С бортов специализированных спутников открыты десятки тысяч компактных рентгеновских источников, большинство из которых представляют собой рентгеновские двойные системы — тесные двойные системы, состоящие из нормальной оптической звезды типа Солнца и релятивистского объекта, находящегося в режиме аккреции вещества. Космические рентгеновские и наземные оптические наблюдения в данном случае прекрасно дополняют друг друга: наличие мощного рентгеновского источника (со светимостью в сотни тысяч раз превышающей болометрическую светимость Солнца) указывает на присутствие в двойной системе массивного объекта малых размеров (менее радиуса Земли), а спектральные и фотометрические наблюдения оптического спутника позволяют измерить массу релятивистского объекта. Если масса релятивистского объекта превышает 3 солнечные массы, его можно считать кандидатом в чёрные дыры.

Рис. 1.  Кривая лучевых скоростей системы Лебедь X-1, то есть зависимость от времени проекции на луч зрения скорости оптической звезды.

Число таких кандидатов в чёрные дыры в двойных системах с надёжно измеренными массами достигло десяти и, благодаря успехам рентгеновской и оптической астрономии, непрерывно возрастает. Постепенно выясняется замечательный факт: ни один из известных десяти кандидатов в чёрные дыры не является рентгеновским пульсаром, то есть кандидаты в чёрные дыры отличаются от нейтронных звёзд не только большими массами, но и наблюдательными проявлениями в полном соответствии с предсказаниями ОТО.

Опишем, как можно определить массу чёрной дыры в рентгеновской двойной системе. Наблюдения доплеровских смещений линий в спектре оптической звезды, вызванных её орбитальным движением, позволяют построить кривую лучевых скоростей этой звезды, то есть зависимость от времени проекции вектора полной скорости звезды на луч зрения (см. рис. 1). Период, амплитуда и форма кривой лучевых скоростей определяют функцию масс оптической звезды:

f_o(m) = (m_x sin i) ³/(m_x + m_o) ² = 1,038 × 10 ^–7K_o³ P(1 – e ² ) ^3/2,     (1)

где m_x, m_o — массы релятивистского объекта и оптической звезды (в солнечных массах), K_o — наблюдаемая полуамплитуда кривой лучевых скоростей оптической звезды (в км/с), P — орбитальный период (в сутках), e — эксцентриситет орбиты, i — наклонение орбиты системы (угол между нормалью к плоскости орбиты и лучом зрения). Функция масс оптической звезды f_o(m) — это абсолютный нижний предел для массы релятивистского объекта m_x . Значение массы релятивистского объекта (в нашем случае чёрной дыры) вычисляется по формуле

Рис. 2.  Оптическая кривая блеска системы Лебедь X-1. Здесь φ — фаза орбитального периода, ΔB — разность в звёздных величинах между Лебедь X-1 и звездой сравнения в синих лучах. Точки — данные наблюдений, сплошная линия — теоретическая кривая блеска, рассчитанная с учётом эффекта эллипсоидальности оптической звезды при оптимальных параметрах модели. Рис. 3.  Кривая блеска рентгеновской Новой Мухи 1991 в неактивном состоянии, обусловленная в основном эффектом эллипсоидальности оптической звезды. Точки — данные наблюдений, сплошная линия — теоретическая кривая блеска, соответствующая оптимальным параметрам модели.

Величины q и i можно определить из анализа оптической кривой блеска рентгеновской двойной системы, из продолжительности затмения рентгеновского источника телом оптической звезды (в случае, когда наклонение орбиты i близко к 90°); для оценки этих параметров может служить также информация об отсутствии рентгеновских затмений, о расстоянии до системы и о вращательном уширении линий поглощения в спектре оптической звезды.

