Нейтронные звезды и «черные дыры» в двойных звездных системах [Николай Иванович Шакура] (pdf) читать онлайн

НОВОЕ
В ЖИЗНИ НАУКЕ.
ТЕХНИКЕ

1/1976

СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА. АСТРОНОМИЯ

Н. И. Шакура
НЕЙТРОННЫЕ
ЗВЕЗДЫ
И „ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ“
В ДВОЙНЫХ
ЗВЕЗДНЫХ
СИСТЕМАХ

Н. И. Шакура,
кандидат физико-математических наук

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ
И «ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ»
В ДВОЙНЫХ
ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМАХ

ИЗДАТЕЛЬСТВО «ЗНАНИЕ»
Москва 1976

524
Ш 17

СОДЕРЖАЛ И Е
Как умирают звезды?
..........................................
3
Можно ли наблюдать «умершие» звезды?
.
.
9
Аккреция как источник энергии релятивистских
звезд....................................................................................... 12

Сценарий эволюции нейтронной звезды в двой­
ной системе......................................................................... 17
Двойной радиопульсар и новые методы «взве­
шивания» звезд................................................................. 21
Общие свойства рентгеновскихисточников
.
.
26
«Эпициклы» и «деференты»Геркулеса
Х-1
30
Паруса Х-1—нейтронная звезда с аномально
сильным магнитным полем?...........................................40
Загадка Скорпиона Х-1.................................................. 42
Новоподобные источники
........................................... 45
Дисковая аккреции на «черную дыру» в двой­
ной системе........................................................................ 51
Лебедь Х-1 — «черпая дыра»?.................................... 58
Литература..........................................................................62

Ш 17

Шакура Н. И.
Нейтронные звезды и «черные дыры» в
двойных звездных системах. М., «Знание»,
1976.
64 с. (Новое в жизни, науке, технике. Серия
«Космонавтика, астрономия», 1. Издается ежемесячно
с 1971 г)
В последнее время благодаря интенсивному развитию внеат­
мосферных наблюдений, которые ведутся на спутниках н раке­
тах, был обнаружен новый класс астрономических объектов:
двойные системы с компактными рентгеновскими источниками.
Анализируя их свойства, ученые пришли к заключению, что та­
кими источниками могут быть нейтронные заезды или «черные
дыры», предсказанные ранее теориями относительности и звезд­
ной эволюпии. В брошюре популярно рассказывается об этих
необычных объектах, существенно развивших некоторые паши
представления в области астрофизики.
Брошюра рассчитана на широкий круг читателей, интересую­
щихся последними достижениями и области астрономии и астро­
физики.

20605-045
111 073(02)—76
(g)

„„
73

„
76

Издательство «Знание», 1976 г.

524

Как умирают звезды?
Звезды не вечны. Они рождаются, живут и умира­
ют. Длительное время после образования звезда нахо­
дится практически в неизменном равновесном состоя­
нии. Это устойчивое равновесие обусловлено равенст­
вом сил тяготения, стремящихся сжать звезду, и сил
давления горячего газа и излучения, распирающих ее
изнутри. Ежесекундно с поверхности звезды уходит в
виде излучения огромное количество тепловой энергии.
Эти безвозвратные потери компенсируются выделением
новой энергии в ядерных реакциях, которые протекают
в недрах звезды. До тех пор пока звезда не исчерпает
значительную часть водорода (основного химического
элемента, определяющего запас ядерной энергии звез­
ды), в ее внешнем облике никаких существенных изме­
нений не происходит. Этот запас хотя и велик, но впол­
не ограничен. Например, звезды с массой порядка сол­
нечной (Л1с ~2-1033 г) при их светимости Z-==4-1033
эрг/с «живут» около 10 млрд. лет. С возрастанием мас­
сы звезды сильно увеличивается ее светимость, и для
звезд, имеющих массу Л1~10Л1с, запаса ядерной энер­
гии хватает лишь па ~10 млн. лет.
Что же происходит со звездой, исчерпавшей со вре­
менем свои ядерные запасы? Ясно, что такая звезда
должна сжиматься под действием сил гравитации, ко­
торые начинают преобладать над силами давления в
отсутствии источников тепла. Может ли что-либо при­
остановить это сжатие?
Расчет этого процесса показывает, что звезды с мас­
сой порядка солнечной и меньше должны, постепенно
сжимаясь в процессе эволюции, превращаться в белые
карлики — довольно плотные тела (плотность I05—
3

109 г/см3), имеющие размеры порядка радиуса Земли
(несколько тысяч километров). Сила тяжести в белых
карликах уравновешена давлением вырожденных элек­
тронов, которое обусловлено квантовыми свойствами
плотного электронного газа. У только что образовав­
шегося белого карлика достаточно велики запасы теп­
ловой энергии вещества (кинетической энергии тепло­
вого движения тяжелых частиц — ионов). Поэтому эти
объекты, постепенно угасая, еще долгое время (в те­
чение нескольких сот миллионов лет) излучают энер­
гию. Наблюдаются белые карлики в большом количе­
стве в виде слабосветящнхся (по сравнению с обычны­
ми звездами) голубых объектов.
Однако не у всех звезд заключительные этапы эво­
люции протекают так спокойно и умиротворенно. В на­
чале 30-х годов нашего столетия известный астрофизик
С. Чандрасекхар показал, что для звезд t массой боль­
ше чем 1,2 Мс давление вырожденных электронов уже
не в состоянии противодействовать возрастающей силе
гравитации, и такие звезды должны сжиматься дальше.
И если менее массивные звезды медленно сжимаются
по мере исчерпания ядерных запасов в их недрах и
белый карлик, так сказать, постепенно «вызревает»
внутри звезды, то в жизни массивных звезд (М>
>1,2 Мс) наступает момент, когда они теряют свою
механическую устойчивость и начинают сжиматься к
своему центру так быстро, что сжатие принимает ха­
рактер катастрофы. Плотность в центре таких ката­
строфически сжимающихся звезд быстро возрастает н
за короткое время достигает значений, характерных для
внутренней плотности атомного ядра (10й—10,в г/см3).
Изучая процесс сжатия (коллапса) звезд, ученые
предсказали ряд возможностей дальнейшей судьбы та­
ких звезд. Как было показано в ряде работ 1930-х го­
дов (автором одной из них был молодой тогда Л. Д.
Ландау), при сжатии звезды до плотности порядка
10н—Ю15 г/см3 возможно новое устойчивое состояние.
Вещество звезды при такой плотности практически пол­
ностью превращается в нейтроны. В этом необычном
состоянии возросшая при сжатии в миллиарды раз сила
гравитации уравновешивается давлением вырожденно­
го нейтронного газа. Такие объекты были названы ней­
тронными звездами.
Радиус нейтронной звезды составляет всего не­
4

