Моя жизнь в астрономии - страница 37

На меня особое впечатление произвела работа Я. Б. Зельдовича, опубликованная в 1964 году в Докладах АН СССР, об аккреции вещества на черную дыру. Здесь было показано, что несферическая аккреция вещества на черную дыру может приводить к гигантскому выделению энергии. В работе И. Д. Новикова и Я. Б. Зельдовича, вышедшей в 1966 году, было предсказано мощное выделение энергии в виде рентгеновского излучения при несферической аккреции вещества на релятивистские объекты. В 1966 году Я. Б. Зельдович и О. Х. Гусейнов опубликовали список тесных двойных систем, которые, возможно, содержат черные дыры. Здесь же было отмечено, что, изучая движение оптической звезды в двойной системе с невидимым спутником, можно оценить массу этого спутника. Меня эти работы очень взволновали – стало ясно, что черные дыры, несмотря на то что они «черные», можно реально наблюдать в рентгеновском диапазоне спектра, а по движению оптической звезды в двойной системе можно определять их массы и тем самым отличать черные дыры от нейтронных звезд. Как известно, под черной дырой понимается область пространства-времени, гравитационное поле которой столь сильно, что никакой сигнал, даже свет, не может вырваться из нее на пространственную бесконечность. Согласно современным представлениям, если масса ядра звезды, претерпевшего термоядерные превращения, превышает три солнечные массы, то в конце эволюции звезды образуется черная дыра. Если же масса этого ядра менее трех солнечных, то в конце эволюции такой звезды образуется нейтронная звезда или белый карлик. Поэтому возможность «взвешивать» релятивистские объекты превращает тесные двойные системы в мощный инструмент исследования принципиально новых объектов во Вселенной – черных дыр. Для меня, специалиста по физике тесных двойных систем с пекулярными компонентами, это был настоящий подарок судьбы. Важно было не упустить выпавший на мою долю шанс. И я этот уникальный шанс включиться в работы по релятивистской астрофизике постарался не упустить.

В 1969 году в «Астрономическом журнале» вышла статья Я. Б. Зельдовича и Н. И. Шакуры об аккреции вещества на одиночную нейтронную звезду без магнитного поля, в которой была дана интерпретация спектра рентгеновского излучения источника Sco X-1 – первого компактного рентгеновского источника, обнаруженного за пределами Солнечной системы. В том же 1969 году была опубликована статья Г. С. Бисноватого-Когана и А. М. Фридмана по теории аккреции вещества на замагниченную нейтронную звезду. В 1972 году вышла в свет работа Н. И. Шакуры по теории дисковой аккреции вещества в двойных системах на релятивистские объекты. В 1973 году появилась ныне знаменитая статья Н. И. Шакуры и Р. А. Сюняева по теории аккреционных α-дисков. В 1972 году английские астрономы Дж. Прингл и М. Рис опубликовали статью о дисковой аккреции вещества на релятивистский объект. В 1973 году И. Д. Новиков и К. Торн (США) построили теорию дисковой аккреции вещества на релятивистский объект с учетом эффектов Общей теории относительности (ОТО). Следует особо отметить, что еще в 1967 году И. С. Шкловский указал на рентгеновский источник Sco X-1 как на возможную аккрецирующую нейтронную звезду в двойной системе. Этот «звездопад» блестящих работ непрерывно подпитывал мой интерес к проблеме исследования рентгеновских двойных систем.

В 1972 году с борта спутника Uhuru была открыта первая затменная рентгеновская двойная система Cen X-3. Система в рентгеновском диапазоне спектра показывает строго периодические затмения П-образной формы, что свидетельствует о том, что затмеваемый объект имеет очень малые размеры по сравнению с радиусом затмевающей звезды. Период следования рентгеновских затмений составил ~ 2,1 суток, причем в середине затмений рентгеновская светимость объекта спадала почти до нуля. Рентгеновский источник в этой системе оказался рентгеновским пульсаром с периодом ~ 4,8 секунды, то есть из наблюдений прямо следовало, что рентгеновский источник в данном случае, скорее всего, является нейтронной звездой. Для определения массы рентгеновского источника в системе Cen X-3 требовалось вначале отождествить его с оптической звездой, что было весьма непросто сделать. Дело в том, что квадрат ошибок рентгеновского телескопа спутника Uhuru был весьма большим – порядка 1°. Внутри этого квадрата расположены сотни звезд, и необходимо выделить среди них одну, физически связанную с рентгеновским источником. Одним из способов решения этой трудной задачи является изучение оптической переменности звезд в квадрате ошибок. Та звезда, у которой период оптической переменности совпадает с периодом переменности рентгеновского излучения исследуемого рентгеновского источника, и может с большой вероятностью рассматриваться как оптическая компонента рентгеновской двойной системы. Изучая ее движение спектроскопическими и фотометрическими методами, можно определить массу релятивистского объекта. Прелесть двойных систем состоит в том, что именно движение оптического спутника несет основную информацию о массе рентгеновской компоненты.