Крис Импи - Чудовища доктора Эйнштейна [litres]

Большая часть газа концентрируется в аккреционном диске вокруг экватора черной дыры, и области над ее полюсами оказываются относительно пустыми. И это значит, что часть горячего газа уходит через полюса. При этом энергия вращения из черной дыры превращается в кинетическую энергию. Газ выбрасывается в пространство в виде парных струй быстро движущихся частиц по оси вращения черной дыры. Эти струйные выбросы – джеты – уносят малую часть гравитационной энергии вещества, падающего в черную дыру. Если бы мы могли приблизиться к аккреционному диску, то увидели бы невероятные искажения, обусловленные искривлением света из-за мощной гравитации черной дыры (илл. 16).

Представим спирально закручивающийся диск газа, похожий на брызги и пену по краям водоворота из рассказа По. Центром происходящего является вращающаяся вокруг своей оси черная дыра, мрачная и беспощадная. Чем ближе к ней оказываются частицы, тем быстрее они движутся. Их гравитационная энергия преобразуется в кинетическую. Они сталкиваются друг с другом, и газ разогревается, а трение внутри диска вызывает сильное тепловое излучение. Газ в аккреционном диске имеет температуру миллионы градусов и ярко светится в рентгеновском диапазоне.

Таким образом, гравитационная энергия превращается в излучение. Поразительно, что настолько темный объект может создать такую яркую картину. Процесс чрезвычайно эффективен. В данном случае эффективность определяется той частью аккумулированной энергии, которая превращается в излучение. Химический процесс горения, обеспечивающий бо?льшую часть энергии на Земле, имеет эффективность 0,0000001 %. Эффективность термоядерного синтеза в звездах, обусловливающего их свечение, чуть меньше 1 %. Аккреция в стационарную черную дыру имеет эффективность 10 %, во вращающуюся – 40 % [91] Момент импульса частицы – mvr : произведение массы частицы, ее скорости и расстояния до центра вращения. Сохранение момента импульса при орбитальном движении демонстрируется вторым законом Кеплера. Планета или комета, подходя ближе к Солнцу, движется быстрее, следовательно, уменьшение r компенсируется увеличением v , и произведение остается постоянным. . Черные дыры – самые мощные источники энергии в природе.

Газ не моментально попадает в черную дыру из-за момента импульса [92] Настоящие вычисления требуют привлечения общей теории относительности и некоторых приближений. Единственным более эффективным процессом выработки энергии является аннигиляция вещества и антивещества, при котором масса-энергия выделяется с эффективностью 100 %. Однако это очень редкая ситуация во Вселенной, тогда как энергия аккреции выделяется всеми черными дырами в двойных системах. Полное описание см. в учебниках, например: J. Frank, A. King, and D. Raine, Accretion Power in Astrophysics , 3rd edition, (Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2002). . То же самое относится к планетам, вращающимся вокруг Солнца. Детальная проработка процесса аккреции на черную дыру являлась одной из самых сложных проблем в астрофизике: почти два десятилетия над ней бились десятки исследователей [93] Вычисление характера потери момента импульса, которое позволяет веществу упасть в черную дыру, было большой проблемой. Ответ включает турбулентность и магнитные поля, пронизывающие аккреционный диск. Первая «стандартная» модель аккреционного диска, частично решившая проблему: N.I. Shakura and R.A. Sunyaev, “Black Holes in Binary Systems: Observational Appearance,” Astronomy and Astrophysics 24 (1973): 337–55. Прорыв связан с осознанием того, что магнитные поля могут в огромной мере усиливать перенос момента импульса; см.: S.A. Balbus and J.F. Hawley, “A Powerful Local Shear Instability in Weakly Magnetized Disks: I. Linear Analysis,” Astrophysical Journal 376 (1991): 214–33. Чтобы полностью смоделировать ситуацию, понадобились вычислительные возможности современных компьютеров. Трехмерные магнитогидродинамические расчеты относятся к числу самых сложных в астрофизике. . Частицы газа в аккреционном диске подвергаются трению, поэтому весь диск ведет себя так, словно он вязкий. В результате одна часть вещества теряет момент импульса и приближается к черной дыре, а другая часть приобретает момент импульса и удаляется от нее. Частицы, оказавшиеся вблизи внутреннего края диска, движутся почти со скоростью света. Приближаясь к горизонту событий, типичная частица медленно проходит сквозь аккреционный диск по спирали, теснясь и толкаясь в массе остальных частиц. Затем на внутреннем крае аккреционного диска гравитация затягивает ее прямо в черную дыру. В этой последовательности событий черная дыра набирает массу.