сколько километров. При коллапсе звезды, имевшей
перед его началом размеры порядка нескольких мил­
лионов километров, до радиуса в несколько километ­
ров, за короткое время выделяется гигантское количе­
ство энергии, приводящее к взрыву внешних частей
звезды и их разлету со скоростью порядка десятков ты­
сяч километров в секунду. Значительная часть энергии
при этом процессе уходит в виде электромагнитного
излучения с поверхности звезды, так что ее светимость
в течение нескольких десятков дней после взрыва ста­
новится сравнимой с общей светимостью всех звезд Га­
лактики. Такой взрыв получил название вспышки
Сверхновой. Типичным примером является Сверхновая,
вспыхнувшая в 1054 г. в нашей Галактике в созвездии
Тельца, на месте которой мы сегодня наблюдаем зна­
менитую Крабовидную туманность (остаток этого гран­
диозного взрыва). Обнаружение в 1968 г. в центре Кра­
бовидной туманности источника импульсного радиоиз­
лучения— пульсара NP 0532, являющегося, по мнению
большинства специалистов, вращающейся нейтронной
звездой, подтвердило вывод, который был сделан тео­
ретиками несколько десятилетий назад.
Всегда ли коллапс звезды заканчивается образова­
нием нейтронной звезды? Расчеты показывают, что к
моменту начала катастрофического сжатия звезды в ее
внешних частях еще остается значительное количество
вещества, не принимавшего участия в ядерных реакци­
ях. И при быстром сжатии звезды не исключена дето­
нация этого вещества (ядерный взрыв), при которой
выделяется энергия, достаточная для того, чтобы пол­
ностью разбросать вещество звезды в окружающем про­
странстве. От звезды в этом случае останется лишь рас­
ширяющаяся газовая туманность и никакой нейтронной
звезды не образуется. Отсутствие пульсаров в некото­
рых остатках вспышек Сверхновых как бы свидетельст­
вует в пользу этого варианта. Вероятно и то, что мы
по каким-либо причинам просто не можем их там обна­
ружить. Во всяком случае, нельзя с полной уверен­
ностью говорить о существовании остатков взрыва
Сверхновых, в которых нет нейтронных звезд.
Имеется еще один путь, по которому может проте­
кать коллапс звезды, — процесс неограниченного реля­
тивистского коллапса. Спустя несколько лет после вы­
вода о возможном существовании нейтронных звезд
5

американский физик Р. Оппенгеймер и его сотрудники,
рассчитывая равновесные конфигурации нейтронных
звезд, обнаружили, что эти объекты с массой, превы­
шающей некоторую критическую величину, не могут
находиться в устойчивом равновесии. Точное значение
этой критической массы зависит от уравнения состоя­
ния, которым описывается поведение вещества нейтрон­
ной звезды в условиях сверхплотного сжатия. В зави­
симости от этого уравнения критическая масса нейтрон­
ной звезды заключена в пределах значений от 1,5 до
3 Л1с (это ограничение задается общей теорией отно­
сительности).
Сила тяжести на поверхности нейтронной звезды в
десятки миллиардов раз превышает земное притяже­
ние. Вторая космическая скорость, необходимая для
преодоления каким-либо телом сил тяготения и его
ухода на «бесконечность» (в отсутствии других тел),
для нейтронной звезды порядка 100000 км/с, т. е. со­
ставляет треть скорости света. В таких условиях, как
хорошо известно, релятивистские эффекты становятся
существенными, и поэтому возникает строгое ограниче­
ние на критическую массу ’.
Что же произойдет со звездой, если ее масса в кон­
це эволюции превысит критическое для нейтронной
звезды значение и если на начальной стадии коллапса
к моменту достижений в ее центре ядерной плотности
она не выбросит излишек массы? Такая звезда под
действием всевозрастающих сил тяготения будет про­
должать сжиматься дальше. Как говорят, сжатие звез­
ды переходит в стадию релятивистского коллапса. Рас­
чет показывает, что никакие силы отталкивания, кото­
рые могли бы препятствовать сжатию, не способны
остановить процесс релятивистского коллапса, если ра­
диус звезды уменьшится до значения гравитационного
радиуса rg ~2GM/c1
2 (здесь G —постоянная гравитации,
М— масса звезды, с — скорость света). При этом ради­
кально меняются свойства пространства-времени в
1 Ввиду трудностей экспериментальной проверки общей тео­
рии относительности сейчас имеется целый ряд логически непро­
тиворечивых теорий тяготения. Следует заметить, что вывод о су­
ществовании у нейтронной звезды критической массы следует н из
других теорий (например, скалярно-тензорной теории). Ниже все
описание ведется в рамках обшей теории относительности или в
иерелятпвистском приближении — теории тяготения Ньютона.

6

окрестности релятивистски коллапсирующейся звезды:
силы гравитации все сильнее и сильнее искривляют его.
Релятивистский коллапс по-разному протекает для
наблюдателя, расположенного на достаточном удалении
от коллапсирующейся звезды, и для наблюдателя, ко­
торый «рискнул бы» оказаться вблизи ее поверхности
и начал бы двигаться к центру звезды вместе с падаю­
щим веществом. По часам этого обреченного на гибель
наблюдателя звезда за конечный отрезок времени до­
стигла бы гравитационного радиуса и продолжала бы
сжиматься далее. Согласно релятивистской теории тя­
готения бесконечно большая плотность в коллапсирую­
щейся звезде достигается за конечное время по часам
этого наблюдателя. Однако при сжатии звезды до плот­
ности ~ 1093 г/смэ становятся существенными кванто­
вые эффекты гравитации. Пока нет квантовой теории
тяготения, и поэтому, чем закончится коллапс для па­
дающего вещества, мы не знаем. Однако для наблюда­
теля, находящегося на достаточно безопасном расстоя­
нии от коллапсирующейся звезды, этот «пробел в зна­
ниях» не существен. Согласно общей теории относи­
тельности удаленный наблюдатель никогда не увидит
момента пересечения гравитационного радиуса поверх­
ностью звезды. Вследствие эффекта релятивистско о
замедления времени в сильном гравитационном по е
для такого наблюдателя звезда будет приближать я
к гравитационному радиусу бесконечно долго. Если на
поверхности звезды имеется какой-нибудь периодиче­
ский источник сигналов, то с приближением поверхно­
сти к гравитационному радиусу промежутки между при­
нимаемыми сигналами для удаленного наблюдателя
будут все время увеличиваться. Наконец, наступит мо­
мент ’, когда время, требуемое для прихода очередного
сигнала, станет бесконечно большим. При этом яркость
звезды, воспринимаемая удаленным наблюдателем, бу­
дет падать. Из фиолетовой звезда станет красной, а за­
тем инфракрасной, а потом и вовсе погаснет. Хотя она
будет по-прежнему излучать энергию, однако поле тя­
готения станет столь сильным, что траектории фотонов
будут заворачиваться обратно к коллапсирующему ве­
ществу. Произойдет так называемое гравитационное1
*
1 Теоретически, через бесконечно
мени.

