1. Vvedenie

Chernoi dyroi nazyvaetsya oblast' prostranstva-vremeni, v kotoroi gravitacionnoe pole nastol'ko sil'no, chto dazhe svet ne mozhet pokinut' etu oblast'. Eto proishodit, esli razmery tela men'she ego gravitacionnogo radiusa r_g,

Obshaya teoriya otnositel'nosti A. Einshteina predskazyvaet udivitel'nye svoistva chernyh dyr, iz kotoryh vazhneishee – nalichie u chernoi dyry gorizonta sobytii. Dlya nevrashayusheisya chernoi dyry radius gorizonta sobytii sovpadaet s gravitacionnym radiusom. Na gorizonte sobytii dlya vneshnego nablyudatelya hod vremeni ostanavlivaetsya. Kosmicheskii korabl', poslannyi k chernoi dyre, s tochki zreniya dalekogo nablyudatelya nikogda ne peresechet gorizont sobytii, a budet nepreryvno zamedlyat'sya po mere priblizheniya k nemu. Vse, chto proishodit pod gorizontom sobytii, vnutri chernoi dyry, vneshnii nablyudatel' ne vidit. Kosmonavt v svoem korable v principe sposoben proniknut' pod gorizont sobytii, no peredat' kakuyu-libo informaciyu vneshnemu nablyudatelyu on ne smozhet. Pri etom kosmonavt, svobodno padayushii pod gorizontom sobytii, veroyatno, uvidit druguyu Vselennuyu i dazhe svoe budushee. Eto svyazano s tem, chto vnutri chernoi dyry prostranstvennaya i vremennaya koordinaty menyayutsya mestami i puteshestvie v prostranstve zdes' zamenyaetsya puteshestviem vo vremeni. Eshe bolee neobychny svoistva vrashayushihsya chernyh dyr. U nih gorizont sobytii imeet men'shii radius i pogruzhen on vnutr' ergosfery – takoi oblasti prostranstva-vremeni, v kotoroi tela dolzhny nepreryvno dvigat'sya, podhvachennye vihrevym gravitacionnym polem vrashayusheisya chernoi dyry.

Stol' neobychnye svoistva chernyh dyr mnogim kazhutsya prosto fantasticheskimi, poetomu sushestvovanie chernyh dyr v prirode chasto stavitsya pod somnenie. Odnako, soglasno noveishim nablyudatel'nym dannym, chernye dyry deistvitel'no sushestvuyut i im prisushi udivitel'nye svoistva.

2. Kak obrazuyutsya chernye dyry

Izvestno, chto esli massa yadra zvezdy, preterpevshego izmeneniya himicheskogo sostava iz-za termoyadernyh reakcii i sostoyashego v osnovnom iz elementov gruppy zheleza, prevyshaet 1,4M_ʘ (M_ʘ – massa Solnca), no ne prevoshodit 3M_ʘ, to v konce yadernoi evolyucii zvezdy proishodit kollaps (bystroe szhatie) yadra, v rezul'tate kotorogo vneshnyaya obolochka zvezdy, ne zatronutaya termoyadernymi prevrasheniyami, sbrasyvaetsya, chto nablyudaetsya kak vspyshka sverhnovoi zvezdy. Kollaps privodit k formirovaniyu neitronnoi zvezdy, v kotoroi silam gravitacionnogo prityazheniya protivodeistvuet gradient davleniya vyrozhdennogo neitronnogo veshestva. Ogromnye sily davleniya vyrozhdennogo neitronnogo veshestva obuslovleny tem, chto neitrony obladayut polucelym spinom i podchinyayutsya principu Pauli, soglasno kotoromu v dannom energeticheskom sostoyanii mozhet nahodit'sya tol'ko odin neitron.

