростей линии Не II 4486 в «антифазе» с линиями поглощения оптической компоненты системы.

Уже несколько лет обсуждается возможность того, что яркий рентгеновский источник Лебедь Х-1 обусловлен черной дырой. Как известно, этот источник надежно отождествляется с яркой звездой класса В, у которой длины волн спектральных линий меняются с периодом 5,6 дня. И вот появилось сообщение, что длина волны линии излучения ионизованного гелия в спектре этой звезды меняется с тем же периодом, но с противоположной фазой. Если бы эти наблюдения подтвердились, то естественно было бы считать, что эта линия излучения возникает не в атмосфере «оптической» звезды, а в газовой струе около рентгеновского источника или в окружающем его диске. Тогда понятно, почему изменения лучевых скоростей этой линии противоположны по фазе изменениям лучевых скоростей других линий (рис. 24.1). Из измеренного отношения амплитуд лучевых скоростей, как легко понять, непосредственно находится отношение масс. Так как масса оптической звезды класса В около 20M

, а отношение амплитуд лучевых скоростей как будто оказалось равным 1 : 2, то сразу же следовал важнейший вывод, что масса рентгеновской звезды около 10M

. Так как верхний предел массы нейтронных звезд около 2,5M

, то выходило, что источник Лебедь Х-1 — черная дыра. Большинство исследователей в настоящее время (1983 г.) считают, что компактная рентгеновская компонента Лебедя Х-1 имеет массу, превышающую шесть солнечных, следовательно, является черной дырой.

С проблемой сверхмассивных черных дыр должна быть тесно связана общая проблема активности ядер галактик и квазаров, которой уделялось так много времени в астрономии в течение последнего десятилетия.

Теперь настала пора поговорить о приеме гравитационного излучения как методе обнаружения коллапса звезд. Но прежде всего читатель должен получить хотя бы самое общее представление о гравитационных волнах.

Рис. 24.2: Схема гравитационного квадруполя.