Модель рентгеновской двойной системы, используемая при интерпретации её оптической кривой блеска, учитывает четыре причины оптической переменности. Это, во-первых, эффект эллипсоидальности оптической звезды, он связан с деформацией её формы в гравитационном поле релятивистского объекта; во-вторых, эффект „отражения“, связанный с прогревом оптической звезды мощным рентгеновским излучением аккрецирующего релятивистского объекта и орбитальным движением компонент; в-третьих, взаимные затмения компонентов и, в-четвёртых, прецессия аккреционного диска, окружающего релятивистский объект (аккреционный диск может быть наклонён к плоскости орбиты и медленно прецессировать. Тогда в разных орбитальных циклах вклад диска в суммарный поток будет различным). Эффекты эллипсоидальности и „отражения“ были впервые обнаружены и использованы для оценки параметров q и i в рентгеновских двойных системах Лебедь Х-1 и Геркулес Х-1 советскими учёными В.М. Лютым, Р.А. Сюняевым и А.М. Черепащуком в 1972 году. Эти эффекты оказались типичными оптическими проявлениями рентгеновских двойных систем, они помогают осуществлять их надёжную оптическую идентификацию: совпадение периодов и фаз оптической и рентгеновской переменности или совпадение рентгеновской и оптической вспышек доказывает достоверность отождествления. На рис. 2 и 3 представлены оптические кривые блеска двух рентгеновских двойных систем Лебедь Х-1 (рис. 2) и Новой Мухи 1991 (рис. 3) в неактивном состоянии, содержащих компактные звёзды — кандидаты в чёрные дыры. На рис. 4 изображена компьютерная модель системы Новая Мухи 1991 для оптимальных значений её параметров: q = 16,i = 41°, m_x = 13 солнечные массы.

Рис. 4.  Компьютерная модель системы Новая Мухи 1991, построенная для оптимальных параметров (см. текст). Оптическая звезда приливно деформирована и имеет грушевидную форму. Аккреционный диск вокруг чёрной дыры имеет большие относительные размеры.

4. Как отличить чёрные дыры отнейтронных звёзд

Аккрецирующая чёрная дыра не должна проявлять себя как рентгеновский пульсар. У неё может наблюдаться лишь иррегулярная переменность рентгеновского излучения с характерными временами Δt ≈ r_g / c ≈ 0,0001–0,001 с. И действительно, в рентгеновской двойной системе Лебедь Х–1, содержащей чёрную дыру с массой около 10 солнечных масс, в те периоды, когда рентгеновская светимость понижена, а рентгеновский спектр — жёсткий и степенной, наблюдается быстрая иррегулярная переменность рентгеновского потока на временах порядка миллисекунды. Наблюдения, выполненные с бортов современных рентгеновских обсерваторий, таких, как ГИНГА, МИР–КВАНТ, ГРАНАТ, АСКА, показали, что рентгеновские спектры систем — кандидатов в чёрные дыры — систематически более жёсткие, чем спектры аккрецирующих нейтронных звёзд, и простираются до энергий в несколько мегаэлектронвольт.

Как уже отмечалось, аккрецирующая нейтронная звезда может проявлять себя как рентгеновский пульсар. Однако если нейтронная звезда обладает слабым магнитным полем (напряжённостью менее 10 ¹⁰ Э) или если её ось вращения „неудачно“ ориентирована относительно земного наблюдателя, то при аккреции на такую нейтронную звезду регулярные пульсации рентгеновского излучения могут и не наблюдаться . Поэтому отсутствие строго периодических пульсаций рентгеновского излучения нельзя считать строгим доказательством присутствия чёрной дыры в системе.

Однако при слабом магнитном поле нейтронной звезды и несильном темпе аккреции вещества на её поверхности могут происходить термоядерные взрывы накопленного вещества, приводящие к коротким (длительностью ~ 1–10 с) и мощным вспышкам рентгеновского излучения. Такие объекты получили название рентгеновских барстеров 1-го типа (от английского слова burst — вспышка, взрыв). Барстерная переменность также является характерным признаком аккрецирующей нейтронной звезды, обладающей твёрдой поверхностью. Поскольку чёрная дыра не обладает твёрдой поверхностью, аккреция вещества на неё не должна приводить к феномену рентгеновского барстера 1-го типа. Отсутствие этого феномена также является лишь необходимым признаком присутствия в системе чёрной дыры. Таким образом, важнейшие признаки аккрецирующей чёрной дыры: мощное рентгеновское излучение, отсутствие феноменов рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера 1-го типа и большая масса (более 3 солнечные массы). Среди этих четырёх признаков надёжное определение массы релятивистского объекта в рентгеновской двойной системе является решающим при идентификации его с чёрной дырой.

5. Новейшие данные

К настоящему времени в двойных системах измерены массы шести рентгеновских пульсаров и пяти радиопульсаров. Оказалось, что во всех случаях, когда удаётся надёжно определить массу рентгеновского или радиопульсара (то есть нейтронной звезды), она не превосходит 3 солнечные массы, то есть теоретический верхний предел для массы нейтронной звезды, предсказываемый ОТО. Среднее значение массы нейтронной звезды, полученное для одиннадцати объектов, составляет около 1,4 солнечных масс и прекрасно согласуется с современной теорией поздних стадий эволюции массивных звезд.