большой

промежуток

вре­
7

самозамыкание звезды. Никакое излучение (электро­
магнитное, гравитационное и т. д.), а тем более части­
цы не смогут выйти из-под гравитационного радиуса и
«сообщить» внешнему наблюдателю о процессах, про­
исходящих внутри ее. Образованный в результате этого
релятивистский объект называют «черной дырой». Уг­
ловой момент, электрический заряд н масса, создаю­
щая внешнее статическое гравитационное поле, — вот
те единственные параметры, которые характеризуют
«черную дыру»'.
Задача сферически с1х:метричного коллапса была
решена еще в 1916 г. К. Шварцшильдом. Однако вы­
вод о возможном коллапсе реальных массивных звезд
в конце их эволюции был сделан лишь спустя 20 лет.
Интересно, что еше в конце XVIII в. известный фран­
цузский ученый Пьер-Симон Лаплас в некотором смыс­
ле предсказал «черные дыры», задаваясь вопросом, до
каких размеров нужно сжать тело, чтобы скорость «убе­
гания» с его поверхности была равна максимально до-i
стижимому значению — скорости света. Лаплас полут
чнл значение радиуса (сейчас это может сделать каж­
дый), приравняв гравитационный потенциал GMjr
удельной кинетической энергии тела, движущегося со
скоростью света, с2/2. Как легко убедиться, этот радиус
в точности равен гравитационному радиусу тела rg =
= 2GM/c2.
Нейтронные звезды и «черные дыры» часто называ­
ют релятивистскими объектами (звездами), подчерки­
вая тем самым важность релятивистских эффектов и,
следовательно, необходимость использования обшей
теории относительности при их изучении. Однако ней­
тронные звезды можно изучать, используя и механику
Ньютона; при этом появятся лишь небольшие (в пре­
делах 10—20%) отклонения в значениях физических
параметров звезды. Но вывод о существовании кри­
тической массы нейтронной звезды является следстви­
ем, как было отмечено выше, использования релятиви­
стской теории. Более того, только с помощью этой теоВ последнее время английский астрофизик С. Хокинг пока­
зал, что из-за взаимодействия с пулевыми колебаниями электро­
магнитного вакуума «черные дыры» должны испускать излучение.
Это излучение, важное для маломассивных «черных дыр» космо^
логического происхождения, совершенно ничтожно для «черных
дыр», рождающихся в результате эволюции звезд.
8

рни удается построить логически завершенную и непро­
тиворечивую картину коллапса звезд и образования
«черных дыр».
Тем не менее на достаточно большом удалении от
гравитационного радиуса «черной дыры» ее гравита­
ционное поле мало отличается от потенциала точечной
массы GM/t. (Например, никаких заметных изменений
в движении планет Солнечной системы не произошло
бы, если на месте Солнца находилась бы «черная ды­
ра» той же массы. Планеты обращались бы по тем же
эллипсам с теми же периодами, не было бы только
центрального светила.) Поэтому физические процессы
в окрестности «черных дыр» и гравитационное их взаи­
модействие с окружающими телами, если они находят­
ся достаточно далеко от гравитационного радиуса,
можно с достаточным основанием описывать с помощью
механики Ньютона. Эта возможность позволит нам в
дальнейшем довольно просто и убедительно определить
наблюдательные свойства релятивистских объектов, не
прибегая к релятивистской теории.

Можно ли наблюдать
«умершие» звезды?
Пульсары, обнаруженные1 английскими радиоаст­
рономами в 1967 г., являются, как сейчас общеприня­
то, быстровращающимися нейтронными звездами, обла­
дающими сильными магнитными полями (в предыду­
щем разделе уже упоминался один из этих пульсаров —
в Крабовидной туманности). Все известные радиопуль­
сары за исключением одного, открытого в 1974 г. (о ко­
тором речь будет идти особо), являются одиночными
объектами. Здесь мы изложим лишь основные факты,
касающиеся одиночных пульсаров, так как основной на­
шей задачей является рассмотрение свойств релятиви­
стских объектов в двойных и кратных звездных систе­
мах.
К настоящему времени известно более сотни пуль1 В 1974 г. руководителю радиоастрономической группы уче­
ных в Кембридже Э. Хьюпшу за это открытие была присуждена
Нобелевская премил.

9

сэров. Наблюдаются они как источники импульсного
космического радиоизлучения, испускающие импульсы
через равные, строго определенные промежутки време­
ни (например, период повторения импульсов у первого
из открытых пульсаров, СР 1919, равен 1,33730110168±
± 7 • 10-11 с). Значения этих периодов для всех извест­
ных пульсаров заключены в интервал времен от не­
скольких сотых секунды до нескольких секунд. Самый
короткий период, равный 0,033 с, имеет уже упоминав­
шийся ранее пульсар NP 0532 в Крабовидной туман­
ности. Пульсары наблюдаются в широком спектраль­
ном диапазоне от метровых до сантиметровых радио­
волн, а пульсар NP 0532 виден также в оптическом
и рентгеновском диапазонах. Периоды пульсаров со
временем медленно увеличиваются. Для молодого пуль­
сара NP 0532 в настоящее время период возрастает
в два раза за характерное время, примерно 2000 лет;
для большинства других более старых радиопульсаров
характерные времена удвоения составляют несколько
миллионов лет.
Уже сами первооткрыватели (Хьюиш и другие)
предположили, что пульсары, видимо, являются ней­
тронными звездами. Действительно, наблюдаемые пе­
риоды пульсаров гораздо меньше периодов колебаний
пли вращения каких-либо других звезд. Только ком­
пактные нейтронные звезды могут вращаться столь бы­
стро, а центробежные силы инерции не в состоянии их
разорвать вследствие чудовищно большой силы при­
тяжения. На поверхности пульсара или в его магнито­
сфере, как предполагают, имеется активная область, ге­
нерирующая электромагнитное излучение с узкой диа­
граммой направленности (т. е. в узком конусе). При
вращении нейтронной звезды этот конус излучения бу­
дет периодически пересекать далекого наблюдателя че­
рез промежутки времени, равные периоду вращения
(поэтому пульсар часто сравнивают с вращающимся
космическим маяком). Сам же механизм излучения
пульсара обусловлен наличием у нейтронной звезды
магнитного поля, направление которого не совпадает
с осью вращения.
Но откуда у нейтронной звезды сильное магнитное
поле (порядка 10"—1012 Гс) и почему она так быстро
вращается?
Оказывается все дело в компактности звезды, Наше
Ю

Солнце (его радиус 700 тыс. км) делает оборот вокруг
своей оси примерно за один месяц. Представим себе,
что оно сжалось бы до размера в 10 км. В силу закона
сохранения момента вращения период обращения звез­
ды (ее «сутки») должен уменьшиться в миллиарды
раз. (Этим законом пользуются фигуристы на коньках,
когда для того, чтобы ускорить свое вращение, они при­
жимают к себе руки.) В условиях космической среды
из-за так называемого эффекта «вмороженности» при
сжатии звезды должно сильно возрасти и магнитное
поле.
Остался невыясненным источник излучаемой энер­
гии пульсаров. Им, как это ни странно, является кине­
тическая энергия вращения нейтронной звезды. Наблю­
даемое увеличение периода прихода импульсов обус­
ловлено уменьшением скорости вращения нейтронной
звезды, т. е. убылью ее вращательной кинетической
энергии. Таким образом, с помощью нейтронных звезд
(так сказать, «умерших» звезд, так как к этому со­
стоянию они приходят в конце своей эволюции) были
полностью объяснены все основные наблюдательные
особенности пульсаров. Однако ряд явлений, наблюда­
емых у пульсаров, еще не получил должного обосно­
вания. Не существует пока еще и строгой теории обра­
зования нейтронных звезд-пульсаров.
Спустя некоторый промежуток времени, когда еше
не успели утихнуть страсти, связанные с открытием ра­
диопульсаров, астрономами была обнаружена еще од­
на разновидность нейтронных звезд — рентгеновские
пульсары (источники импульсного излучения в составе
двойных звездных систем, излучающие исключительно
в рентгеновском диапазоне). Если открытие радиопуль­
саров было в некотором роде случайным («незаплани­
рованным»), то нейтронные звезды — источники рент­
геновского излучения в двойных системах — были пред­
сказаны астрофизиками более 10 лет назад. Правда, к
этому моменту были уже открыты первые рентгенов­
ские источники. Однако их детальное изучение, кото­
рое, собственно, и привело к обнаружению нового клас­
са нейтронных звезд, стало возможным лишь с запу­
ском спутника «Ухуру» в 1970 г. Наблюдения на этом
спутнике проводились группой американских астрофи­
зиков под руководством Р. Джиаконн. Ракетные на­
блюдения, проводимые до этого времени, хотя и были
И