Pri szhatii yadra zvezdy, dostigshei poslednei stadii evolyucii, temperatura podnimaetsya do gigantskih znachenii, dostigayushih milliarda kel'vin, kogda yadra atomov nachinayut razvalivat'sya na protony i neitrony. Protony pogloshayut elektrony, prevrashayutsya v neitrony, ispuskaya pri etom neitrino. Neitrony zhe, soglasno kvantovo-mehanicheskomu principu Pauli, pri sil'nom szhatii nachinayut effektivno ottalkivat'sya drug ot druga. V sluchae, esli massa kollapsiruyushego yadra men'she 3M_ʘ, skorosti neitronov znachitel'no men'she skorosti sveta i uprugost' veshestva, obuslovlennaya v osnovnom effektivnym ottalkivaniem neitronov, mozhet uravnovesit' sily gravitacii i privesti k obrazovaniyu ustoichivyh neitronnyh zvezd. V sluchae, esli yadro zvezdy bolee massivno ( m>3M_ʘ), to, soglasno sushestvuyushim predstavleniyam, obrazuyushayasya neitronnaya zvezda ostyvaya kollapsiruet v chernuyu dyru. Poskol'ku pri obrazovanii neitronnoi zvezdy radius ee yadra umen'shaetsya ot 10⁶ do 10 km, iz usloviya sohraneniya magnitnogo potoka ( H₀R₀²= H_nR_n², gde H₀≈100 E, R₀≈10⁶ km – sootvetstvenno napryazhennost' magnitnogo polya i radius yadra zvezdy do szhatiya, a H_n, R_n – te zhe harakteristiki dlya neitronnoi zvezdy) sleduet, chto magnitnoe pole neitronnoi zvezdy radiusom v 10 km mozhet dostigat' ochen' bol'shih velichin, vplot' do 10¹² E, a plotnost' veshestva – do milliarda tonn v kubicheskom santimetre. Takie neitronnye zvezdy proyavlyayut sebya kak radiopul'sary i rentgenovskie pul'sary. Radiopul'sary nablyudayutsya kak istochniki strogo periodicheskih (poryadka sekund) impul'sov radioizlucheniya, voznikayushih pri pererabotke energii bystrogo vrasheniya zvezdy v napravlennoe radioizluchenie cherez posredstvo sil'nogo magnitnogo polya. Rentgenovskie pul'sary svetyat za schet akkrecii veshestva v tesnyh dvoinyh zvezdnyh sistemah: sil'noe magnitnoe pole neitronnoi zvezdy napravlyaet plazmu na magnitnye polyusy, gde ona stalkivaetsya s poverhnost'yu neitronnoi zvezdy i razogrevaetsya v udarnoi volne do temperatur v desyatki i sotni millionov kel'vin. Eto privodit k izlucheniyu rentgenovskih kvantov. Poskol'ku os' magnitnogo dipolya ne sovpadaet s os'yu vrasheniya neitronnoi zvezdy, rentgenovskie pyatna (ih nazyvayut akkrecionnymi kolonkami) pri vrashenii neitronnoi zvezdy to vidny dlya zemnogo nablyudatelya, to ekraniruyutsya telom neitronnoi zvezdy, chto privodit k effektu mayaka i fenomenu rentgenovskogo pul'sara – strogo periodicheskoi peremennosti rentgenovskogo izlucheniya s periodami ot dolei sekundy do tysyach sekund. Periodicheskie pul'sacii radio- ili rentgenovskogo izlucheniya svidetel'stvuyut o nalichii u neitronnoi zvezdy sil'nogo magnitnogo polya, tverdoi poverhnosti i bystrogo vrasheniya. U chernoi dyry strogo periodicheskih pul'sacii izlucheniya ozhidat' ne prihoditsya, poskol'ku, soglasno predskazaniyu obshei teorii otnositel'nosti (OTO), opisyvayushei sil'nye gravitacionnye polya, chernaya dyra ne imeet ni tverdoi poverhnosti, ni sil'nogo magnitnogo polya.

Dlya zvezd, massy zheleznyh yader kotoryh v konce evolyucii prevyshayut 3M_ʘ, OTO predskazyvaet neogranichennoe szhatie yadra (relyativistskii kollaps) s obrazovaniem chernoi dyry. Eto ob'yasnyaetsya tem, chto sily gravitacii, stremyashiesya szhat' zvezdu, opredelyayutsya plotnost'yu energii, a pri gromadnyh plotnostyah veshestva, dostigaemyh pri szhatii stol' massivnogo yadra zvezdy, glavnyi vklad v plotnost' energii vnosit uzhe ne energiya pokoya chastic, a energiya ih dvizheniya i vzaimodeistviya. Poluchaetsya, chto davlenie veshestva pri bol'shih plotnostyah kak by samo "vesit": chem bol'she davlenie, tem bol'she plotnost' energii i, sledovatel'no, sily gravitacii, stremyashiesya szhat' veshestvo. Krome togo, pri sil'nyh gravitacionnyh polyah, soglasno OTO, stanovyatsya principial'no vazhnymi effekty iskrivleniya prostranstva-vremeni, chto takzhe sposobstvuet neogranichennomu szhatiyu yadra zvezdy.

Chernye dyry s ochen' bol'shimi massami (do milliardov solnechnyh mass), po-vidimomu, sushestvuyut v yadrah galaktik. Krome togo, teoriya predskazyvaet vozmozhnost' sushestvovaniya pervichnyh chernyh dyr, voznikshih v moment obrazovaniya Vselennoi. My ogranichimsya rassmotreniem lish' chernyh dyr zvezdnoi massy, obrazovavshihsya na konechnyh etapah evolyucii massivnyh (s massami v desyatki solnechnyh) zvezd.

