Астрофизика, кванты и теория относительности - Каррелли А.
Скачать (прямая ссылка):
0,42 тс2; эта величина изменяется с изменением электромагнитной структуры или состояния вращения черной дыры (разд. 4). В этом случае скорость аккреции dMjdt « IO14—
— IO17 г/с также достаточно велика для объяснения наблюдаемых потоков рентгеновского излучения. Отсутствие регулярной пульсации опять-таки может быть объяснено наличием нейтронной звезды или черной дыры: нейтронная звезда с очень слабым магнитным полем (В < IO12 Tc) или с магнитным полем, параллельным ее оси вращения, не должна модулировать аккрецирующую магнитосферу со своим периодом вращения.
1J В монографиях [192, 193] характеристики этих и других известных в настоящее время пульсаров описаны более подробно. — Прим. перев,
400
Р. Руффини
В случае черной дыры отсутствие регулярной пульсации еще более естественно, поскольку все известные решения для черных дыр обладают аксиальной симметрией относительно оси вращения (разд. 3).
Наличие всплесков продолжительностью менее нескольких миллисекунд также может быть объяснено с помощью нейтронной звезды или черной дыры. Всплески такой структуры (короче нескольких миллисекунд) хорошо известны для пульсаров1), и нет причин исключать априори возможность существования этих явлений для рентгеновских лучей в магнитосфере аккрецирующей нейтронной звезды. В модели черной дыры всплеск может возникать в аккрецирующем веществе, падающем по спирали на черную дыру массы M с характерной постоянной времени т ~ GMIcz [13, 18].
Однако то, что масса источника рентгеновского излучения превышает абсолютный верхний предел для массы нейтронной звезды (3,2 Mo), говорит в пользу черной дыры. Наилучшим примером такого двойного рентгеновского источника является уже упоминавшийся Лебедь Xl [5, 6].
Все это касается нейтронных звезд и черных дыр в несколько солнечных масс. В настоящее время проявляется большой интерес к обнаружению черных дыр значительно больших размеров (в пределах IO2—IO10Af0).
В течение долгого времени рассматривалась возможность обнаружения черных дыр в ядрах шаровых скоплений [19] или в ядрах галактик [20]. После появления каталога «Ухуру» Гурский [5] (с. 182) неоднократно подчеркивал, что аномально большое число рентгеновских источников совпадает с шаровыми скоплениями. Это общее обстоятельство вновь было отмечено Силком и Аронсом [21] и Бахколом и Острикером [22] Важные наблюдения Хейсе, Бринкмана, ден Боггенде, Парсиг-но, Гриндлея и Гурского [23, 24] привели к действительно новым результатам. Совершенно очевидной является «активность» ядра одного из таких шаровых скоплений: острые всплески от источника 3U1820-30, находящегося в шаровом скоплении NGC6624, были обнаружены нидерландским астрономическим спутником. Интенсивность рентгеновского источника (обычно порядка 2-Ю38 эрг/с) возрастает в 30 раз менее чем за секунду и затем экспоненциально спадает в течение последующих 10 с. Наблюдения того же источника со спутника «САС-3» показали, что всплески повторяются с приблизительно постоянным интервалом 0,182 дня. Из наблюдений спутников «Ухуру», «САС-3», «Вела» и нидерландского спутника [25]
1) Cm., например, статью Грота в сборнике [5].
8. О гравитационно сколлапсировавших объектах
401
следует, что существует большое число таких объектов (бар-стеров).
Вовсе не ясно, действительно ли все эти объекты связаны с шаровыми скоплениями и какова, если она существует, связь этих рентгеновских всплесков со всплесками гамма-излучения ([6], с. 250). Некоторые возможные пути построения с помощью черных дыр моделей этих источников приведены в разд. 4, 6 и 7.
Отметим некоторые главные трудности, возникающие при попытке доказательства наличия черной дыры в ядре шарового скопления:
1. Непосредственное измерение массы сколлапсировавшего объекта в двойной системе типа Лебедь Xl может быть осуществлено с помощью применения закона Кеплера к движению двух близких компонент системы.
Неясно, может ли этот метод быть использован в данном случае: объект с массой IO2 или IO3 Mo в ядре скопления не обязательно является членом двойной системы.
2. Поскольку, как полагают, масса рентгеновского источника порядка IO3 Mq, с энергетической точки зрения она достаточна для объяснения наблюдаемого потока рентгеновских лучей IO36 эрг/с ^ dE/dt IO38 эрг/с. В двойных же системах, для которых типичны рентгеновские источники в несколько солнечных масс, компактность аккрецирующего объекта была существенным фактором, гарантирующим большое значение гравитационной энергии связи и поэтому большое выделение энергии в процессе аккреции.
3. Для Лебедя Xl необходимо было предположить компактность излучающей области, чтобы объяснить изменение потока рентгеновского излучения с периодом т ~ GMjc3. Во «всплескивающих объектах» такое изменение еще не наблюдалось.
Конечно, модель наблюдаемого рентгеновского ‘излучения из шаровых скоплений можно построить на базе черной дыры, однако при доказательстве единственности этой модели возникают трудности.
Обратимся теперь к очень большим черным дырам с массами ~ 1010Л1о. Поиск этих объектов был сконцентрирован на ядрах галактик [26], квазарах [27] и на ядре излучающей области радиолепестков внегалактических радиоисточников.