многочисленны, однако они не были в состоянии кон­
курировать’ по объему получаемой информации с по­
стоянно действующим спутником 1.
Наблюдения с помощью «Ухуру» показали, что из­
лучение от ряда ярких рентгеновских источников (в
том числе и от рентгеновских пульсаров) периодически
«выключается» на некоторый промежуток времени.
Как оказалось, такие «выключения» обусловлены за­
тмениями источника соседней нормальной звездой, ко­
торая не излучает в рентгеновском диапазоне. Для
рентгеновских пульсаров наблюдаются также регуляр­
ные изменения частоты прихода отдельных импульсов,
что обусловлено доплеровскими смещениями при дви­
жении пульсара по орбите двойной системы. Часть пе­
риода, когда источник движется по направлению к на­
блюдателю, импульсы приходят чаще, в остальное, вре­
мя импульсы приходят реже (из-за движения в обрат­
ную сторону). Вскоре с помощью наземных оптических
телескопов были открыты и оптические звезды, которые
являются компонентами этих двойных систем.
i-i..
Среди рентгеновских источников в двойных систе­
мах помимо пульсаров были открыты объекты, кото­
рые испускают крайне нерегулярный поток рентгенов­
ского излучения с характерными временами от долей
миллисекунды до десятков минут. Детальное изучение
этих источников установило, что они также, видимо,
являются нейтронными звездами. Излучение «рентгенов­
ских» нейтронных звезд обусловлено механизмом ак­
креции, о котором подробно будет рассказано далее.

Аккреция как источник энергии
релятивистских звезд
Если какому-либо первоначально покоящемуся вда­
ли телу предоставить возможность свободно падать на
Землю с большого расстояния, то при столкновении с
Землей оно будет иметь скорость после ускорения в
гравитационном поле, равную величине второй косми­
1 Рентгеновские наблюдения во время запуска ракеты длятся
лишь в течение нескольких минут ее свободного полета. Рентгенов­
ские же телескопы на спутниках могут в течение длительного вре­
мени изучать один и тот же объект.
12

ческой скорости ц = }^2ОЛ!з//?з =11,2 км/с. При входе
тела с массой т в атмосферу Земли и при ударе о ее
поверхность выделится и превратится в тепло кинети­
ческая энергия /пу2/2, равная начальной потенциальной
(гравитационной) энергии этого тела. Так происходит,
например, при падении метеорита.
Представим себе теперь падение вещества на ней­
тронную звезду. Тяготение разгоняет падающее веще­
ство у ее поверхности до скорости порядка одной трети
скорости света (100 тыс. км/с). В результате при
столкновении с поверхностью нейтронной звезды выде­
ляется энергия порядка 10—15% от энергии покоя па­
дающих частиц (тс2). (Эта величина в десятки раз пре­
вышает энерговыделение при ядерных реакциях.) Та­
кой процесс — падение вещества на поверхность объ­
екта под действием сил тяготения, сопровождающийся
выделением гравитационной энергии и увеличением
массы объекта, — будем называть аккрецией1.
Температура поверхности нейтронной звезды при
аккреции возрастает до миллионов и десятков миллио­
нов градусов. А при столь высоких температурах ней­
тронная звезда должна излучать в рентгеновском диа­
пазоне с характерной энергией рентгеновских квантов
1 —10 кэВ. При достаточном количестве аккрецирующе­
го вещества это рентгеновское «свечение» нейтронной
звезды может продолжаться до тех пор, пока ее масса
не превысит критического значения, после чего нейтрон­
ная звезда согласно теории должна сколлапсировать и
превратиться в «черную дыру».
ЛАогут ли сами «черные дыры» излучать в резуль­
тате аккреции вещества? Как было отмечено выше, для
них тоже характерны мощные гравитационные поля,
способные ускорять падающее вещество до больших
энергий. Но у «черной дыры» отсутствует поверхность,
при ударе о которую энергия могла бы выделиться. При
сферически-симметричпом (радиальном) падении ве­
щество уходит под гравитационный радиус, «унося» с
собой и кинетическую энергию. Однако все происходит1
1 В научной литературе иногда под термином «аккреция» по­
нимают захват частиц поверхностью звезды вследствие их взаим­
ного притяжения. Мы же здесь и далее термин «аккреция» будем
использовать согласно нашему определению, которое является бо­
лее распространенным.
13

по-иному, если вещество падает нерадиально, а уско­
ряющиеся частицы сталкиваются между собои (это ха­
рактерно, например, для «черной дыры», которая дви­
жется относительно газового облака).
В 1964 г. советский ученый Я. Б. Зельдович и аме­
риканский астрофизик Е. Солпитер независимо показа­
ли, что в ударной волне, возникающей при сверхзвуко­
вом движении «черной дыры» в облаке газа, может вы­
деляться до 10—20% массы покоя сталкивающихся ча­
стиц. Чем ближе к гравитационному радиусу «черной
дыры» сталкиваются частицы в ударной волне, распо­
ложенной по ходу движения, тем большую скорость
они имеют и тем большая выделяется энергия при
столкновениях частиц. Вещество в ударной волне на
расстоянии до десяти гравитационных радиусов нагре­
вается до десятков .миллионов градусов. Вблизи самого
гравитационного радиуса поле тяготения «черной ды­
ры» столь велико, что излучение, выделяющееся при
столкновении частиц, выходит сильно «покрасневшим»
или совсем не может выйти наружу и затягивается в
«черную дыру». Однако на расстоянии, в 2—3 раза
большем гравитационного радиуса, энергия сталкиваю­
щихся частиц еще велика, и гравитационное поле еще
существенно не влияет на энергию выходящего излуче­
ния. Таким образом, и нейтронные звезды и «черные
дыры» могут быть эффективными источниками излуче­
ния, если на них происходит аккреция вещества.
Очевидно, что чем больше падает вещества на ре­
лятивистский объект, тем больше его светимость. Для
объяснения наблюдаемых светимостей рентгеновских
источников (1037—1039 эрг/с) при указанной выше эф­
фективности энерговыделения достаточно аккреции па
релятивистские объекты, соответствующей падению все­
го лишь 10-и—10-9 А1с в год.
На одиночные релятивистские объекты, которые мо­
гут рождаться в результате эволюции одиночных звезд
или при развале двойной системы в момент вспышки
Сверхновой, аккрецирует межзвездный газ. Однако
плотность межзвездного газа очень низка (около одно­
го атома в 1 см3), и этот газ не может обеспечить не­
обходимую для большой светимости скорость аккреции.
Иное дело двойные звездные системы, где возможна
аккреция вещества соседней нормальной (оптической)
звезды, которая является практически неистощимым
14