3. Metody opredeleniya mass chernyh dyr

Izvestno, chto massu zvezdy mozhno izmerit', esli ona vhodit v dvoinuyu sistemu (sm. stat'yu A.A. Kiseleva "Dvoinye zvezdy" v etom tome). Pri etom, poskol'ku razmery orbity dvoinoi sistemy v milliony raz bol'she gravitacionnyh radiusov komponent, dlya opredeleniya mass zvezd, v tom chisle mass neitronnyh zvezd i chernyh dyr v dvoinyh sistemah, tochnost' zakona tyagoteniya N'yutona vpolne dostatochna.

S bortov specializirovannyh sputnikov otkryty desyatki tysyach kompaktnyh rentgenovskih istochnikov, bol'shinstvo iz kotoryh predstavlyayut soboi rentgenovskie dvoinye sistemy – tesnye dvoinye sistemy, sostoyashie iz normal'noi opticheskoi zvezdy tipa Solnca i relyativistskogo ob'ekta, nahodyashegosya v rezhime akkrecii veshestva (sm. stat'yu A.M. Cherepashuka "Tesnye dvoinye zvezdy na pozdnih stadiyah evolyucii" v etom tome). Kosmicheskie rentgenovskie i nazemnye opticheskie nablyudeniya v dannom sluchae prekrasno dopolnyayut drug druga: nalichie moshnogo rentgenovskogo istochnika (so svetimost'yu v sotni tysyach raz prevyshayushei bolometricheskuyu svetimost' Solnca) ukazyvaet na prisutstvie v dvoinoi sisteme massivnogo ob'ekta malyh razmerov (menee radiusa Zemli), a spektral'nye i fotometricheskie nablyudeniya opticheskogo sputnika pozvolyayut izmerit' massu relyativistskogo ob'ekta. Esli massa relyativistskogo ob'ekta prevyshaet 3M_ʘ, ego mozhno schitat' kandidatom v chernye dyry. Chislo takih kandidatov v chernye dyry v dvoinyh sistemah s nadezhno izmerennymi massami dostiglo desyati i, blagodarya uspeham rentgenovskoi i opticheskoi astronomii, nepreryvno vozrastaet. Postepenno vyyasnyaetsya zamechatel'nyi fakt: ni odin iz izvestnyh desyati kandidatov v chernye dyry ne yavlyaetsya rentgenovskim pul'sarom, to est' kandidaty v chernye dyry otlichayutsya ot neitronnyh zvezd ne tol'ko bol'shimi massami, no i nablyudatel'nymi proyavleniyami v polnom sootvetstvii s predskazaniyami OTO.

Ris. 1. Krivaya luchevyh skorostei sistemy Lebed' X-1, to est' zavisimost' ot vremeni proekcii na luch zreniya skorosti opticheskoi zvezdy

Opishem, kak mozhno opredelit' massu chernoi dyry v rentgenovskoi dvoinoi sisteme. Nablyudeniya doplerovskih smeshenii linii v spektre opticheskoi zvezdy, vyzvannyh ee orbital'nym dvizheniem, pozvolyayut postroit' krivuyu luchevyh skorostei etoi zvezdy, to est' zavisimost' ot vremeni proekcii vektora polnoi skorosti zvezdy na luch zreniya (sm. ris. 1). Period, amplituda i forma krivoi luchevyh skorostei opredelyayut funkciyu mass opticheskoi zvezdy:

Velichiny q i i mozhno opredelit' iz analiza opticheskoi krivoi bleska rentgenovskoi dvoinoi sistemy, iz prodolzhitel'nosti zatmeniya rentgenovskogo istochnika telom opticheskoi zvezdy (v sluchae, kogda naklonenie orbity i blizko k 90°); dlya ocenki etih parametrov mozhet sluzhit' takzhe informaciya ob otsutstvii rentgenovskih zatmenii, o rasstoyanii do sistemy i o vrashatel'nom ushirenii linii poglosheniya v spektre opticheskoi zvezdy.