Перейдём теперь к наиболее интригующему вопросу о том, как обстоят дела с массивными (с массами более 3 солнечных масс)рентгеновскими источниками. К настоящему времени известно десять рентгеновских двойных систем с массивными рентгеновскими источниками (табл. 1).

Надёжность определения масс чёрных дыр m_x в этих системах не вызывает сомнения, поскольку модель двойной системы в данном случае уверенно обоснована тем фактом, что в моменты минимумов блеска лучевая скорость оптической звезды совпадает с лучевой скоростью центра масс системы. Следовательно, изменения со временем лучевой скорости оптической звезды связаны с её орбитальным движением, а не с пульсациями звезды или движением газовых потоков в системе. Применение мощных методов определения масс, развитых для тесных двойных систем, позволяет дать надёжные оценки масс чёрных дыр.

Большие функции масс рентгеновских двойных систем пытались объяснить в рамках модели тройной системы. В этой модели рентгеновский источник — это аккрецирующая нейтронная звезда, а большая функция масс связана с движением оптической звезды вокруг третьей массивной звезды. Высокоточные спектроскопические исследования не выявили признаков тройственности ни у одной из десяти описанных выше рентгеновских двойных систем. Кроме того, в системах, где масса оптической звезды мала (менее одной-двух солнечные массы), модель тройной системы неприемлема уже потому, что третья звезда должна иметь массу в несколько солнечных и на её ярком фоне невозможно было бы наблюдать линии поглощения слабой маломассивной оптической звезды. Таким образом, к настоящему времени проблема чёрных дыр имеет прочный наблюдательный базис.

Рис. 5.  Зависимость масс нейтронных звёзд (кружки) и чёрных дыр (крестики) от масс спутников mo в тесных двойных системах. Цифрами обозначены 1 — система Cen X–3, 2 — LMC X–4, 3 — SMC X–1, 4 — 4U 1538–52, 5 — 4U 0900–40. Указаны ошибки определения масс. Тёмные кружки соответствуют радиопульсарам в двойных системах, ошибки определения масс которых менее размеров кружка.

На рис. 5 приведены массы релятивистских объектов в зависимости от масс спутников в двойных системах. Спутниками рентгеновских пульсаров и чёрных дыр в двойных системах являются оптические звёзды спектральных классов М – О. Спутники радиопульсаров — неактивные нейтронные звёзды (например, система PSR 1913+16), белые карлики (PSR 1855+09), а также массивные звёзды спектрального класса В (PSR 1259–63). Как видно на рисунке, масса релятивистских объектов не зависит от масс спутников. И нейтронные звёзды, и чёрные дыры встречаются в двойных системах со спутниками как большой, так и малой массы. Ситуация здесь подобна той, которая имеет место в классических тесных двойных звёздных системах, где встречаются любые комбинации компонент.

В тех случаях, когда спутником является массивная горячая оптическая звезда спектрального класса О или В (системы Лебедь X–1, LMC X–3, LMC X–1), рентгеновский источник квазистационарный. Во всех системах, у которых спутники — маломассивные холодные звёзды поздних спектральных классов, рентгеновский источник является транзиентным (рентгеновской новой): в основном, спокойном, состоянии его рентгеновская светимость мала (менее 10 ³³ эрг·с ^–1 ), однако раз в несколько десятков лет наблюдается явление рентгеновской новой, когда рентгеновская светимость увеличивается в миллионы раз и затем с характерным временем порядка нескольких месяцев спадает до фонового уровня. Эта корреляция между характером нестационарности рентгеновского источника и массой спутника — оптической звезды — должна обязательно учитываться при построении теории нестационарной дисковой аккреции на чёрные дыры.

Следует подчеркнуть очень важный наблюдательный факт: ни у одного из десяти массивных (с массой более 3 солнечные массы)рентгеновских источников — кандидатов в чёрные дыры — не обнаружено феноменов рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера 1-го типа, характерных для аккрецирующих нейтронных звёзд. Этот факт имеет фундаментальное значение и может рассматриваться как наблюдательный аргумент (но, разумеется, ещё не как окончательное доказательство) в пользу того, что указанные в табл. 1 десять кандидатов в чёрные дыры действительно являются чёрными дырами в смысле ОТО.