резервуаром аккрецирующего вещества на протяжении
десятков миллионов лет эволюции системы.
Более 50% всех звезд Галактики входит в кратные
(двойные, тройные и т. д.) звездные системы. Они не
все разрушаются при образовании релятивистского объ­
екта, и его наличие в паре с нормальной звездой де­
лает аккрецию важнейшим источником энергии, так
как все звезды в том или ином темпе теряют .массу.
Солнечный ветер, проносящийся мимо Земли со ско­
ростью 400 км/с, уносит с поверхности Солнца порядка
2-10-и Мс в год. Если рядом с Солнцем находилась
бы нейтронная звезда (или «черная дыра»), и солнеч­
ное вещество падало бы на ее поверхность, то рядом
с Солнцем вспыхнул бы объект со светимостью лишь
в 10 раз меньшей полной светимости самого Солнца.
Наблюдаются звезды, теряющие массу в миллиарды
раз быстрее, чем Солнце. У некоторых скорость потери
ими массы достигает 10-6—10-5 Л1С в год. Аккреция
даже малой части этого вещества на релятивистский
объект в двойной системе должна привести к колос­
сальному выделению энергии.
В 1966 г. вскоре после открытия рентгеновских
источников советские ученые Я- Б. Зельдович и
И. Д. Новиков указали, что рентгеновский источник мо­
жет возникать, когда нейтронная звезда или «черная
дыра» входят в состав двойной системы в паре с нор­
мальной звездой за счет аккрециц газа, истекающего
из нормальной звезды. Они отметили, что возможно
Скорпион Х-1 и является таким источником.
В 1967 г. (до открытия двойственной природы га­
лактических рентгеновских источников) советский аст­
рофизик И. С. Шкловский, анализируя наблюдатель­
ные проявления ярчайшего галактического рентгенов­
ского источника Скорпион Х-1, пришел к выводу, что,
по-видимому, этот источник представляет собой двой­
ную звездную систему с нейтронной звездой, на кото­
рую происходит аккреция вещества с соседней нор­
мальной (оптической) звезды. Правда, несмотря нс
многочисленные усилия наблюдателей, двойственносп
именно этого объекта пока не установлена. Но рептге
новские пары с нейтронными звездами были все же об
наружены.
В 1969 г. Я. Б. Зельдович и автор этих строк, аиа
I

лизируя свойства рентгеновского излучения аккрециру­
ющих нейтронных звезд, получили спектр этого излуче­
ния, весьма близкий к наблюдаемому у ряда галакти­
ческих рентгеновских источников. После открытия ней­
тронных звезд-пульсаров было установлено главное их
свойство — импульсный характер излучения этих объ­
ектов с периодами следования импульсов от сотых до­
лей секунды до нескольких секунд, что обусловлено
быстрым вращением и сильным магнитным полем ней­
тронной звезды. Как же будет проявлять себя нейтрон­
ная звезда, если она образовалась в двойной системе
в результате более быстрой эволюции одной из компо­
нент? Анализируя эту проблему, советский астрофизик
В. Ф. Шварцман в 1971 г. показал, что если нейтрон­
ная звезда после взрыва Сверхновой осталась компо­
нентой двойной системы, то опа должна проявлять себя
как рентгеновский пульсар. А всего лишь год спустя
с помощью спутника «Ухуру» были открыты первые
рентгеновские пульсары в двойных системах: Геркулес
Х-1 и Центавр Х-3. В последнее время накоплен зна­
чительный материал, касающийся наблюдательных
свойств рентгеновских источников в двойных системах.
На основании этого материала в ряде работ советских
астрофизиков А. Ф. Илларионова и Р. А. Сюняева, а
также американских ученых Ф. Лэмба, К. Петпка,
Д. Пайиса был подробно пересмотрен (в рамках ньюто­
новской теории тяготения) вопрос о взаимодействии
магнитного поля вращающейся нейтронной звезды с
веществом, истекающим с соседней компоненты. Со­
гласно расчетам этих авторов нейтронная звезда в ре­
зультате такого взаимодействия должна пройти не­
сколько характерных этапов своей эволюции. При этом
она сначала должна наблюдаться как молодой быстро­
переменный радиопульсар (этот промежуток времени
назван фазой эжектирующего пульсара). По мере за­
медления вращения нейтронной звезды должен насту­
пить длительный период эволюции, когда регулярные
импульсы излучения от звезды исчезают (эта специфи­
ческая фаза названа «пропеллером»). И наконец, долж­
на наступить фаза аккрецирующего рентгеновского
пульсара. Рассмотрим картину эволюции, полученную
этими авторами, более подробно (надо отметить пред­
варительный характер предложенной теории, которая
требует дальнейшего наблюдательного подтверждения),
16

Сценарий

эволюции нейтронной
в двойной системе

звезды

Эжектирующий пульсар. Первое время после своего
образования нейтронная звезда в двойной системе про­
являет себя аналогично молодому одиночному радио­
пульсару. Она эффективно ускоряет космические лучи;
при этом давление низкочастотного электромагнитного
излучения и космических лучей выталкивает вещество
(истекающее с соседней звезды) далеко за пределы си­
стемы н может даже вызвать дополнительное истечение
со звезды, «оголяя» ее, подобно одуванчику в сильном
потоке ветра. Со временем, так же как и у одиночных
радиопульсаров, период такой нейтронной звезды за­
медляется, что приводит к интенсивному уменьшению
излучаемого звездой потока энергии, и вещество сосед­
ней звезды уже не так эффективно испытывает вытал­
кивающее действие излучения пульсара. Постепенно
газ с соседней компоненты начинает заполнять двой­
ную систему, и при значительной плотности этого веще­
ства радиоизлучение пульсара в нем поглощается. В ре­
зультате, нейтронная звезда «пропадает» как радио­
пульсар. Для известных двойных систем при типичных
параметрах звездного ветра это происходит, когда пе­
риод вращения нейтронной звезды уменьшается до ве­
личины порядка 0,05—0,1 с1. Несмотря на отсутствие
наблюдаемых импульсов радиоизлучения, нейтронная
звезда продолжает ускорять частицы до тех пор, пока
давление низкочастотного радиоизлучения и звездного
ветра не сравняются на расстоянии от пульсара по­
рядка R ~ GM/vB~ (Л1— масса нейтронной звезды, vB-—
скорость истечения звездного ветра с соседней компо­
ненты), где начинает эффективно действовать гравита­
ционная сила притяжения нейтронной звезды. Оценки
показывают, что для этого пульсар должен уменьшить
свой период еще на порядок величины (до 0,3—1 с).
После этого часть звездного ветра проникает внутрь
1 Под типичными параметрами подразумеваются плотность ве­
щества звездного ветра на орбите нейтронной звезды порядка
10»—iqio частиц в I см3 и скорость истечения порядка нескольких
сотен километров в секунду. Здесь и далее поле нейтронной звез­
ды, если это только не оговорено особо, предполагается равным
10” Гс.