Ris. 2. Opticheskaya krivaya bleska sistemy Lebed' X-1. Zdes' φ – faza orbital'nogo perioda, ΔB – raznost' v zvezdnyh velichinah mezhdu Lebed' X-1 i zvezdoi sravneniya v sinih luchah. Tochki – dannye nablyudenii, sploshnaya liniya – teoreticheskaya krivaya bleska, rasschitannaya s uchetom effekta ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy pri optimal'nyh parametrah modeli

Ris. 3. Krivaya bleska rentgenovskoi Novoi Muhi 1991 v neaktivnom sostoyanii, obuslovlennaya v osnovnom effektom ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy. Tochki – dannye nablyudenii, sploshnaya liniya – teoreticheskaya krivaya bleska, sootvetstvuyushaya optimal'nym parametram modeli

Model' rentgenovskoi dvoinoi sistemy, ispol'zuemaya pri interpretacii ee opticheskoi krivoi bleska, uchityvaet chetyre prichiny opticheskoi peremennosti. Eto, vo-pervyh, effekt ellipsoidal'nosti opticheskoi zvezdy, on svyazan s deformaciei ee formy v gravitacionnom pole relyativistskogo ob'ekta; vo-vtoryh, effekt "otrazheniya", svyazannyi s progrevom opticheskoi zvezdy moshnym rentgenovskim izlucheniem akkreciruyushego relyativistskogo ob'ekta i orbital'nym dvizheniem komponent; v-tret'ih, vzaimnye zatmeniya komponentov i, v-chetvertyh, precessiya akkrecionnogo diska, okruzhayushego relyativistskii ob'ekt (akkrecionnyi disk mozhet byt' naklonen k ploskosti orbity i medlenno precessirovat'. Togda v raznyh orbital'nyh ciklah vklad diska v summarnyi potok budet razlichnym). Effekty ellipsoidal'nosti i "otrazheniya" byli vpervye obnaruzheny i ispol'zovany dlya ocenki parametrov q i i v rentgenovskih dvoinyh sistemah Lebed' H-1 i Gerkules H-1 sovetskimi uchenymi V.M. Lyutym, R.A. Syunyaevym i A.M. Cherepashukom v 1972 godu. Eti effekty okazalis' tipichnymi opticheskimi proyavleniyami rentgenovskih dvoinyh sistem, oni pomogayut osushestvlyat' ih nadezhnuyu opticheskuyu identifikaciyu: sovpadenie periodov i faz opticheskoi i rentgenovskoi peremennosti ili sovpadenie rentgenovskoi i opticheskoi vspyshek dokazyvaet dostovernost' otozhdestvleniya. Na ris. 2 i 3 predstavleny opticheskie krivye bleska dvuh rentgenovskih dvoinyh sistem Lebed' H-1 (ris. 2) i Novoi Muhi 1991 (ris. 3) v neaktivnom sostoyanii, soderzhashih kompaktnye zvezdy – kandidaty v chernye dyry. Na ris. 4 izobrazhena komp'yuternaya model' sistemy Novaya Muhi 1991 dlya optimal'nyh znachenii ee parametrov: q=16, i = 41°, m_x =13M_ʘ.

Ris. 4. Komp'yuternaya model' sistemy Novaya Muhi 1991, postroennaya dlya optimal'nyh parametrov (sm. tekst). Opticheskaya zvezda prilivno deformirovana i imeet grushevidnuyu formu. Akkrecionnyi disk vokrug chernoi dyry imeet bol'shie otnositel'nye razmery

4. Kak otlichit' chernye dyry ot neitronnyh zvezd

Akkreciruyushaya chernaya dyra ne dolzhna proyavlyat' sebya kak rentgenovskii pul'sar. U nee mozhet nablyudat'sya lish' irregulyarnaya peremennost' rentgenovskogo izlucheniya s harakternymi vremenami Δt ≈ r_g /c ≈0,0001-0,001 s. I deistvitel'no, v rentgenovskoi dvoinoi sisteme Lebed' H-1, soderzhashei chernuyu dyru s massoi okolo 10M_ʘ, v te periody, kogda rentgenovskaya svetimost' ponizhena, a rentgenovskii spektr – zhestkii i stepennoi, nablyudaetsya bystraya irregulyarnaya peremennost' rentgenovskogo potoka na vremenah poryadka millisekundy. Nablyudeniya, vypolnennye s bortov sovremennyh rentgenovskih observatorii, takih, kak GINGA, MIR-KVANT, GRANAT, ASKA, pokazali, chto rentgenovskie spektry sistem – kandidatov v chernye dyry – sistematicheski bolee zhestkie, chem spektry akkreciruyushih neitronnyh zvezd, i prostirayutsya do energii v neskol'ko megaelektronvol't.

Kak uzhe otmechalos', akkreciruyushaya neitronnaya zvezda mozhet proyavlyat' sebya kak rentgenovskii pul'sar. Odnako esli neitronnaya zvezda obladaet slabym magnitnym polem (napryazhennost'yu menee 10¹⁰ E) ili esli ee os' vrasheniya "neudachno" orientirovana otnositel'no zemnogo nablyudatelya, to pri akkrecii na takuyu neitronnuyu zvezdu regulyarnye pul'sacii rentgenovskogo i