№6, 2002 г.
№6, 2002 г.
© В.Г. Сурдин
Самая массивная черная дыра
звездного происхожденияВ.Г. Сурдин,
кандидат физико-математических наук
МоскваВ нашей Галактике обнаружена тесная двойная система, один из компонентов которой - обычная звезда, а другой, по-видимому, - черная дыра с массой около 14 М¤. Таких крупных черных дыр звездного происхождения астрономы ранее не встречали. Это открытие ставит непростые вопросы перед теорией эволюции массивных звезд. Поясним: в ядрах некоторых галактик заподозрено существование черных дыр с массой в миллионы М¤, но они не являются прямым продуктом эволюции звезд; их происхождение еще остается загадкой.
Необычная двойная система была обнаружена в 1994 г. с помощью российской космической обсерватории ГРАНАТ, запущенной 1 декабря 1989 г. Она наблюдалась вблизи галактического экватора, в направлении на созвездие Орла, как переменный рентгеновский источник (GRS 1915+105). В оптическом диапазоне источник никак себя не проявил, но в инфракрасных лучах с ним был отождествлен любопытный объект, отнесенный к редкой категории микроквазаров (так в последнее время называют двойные звездные системы, спорадически выбрасывающие вещество с околосветовой и даже с кажущейся сверхсветовой скоростью и этим в миниатюре напоминающие некоторые гигантские квазары). В микроквазарах вещество, падающее с более или менее нормальной звезды на компактный объект (нейтронную звезду или черную дыру), образует аккреционный диск, в центральной части которого создаются условия для ускорения и выброса газовых струй вдоль оси вращения диска. Детальное изучение близких к нам микроквазаров помогает понять процессы, происходящие в далеких квазарах, причем в масштабах, в миллионы раз больших.
Следует, однако, заметить, что микроквазары - редкие объекты (в Галактике их можно пересчитать по пальцам), поэтому типичные расстояния между ними и от них до нас - десятки тысяч световых лет. Система GRS 1915+105 удалена от нас почти на 40 тыс. св. лет (около 12 кпк); к тому же в направлении на нее пространство богато межзвездными пылевыми облаками, полностью поглощающими оптическое излучение. Но в близком ИК-диапазоне этот объект можно изучать с помощью крупных телескопов.
Летом 2000 г. Й.Грайнер и его коллеги из Астрофизического института в Потсдаме и Европейской южной обсерватории в Чили*, используя прибор ISAAC на 8.2-метровом телескопе VLT/ANTU обсерватории Параналь (ЕЮО), получили серию спектров объекта GRS 1915+105 в диапазоне 1-2.5 мкм. Обнаружив характерные полосы оксида углерода и линии металлов, астрономы заключили, что звездой-донором в этой системе служит обычный красный гигант с массой 1.2±0.2 М¤. В прошлом эта звезда была очень похожа на Солнце, а когда состарилась, ее внешние слои расширились и оказались в поле притяжения более массивного компаньона.
* Greiner J., Cuby J.G., McCaughrean M.J. // Nature. 2001. V.414. P.522-525; ESO Press Release 24/01, 28 November 2001.Наблюдая, как от ночи к ночи меняется положение линий в спектре источника, астрономы определили, что причиной периодического их смещения служит эффект Доплера, вызванный орбитальным движением звезды вокруг черной дыры. Наблюдаемое движение звезды происходит с периодом 33.5±1.5 сут и амплитудой скорости 140±15 км/с. Очевидно, что это не полная скорость звезды, а лишь ее компонент, параллельный лучу зрения наблюдателя. Для вычисления полной орбитальной скорости звезды необходимо знать угол между лучом зрения и осью ее орбитального вращения (i), который, к счастью, довольно точно определяется по движению газа в релятивистских струях, выбрасываемых объектом вдоль оси аккреционного диска, лежащего в плоскости орбиты (i = 70±2°).Указанных выше данных достаточно для точного вычисления орбитального движения звезды, а значит, и для определения массы притягивающего ее компактного невидимого объекта. С учетом имеющихся неопределенностей его масса составляет 14±4 М¤. Хотя по наблюдаемым параметрам очень сложно отличить черную дыру от нейтронной звезды, расчеты показывают, что столь массивных нейтронных звезд в природе быть не может. Поэтому астрономы не сомневаются: перед ними черная дыра, причем самая массивная среди найденных до сих пор черных дыр звездного происхождения. Следом за ней в порядке уменьшения массы стоят невидимые компактные объекты в двойных системах V404 Лебедя (8-12 М¤) и XTE J1118+480 (6.5-10 М¤).