2014-2

17

светового цилиндра 1 нейтронной звезды, подавляя тем
самым собственную активность пульсара. Продолжи­
тельность фазы эжектирующего пульсара зависит от
параметров звездного ветра, величины магнитного поля
в может закончиться через I04—108 лет.
^Пропеллер». В первые моменты после проникнове­
ния внутрь светового цилиндра вещество не может до­
стигнуть поверхности нейтронной звезды из-за действия
ее магнитного поля, спадающего с удалением от звез­
ды по закону Н«=Н0(/?о/Ю3- Вещество тормозится маг­
нитным полем на расстоянии, где плотности энергии
магнитного поля и кинетической энергии падающего
вещества становятся одинаковыми по велпчпне. Поле
вращается вместе со звездой и (при непараллельных
осях вращения и магнитного поля) действует на пада­
ющий газ как пропеллер. Центробежная сила инерции
при твердотельном вращении на радиусе «остановки»
сначала значительно превышает силу гравитационного
притяжения, и вещество будет выбрасываться обратно,
отнимая у звезды ее энергию вращения и угловой мо­
мент. Это выбрасываемое вещество, сталкиваясь с но­
выми порциями падающего вещества, передает ему
энергию, и в результате вблизи нейтронной звезды воз­
никает сложная картина вихревых движений: вещест­
во приближается к нейтронной звезде по одним секто­
рам и удаляется по другим (в настоящее время суще­
ствует пока лишь качественная теория этих движений).
На стадии «пропеллерах» нейтронная звезда продолжа­
ет замедляться, роль центробежных сил при этом за­
медлении на радиусе «остановки» падающего вещества
уменьшается, и наконец, наступает момент, когда эти
силы становятся меньше сил гравитационного притя­
жения, после чего вещество начинает падать непосред­
ственно на поверхность нейтронной звезды вдоль маг­
нитных силовых линий, достигая поверхности в обла­
сти магнитных полюсов. Начинается последняя, заклю­
чительная фаза нейтронной звезды.
Аккрецирующий рентгеновский пульсар. При типич1 Под световым цилиндром подразумевается условная цилинд­
рическая поверхность вокруг звезды, па которой скорость твердо­
тельного ее вращения равна скорости света Па фазе эжектируюшего пульсара вблизи светового цилиндра генерируется низкоча­
стотное магнитодпполыюе излучение пульсара, и таким образом
световой цилиндр разделяет ближнюю и дальнюю волновые зоны.
18

пых параметрах (см. сноску на с. 17) нейтронная звез­
да загорится как рентгеновский пульсар, когда ее пе­
риод уменьшится до величины порядка 1 —10 с. Паде­
ние вещества на поверхность звезды приводит к по­
явлению ударной волны и выделению гравитационной

Рис. 1. Модель ак­
креции- газа на ней­
тронную
звезду
с
различными диаграм­
мами излучения: а —
«карандашная» диа­
грамма; б — «ноже­
вая» диаграмма. 1 —
нейтронная
звезда;
2 — магнитное поле;
3 — выходящее излу­
чение, 4 — падаю­
щий газ

энергии в горячих «пятнах» в областях магнитных по­
люсов. Эта энергия почти вся излучается в рентгенов­
ском диапазоне. Тепловое излучение плазмы в сильном
магнитном поле является остронаправленным, и при не­
совпадающих осях вращения и магнитного поля ней­
тронная звезда, как и радиопульсар, подобна космиче­
скому маяку. В зависимости от механизмов, формиру­
ющих излучение, рентгеновский поток может покидать
поверхность нейтронной звезды либо в виде узкого
пучка вдоль магнитных силовых линий («карандашная»
диаграмма направленности), либо в* виде широкого
веера в перпендикулярном направлении («ножевая» или
веерная диаграмма). Оба случая показаны на рис.
1 а, б.
Светимость аккрецирующей нейтронной звезды при
типичных ее параметрах оказывается порядка 10Э6—
19

10s8 эрг/с. С наступлением аккреции период вращения
нейтронной звезды прекращает увеличиваться. Он оста­
ется постоянным или даже уменьшается, если аккре­
цирующее вещество приносит с собой угловой момент
вращения. Однако уменьшение периода приводит к то­
му, что в области, из которой вещество начинает па­
дать вдоль магнитных силовых линий, роль центробеж ­
ных сил опять возрастает, и аккреция может прекра­
титься (нейтронная звезда вернется обратно к фазе
«пропеллера», после чего начинает увеличиваться ее
период, опять наступает аккреция и т. д.). Важно отме­
тить, что звезда может ускорять свое вращение лишь
будучи аккрецирующим пульсаром. Для известных
рентгеновских пульсаров в двойных системах Центавр
Х-3 и Геркулес Х-1 наблюдается уменьшение периода
следования импульсов со скоростью —1000 мкс в год
для первого и около —5 мкс в год — для второго. Если
эти пульсары представляют собой вращающиеся ней­
тронные звезды, то вскоре, по нашей теории, аккреция
на них должна прекратиться, после чего период начнет
увеличиваться, но уже в ненаблюдаемой фазе «про­
пеллера». Эта смена фаз может повторяться многократ­
но. В рассматриваемой модели характерные времена
уменьшения аккрецирующих пульсаров зависят не от
возраста нейтронной звезды, а скорее обусловлены ее
инерционными свойствами (как волчка, ускоряемого
приложенным моментом сил). Таким образом, нейтрон­
ная звезда оказывается гораздо старше характерных
времен уменьшения периодов.
До каких значений периодов будет уменьшаться
вращение нейтронной звезды на стадии «пропеллера»,
если параметры звездного ветра будут иные? Очевид­
но, что чем меньше плотность звездного ветра, тем
дальше от поверхности нейтронной звезды будет оста­
навливаться магнитным полем падающий поток веще­
ства. В этом случае для того, чтобы началась аккре­
ция, необходимо замедление вращения звезды до боль­
ших периодов. Оценки показывают, что при плотности
звездного ветра на орбите нейтронной звезды порядка
100—1000 частиц в 1 см3 аккреция начинается, когда
звезда замедлится до периодов порядка сотен секунд.
Однако при такой плотности скорость аккреции ничтож­
на, и светимость аккрецирующей нейтронной звезды
М ЙЛ d.
20

Интересный феномен должен наблюдаться, если ней­
тронная звезда все время находится в малоплотном
звездном ветре, но время от времени его плотность мо­
жет существенно увеличиваться, например, если сосед­
няя звезда иногда (а возможно, даже периодически)
будет выбрасывать вещество. Тогда нейтронная звезда
будет наблюдаться как вспыхивающий рентгеновский
источник, период которого заключен в интервале сотен
секунд.
Перейдем теперь к непосредственным данным на­
блюдений конкретных двойных систем с нейтронными
звездами в качестве вероятных компонент. Прежде все­
го рассмотрим недавно открытый радиопульсар в двой­
ной системе.