Предел аккреции вычислил сэр Артур Эддингтон в начале XX в. Предел Эддингтона, опирающийся на сферическую геометрию, показывает, в какой момент сила гравитации, тянущая частицу внутрь, компенсируется давлением излучения, выталкивающего частицу наружу. Максимальный темп увеличения массы черной дыры относительно низок: за год она может вырасти не больше, чем на треть массы Луны. Такими темпами ей потребуется 30 млн лет, чтобы удвоить свою массу. Однако эффективное преобразование падающей в дыру массы в исходящее излучение говорит о том, что черная дыра – ослепительно яркая. Черная дыра, питаемая газом звезды-компаньона, может быть в 100 раз ярче звезды той же массы.

Малая доля звезд оканчивает свою жизнь нейтронными звездами; тех, которые становятся черными дырами, еще меньше: десятые доли процента. Черные дыры редки, как черные лебеди. Повторюсь, распределение масс формирующихся звезд имеет очень сильный перекос в сторону малой массы, и на каждую солнцеподобную звезду приходятся сотни маловесных красных карликов. Красные карлики умирают затухающими угольками – так называемыми белыми карликами. Таким образом, более 95 % всех звезд окончат жизнь белыми карликами, а не нейтронными звездами или черными дырами.

Лишь чуть больше половины всех звезд являются одиночными, как наше Солнце, тогда как треть входит в двойные системы, а 10 % – в системы с тремя компаньонами или более [94] D. Raghavan et al., “A Survey of Stellar Families: Multiplicity of Solar-Type Stars,” Astrophysical Journal Supplement 190 (2010): 1–42. . В большинстве своем двойные звезды – это широкие пары с орбитальными периодами продолжительностью годы, десятилетия или даже столетия, поэтому они не взаимодействуют и не влияют на эволюцию друг друга. Малая часть двойных звезд – меньше 5 % – имеет орбитальные периоды от нескольких часов до нескольких недель.

У любой звезды есть условная граница, в пределах которой все вещество гравитационно привязано к ней. У изолированной звезды эта граница является сферой. Если двойные звезды расположены близко друг к другу, их границы вытягиваются в виде капель, соприкасающихся острыми концами. Масса может перетекать от одной звезды к другой через точку соприкосновения капель. Обычно более массивная звезда высасывает газ из менее массивной. Если они расположены в тесном соседстве, воображаемая граничная поверхность сливается в общую оболочку и масса легко перемещается между звездами [95] Воображаемая поверхность, ограничивающая область вокруг одного из компонентов двойной системы, в которой вещество гравитационно привязано к этому компоненту, называется полостью Роша – в честь французского астронома и математика середины XIX в. В разделенной двойной системе каждая звезда имеет собственную полость Роша. В полуразделенной двойной системе «капли» соприкасаются, и масса может перетекать через точку соприкосновения, которая называется точкой Лагранжа – в честь итальянского астронома и математика середины XVIII в. В контактной двойной системе звезды имеют общую оболочку, и значительная часть массы является общей. Перенос массы между более удаленными друг от друга звездами возможен, если одна звезда массивна и является источником ветра: часть газа, разлетающегося во все стороны, будет падать на компаньона. .