Казалось бы, астрономы должны радоваться столь однозначному обнаружению черной дыры, однако сделанное открытие скорее озадачило их: теория эволюции массивных звезд в двойных системах не позволяет объяснить формирование черных дыр с массой более 5-7 М¤. Дело в том, что очень массивные звезды - предки черных дыр - в течение своей жизни так интенсивно теряют вещество в форме звездного ветра, что к концу эволюции их масса снижается в несколько раз (даже звезды с начальной массой 25-45 М¤ едва ли способны породить черную дыру с массой более 10 М¤). Жизнь по соседству с другой звездой лишь усугубляет эту проблему. Эволюция звезд в двойной системе отличается от эволюции одиночных звезд тем, что, во-первых, вероятен обмен веществом между компонентами и, во-вторых, возможна стадия их эволюции в общей оболочке, когда более массивный объект в конце своей жизни накрывает расширяющейся оболочкой менее массивного компаньона. В первом случае меньший компаньон захватывает часть вещества у предка черной дыры, а во втором - еще и выбрасывает его за пределы системы. Впрочем, еще 15 лет назад некоторые астрономы рассматривали возможность появления черных дыр с массой более 10 М¤, предлагая для этого довольно сложные сценарии, например совместную эволюцию трех звезд, в ходе которой две из них объединяются в массивную черную дыру. Нынешнее открытие привлекает интерес к сценариям, которые прежде казались весьма искусственными.
Схематическое представление двойной системы GRS 1915+105. Расстояние между звездой-донором и черной дырой равно 0.5 а.е. (половина расстояния от Земли до Солнца).Отличительная черта GRS 1915+105 в ряду других микроквазаров - высокая светимость аккреционного диска, близкая к так называемой эддингтоновской светимости, при которой давление излучения на падающее вещество начинает превосходить его притяжение к центральному объекту. У других микроквазаров светимость диска на порядок ниже эддингтоновской, поэтому движением вещества в диске управляют гравитация, газовое давление и вязкость; их взаимодействие делает диск термически устойчивым. Но в аккреционном диске GRS 1915+105 доминирует давление излучения, поэтому его центральная часть должна быть квазисферической, а движение вещества - неустойчивым. Вероятно, этим объясняются сильные тепловые флуктуации в диске, проявляющиеся в мощных рентгеновских вспышках, а также формирование быстрых газовых струй (джетов). Правда, в отношении джетов следует заметить, что эддингтоновская светимость не может быть главной причиной их появления, поскольку они наблюдаются и у других микроквазаров, светимость которых существенно ниже эддингтоновской.
Внизу показана центральная часть аккреционного диска, где вещество сначала постепенно, по спирали, приближается к черной дыре, а затем практически свободно падает по радиусу (показано цветом).
ESO Press Release 24/01, 28 November 2001Наконец, еще одна проблема из вставших перед астрофизиками при изучении объекта GRS 1915+105 касается вращения черной дыры. Как известно, гравитационное поле вращающейся черной дыры имеет «вихревой» компонент, который вовлекает в движение окружающее вещество. Расчеты показывают: когда черная дыра быстро вращается в ту же сторону, что и аккреционный диск, его внутренний край (последняя устойчивая орбита) подходит ближе к черной дыре и вещество там оказывается значительно горячее, чем вблизи невращающейся черной дыры. Сейчас известны две очень горячие рентгеновские двойные системы - обсуждаемая здесь GRS 1915+105 и система GRO J1655-40 (рентгеновская Новая Скорпиона 1994), в которой черная дыра имеет массу 4-6 М¤. Предполагается, что именно они должны содержать черные дыры с очень быстрым вращением.
Однако кроме высокой температуры существует еще один «тест на вращение»: сгустки горячего вещества, движущиеся с околосветовой скоростью в области последней устойчивой орбиты аккреционного диска, должны демонстрировать квазипериодические колебания блеска, поскольку их яркость существенно меняется при движении к нам и от нас. Такие колебания в рентгеновском излучении указанных источников действительно наблюдаются: на частоте 300 Гц - у GRO J1655-40 и 67 Гц - у GRS 1915+105. В принципе это верно отражает разницу в параметрах черных дыр: поскольку скорость движения вещества на последней устойчивой орбите определяется скоростью света, а протяженность этой орбиты (т.е. радиус Шварцшильда) пропорциональна массе черной дыры, то частота должна быть обратно пропорциональна массе. Однако налицо количественные расхождения. Все попытки точно согласовать частоту рентгеновских пульсаций, массу черных дыр и температуру аккреционных дисков одновременно у двух объектов оказались безуспешными. Возможно, разрешить этот комплекс загадок поможет учет магнитного поля, порождаемого релятивистским вращением: джет может выносить из системы момент вращения в виде магнитного поля.