и

Двойной радиопульсар
новые методы«взвешивания»

звезд

В июле 1974 г. американские астрономы Р. Халс и
Дж. Тейлор, проводившие наблюдения на самом боль­
шом в мире параболическом радиотелескопе в Аресибо
(антенна телескопа диаметром 300 м смонтирована в
кратере потухшего вулкана), обнаружили новый радио­
пульсар. Его период не был постоянным: промежутки
между отдельными импульсами периодически менялись,
в соответствии с движением пульсара по сильно вытя­
нутой орбите двойной системы. Средняя величина пе­
риода между импульсами («сутки» пульсара) состав­
ляет 0,059 с. Период обращения пульсара по орбите
(«год» пульсара) равен 7 ч 45 мин. Кривая доплеров­
ских смещений частоты прихода импульсов за один пе­
риод обращения сильно отличается от синусоиды (что
указывает на некруговое движение пульсара). Эксцент­
риситет орбиты оказался равным е = 0,61. При таком
эксцентриситете расстояние между компонентами двой­
ной системы в апоастре в 4 раза больше, чем в пери­
астре.
Из доплеровских смещений периода следования им­
пульсов была найдена переменная часть скорости дви­
жения пульсара относительно наблюдателя и построена
кривая лучевых скоростей подобно той, которую опре­
деляют из доплеровских смещений линий в спектрах
обычных двойных звезд. Однако имеется некоторая
21

разница между кривыми лучевых скоростей, построен­
ными по смешению частоты импульсов пульсара н по
смещению длины волны спектральных линий. В послед­
нем случае по величине постоянного смешения линий в
спектре звезды относительно линий лабораторного
спектра можно определить постоянную скорость дви­
жения двойной системы по отношению к наблюдателю.
Рис. 2.
Пульсар
в
двойной системе: а—
схема
движения
пульсара по круговой
орбите н соответст­
вующая синусоидаль­
ная кривая лучевых
скоростей; б — схе­
мы движения пульса­
ра ПО ЭЛЛИПТИЧЕСКОЙ
орбите н соответству­
ющие кривые луче­
вых скоростей в за­
висимости от ориен­
тации большой полу­
оси эллипса орбиты
относительно наблю­
дателя

Истинный период пульсара точно неизвестен, и поэто­
му определить поступательное движение двойного ра­
диопульсара невозможно. В этом смысле средний пе­
риод (0,059 с) получен в предположении, чго система
покоится. Так как возможные отличия от величины
истинного периода имеют порядок v/c (у — скорость дви­
жения системы, с — скорость света), то отклонения да­
же при скорости движения порядка 1000 км/с еще не
столь существенны. На рис. 2 а, б показаны кривые
лучевых скоростей для круговой и для эксцентрической
орбит с различной ориентацией большой полуоси ор­
биты относительно наблюдателя. Кривая лучевых ско­
ростей радиопульсара ближе всего соответствует слу­
чаю, изображаемому на рис. 2 6. В периастре орбиты
пульсар имеет лучевую скорость 330 км/с и движется
к наблюдателю, в апоастре (через полпериола) —около
75 км/с и направление движения уже противоположное.
22

Как же определяют массы компонент двойной системы?
Основополагающую роль при «взвешивании» звезд
играет третий закон Кеплера, согласно которому отно­
шение куба большой полуоси орбиты системы к квад­
рату периода обращения компонент по орбите зависит
лишь от суммарной массы системы
a3
Р2

GfAfj+Afo)
4л2

’

где М х— масса пульсара, Мо — масса второй компо­
ненты, G — постоянная тяготения.
Рассмотрим теперь пульсар в двойной системе (кру­
говая орбита), который движется относительно центра
тяжести системы со скоростью
Для системы, на­
клоненной под углом i к лучу зрения, измеряя допле­
ровские смещения частоты импульсов, можно получить
лишь лучевую скорость движения A = oxsinil. Далее,
зная величину А и период двойной системы Р, можно
определить проекцию радиуса орбиты пульсара на луч
зрения a xsin 1=АР/2л. Так как отношение радиусов
орбит двух компонент системы равно обратному отно­
шению их масс: ах/ао=Мо/Мх , то для расстояния меж­
ду компонентами а = ао + ах легко получаем выраже­
ние a sin »=АР(1 + М Х/Мо) /2л. Подставим а из послед­
него равенства в третий закон Кеплера и вынесем в
правую часть нового равенства наблюдаемые величины
А и Р:
=1о~мэр-

Функцию /(т) называют функцией масс двойной систе­
мы Ради удобства амплитуда лучевой скорости А в
ней выражена в километрах на секунду, период Р — в
сутках, а массы компонент — в единицах солнечной мас­
сы (Мс). Именно такую комбинацию масс и угла на­
клона системы, входящие в функцию масс, можно опре­
делить из наблюдений одной компоненты двойной си­
стемы.
1 В астрономической литературе принято отсчитывать угол
между нормалью к плоскости орбиты и лучом зренпя; лучевая ско­
рость при этом максимальна, когда i=90°, и система наблюдается
-3Alc),— вот реальные претенден­
ты для обнаружения «черных дыр» во Вселенной.
Рассмотрим более подробно структуру аккрецирую­
щего диска, а также спектр и переменность его излу­
чения при светимостях 1030—1038 эрг/с, когда диск из­
лучает преимущественно в рентгеновском диапазоне
спектра (1—10 кэВ). Строение диска главным образом
определяется отношением давлений вещества (газа) и
излучения, а также соотношением между процессами
истинного поглощения (кванты поглощаются вещест­
вом в одной частоте и независимо перензлучаются в
другой) или рассеяния на свободных электронах (кван­
ты при взаимодействии с веществом лишь меняют на­
правление своего распространения). При больших све­
тимостях во внутренних горячих областях диска доми­
нирует давление излучения, и перенос энергии излу­
чением к поверхности диска определяется рассеянием.
Условия в этой области таковы, что в процессах уста­
новления термодинамического равновесия между ве­
ществом и излучением главную роль играет комптонов­
ское рассеяние на электронах, т. е. рассеяние с суще­
ственным изменением энергии квантов. С удалением от
«черной дыры» появляется область, где начинает пре­
обладать газовое давление, но роль электронного рас­
сеяния все еще велика, хотя и не столь эффективна,
54

как во внутренней области. И наконец, в самых внеш­
них, более холодных областях сильное влияние оказы­
вают и газовое давление, и процессы истинного погло­
щения. Две первые области схематически показаны на
рпс. 6. Внешние области по своей структуре весьма на­
поминают поверхностные слои звезд: самые внешние —
звезд похолоднее, более внутренние — звезд погорячее.

Рис. 6. Разрез аккре­
цирующего диска во­
круг «черной дыры»:
1 — внешняя устой­
чивая
зона
диска;
2 — внутренняя зона
с горячими пятпамп;
3 — «черная дыра>

Эти области обеспечивают оптическую и ультрафиоле­
товую светимости диска, и в ряде случаев, когда свети­
мость соседней звезды невелика, это излучение может
быть доступно для наблюдений.
Если внешние области являются довольно спокой­
ными (любые малые возмущения плотности вещества
или скорости его продвижения по радиусу со временем
быстро сглаживаются и исчезают), то во внутренней об­
ласти, где преобладает давление излучения, малые воз­
мущения, как впервые показали американские астро­
физики А. Лайтман и Д. Эрдли, должны нарастать и
приводить к разбиению диска на отдельные кольца и
сгустки. Автор и Р. А. Сюияев недавно (1975 г.) под­
робно рассмотрели эту неустойчивость. Оказалось, что
спокойный стационарный режим дисковой аккреции во
внутренней области невозможен из-за тепловой не­
устойчивости диска. Достаточно малых отклонений вы­
деляемого в диске в единицу времени количества энер­
гии (энерговыделения) от количества энергии, уноси­
мой с поверхности диска в ту же единицу временя
(энергоотвода), как эти отклонения начинают быстро
(экспоненциально) нарастать. В областях диска, где
энерговыделение превышает энергоотвод, диск начина­
ет вспухать, а в областях с превышением энергоотвода
над энерговыделением диск начинает сжиматься (диск
55

разбивается на быстрофлуктупруюшпе «горячие» и «хо­
лодные» пятна). Так как усредненное движение веще­
ства по радиусу происходит относительно медленно, то
частицы на данном расстоянии делают большое коли­
чество оборотов вокруг «черной дыры». Прежде чем
оно расплывется, несколько оборотов делает и горячее пятно. Это приводит к характерной квазипериодической структуре излучения диска. Время от времени
в нерегулярном, быстропеременном потоке излучения
должны появляться цепочки периодических импульсов,
период которых равен периоду вращения горячего пят­
на на данном радиусе. Чем ближе к «черной дыре»
возникает пятно, тем меньше этот период.
Выше мы уже говорили, что последняя устойчивая
орбита вокруг «черной дыры» находится на расстоянии
3 rg. Это относится только к «черной дыре», которая
не имеет углового момента. Если же «черная дыра» об­
ладает угловым моментом вращения, то, кац показал
в 1963 г. американский ученый Р., Керр, последние
устойчивые орбиты расположены «ближе» к «черной
дыре», и при максимально возможном моменте враще­
ния они находятся на расстоянии г „/2. На этой орбите
минимально возможный период обращения примерно
в 8 раз меньше, чем для «черной дыры» без вращения.
Изучая квазипериодическую переменность излучения
диска, в принципе можно определить, вокруг какой
«черной дыры» сформировался диск: «керровской» или
«шварцшильдовой».
Характерные времена нерегулярной переменности
заключены в интервале от периода вращения на послед­
ней устойчивой орбите (порядка долей миллисекунды)
до промежутка времени, необходимого веществу для
прохождения от границы устойчивой зоны до этой ор­
биты (около десятков секунд). Чем ближе к «черной
дыре» по диску опускается вещество, тем за более ко­
роткое время развивается неустойчивость и тем боль­
ше амплитуда флуктуаций выходящего из диска излу­
чения (более внутренние области являются и более го­
рячими, испускающими более жесткие кванты излуче­
ния). В результате, переменность излучения должна
сильнее всего проявляться в коротковолновом диапазо­
не излучения. Верхняя кривая на рис. 7 представляет
собой теоретически рассчитанный автором и Р. А. Сюпяевым спектр энергии, излучаемый диском (при его
56

светимости порядка критического эддингтоновского зна­
чения Ю38 (Л1/Л1с) эрг/с, когда переменность наиболее
максимальна). Излучение квантов малых энергий про­
исходит из более удаленных холодных областей и под­
вержено лишь незначительным флуктуациям. Но с уве­
личением энергии квантов флуктуации интенсивности

Рис. 7. Спектр излучения от газового диска во­
круг «черной дыры>. Верхняя кривая показыва­
ет спектр излучения при светимости, близкой к
критическому значению; заштрихованная полоса
указывает пределы изменения спектрального ин­
декса

возрастают, достигая максимальных отклонений в же­
стком диапазоне спектра. Эти колебания изображены
на рис. 7 в виде постепенно расширяющейся полосы.
Размеры неустойчивой зоны диска уменьшаются с
уменьшением скорости аккреции или связанной с ней
полной светимости диска. При светимости примерно в
50 раз меньшей критического эддингтоновского значе­
ния эта зона исчезает вовсе. В отсутствии неустойчи­
вой области исчезают флуктуации, и наблюдаемый по­
ток излучения должен быть более спокойным. Нижняя
кривая на рис. 7 соответствует теоретически рассчитан­
ному спектру при светимости «черной дыры» порядка
0,01 критической. Таким образом, важным следствием
дисковой аккреции является уменьшение флуктуаций
интенсивности рентгеновского потока излучения с
уменьшением светимости рентгеновских источников.
К интересному явлению могут привести небольшие из­
менения скорости аккреции, обусловленные медленны57

мп изменениями количества вещества (подаваемого на
внешнюю границу диска), в том случае, когда свети­
мость диска близка к критической. При L/LKp
>*/so они возникают, и даже при незначительном пре­
вышении над критическим значением в диске появля­
ются горячие пятна, температура которых оказывается
довольно высокой по сравнению с характерной для этой
области при меньшей светимости. В результате, появ­
ляется значительный быстропеременный поток жест­
ких рентгеновских квантов в диапазоне энергий больше
10 кэВ. Но так как общая светимость, зависящая от
скорости аккреции, увеличилась несущественно, то по­
ток квантов в более мягком диапазоне (1 —10 кэВ) мо­
жет. оказаться даже меньше того значения, которое
должно наблюдаться при несколько меньшей скорости
аккреции. Интересно отметить, что подобные изменения
(«скачки») наблюдаются время от времени в рентге­
новском спектре источника Лебедь Х-1, который по
своей массе (10—15 Л1с) значительно превосходит мак­
симально возможное значение для нейтронной звезды
и, следовательно, может оказаться «черной дырой».

Лебедь

Х-1 —«черная

дыра»?

Рентгеновский источник Лебедь Х-1 — один из яр­
ких источников на небе — представляет особый интерес
для релятивистской астрофизики. На основе ряда фак­
тов и, в частности, быстрой переменности излучения и
большой массы источника было высказано предполо­
жение о возможном отождествлении его с «черной ды­
рой».
Рентгеновское излучение от этого объекта не обна­
руживает регулярных пульсаций. Наблюдаются флук­
туации, отдельные вспышки; иногда переменность име­
ет квазипериодический характер. Характерные времена
переменности составляют от тысячных долей секунды
до десятков секунд, что как раз свойственно перемен­
ности аккрецирующих дисков вокруг «черных дыр»1.
1 Рентгеновский эксперимент, проведенный
на орбитальной
станции «Салют-4» в 1975 г. сотрудниками ГАИШ Е. И. Моска­
ленко и Е. К. Шеффером, подтвердил переменность излучения Ле­
бедя Х-1 характерную для «черных дыр».
58

Регулярные «выключения», обусловленные затмениями
рентгеновского источника оптической звездой, отсутст­
вуют (если источник входит в двойную систему, то угол
наклона этой системы велик).
Отождествлению источника с оптической звездой —
второй компонентной системы, помог случай. Весной
1971 г. изменились поток и спектр рентгеновских лучей
от источника. Примерно в то же самое время в направ­
лении источника вспыхнул переменный радиоисточник.
Радиоастрономические и оптические наблюдения по­
зволили определить местонахождение объектов с боль­
шой точностью (что не могли сделать рентгеновские
наблюдения). Координаты радноисточника совпали с
координатами яркой оптической звезды — массивного
сверхгиганта. Спектральные наблюдения показали, что
звезда является компонентой двойной системы с пе­
риодом обращения, равным 5,6 суток. Вторая компо­
нента системы в оптических лучах была невидима.
Вскоре В. М. Лютый обнаружил оптическую пере­
менность этой звезды: она периодически меняет свой
блеск примерно на 7%, причем период этих изменений
в два раза меньше периода обращения системы, опре­
деленного по спектроскопическим данным '.
Английские ученые, наблюдая Лебедь Х-1 с по­
мощью американского спутника «Коперник», обнаружи­
ли также, что иногда интенсивность источника в мяг­
ком рентгеновском диапазоне (