2. О ХАРАКТЕРЕ ИССЛЕДОВАНИЙ В АСТРОФИЗИКЕ ЧЕРНЫХ ДЫР

Фундаментальная теория черных дыр является хорошо обоснованной, элегантной, чистой и самосогласованной. Она неумолимо и определенно следует из фундаментальных законов физики. Теория черных дыр в астрофизическом окружении представляет собой полную противоположность. Поскольку она имеет дело с физикой больших объемов материи — обращающейся вокруг дыры и аккрецирующей на дыру, — она подвержена всем запутанным неясностям и неопределенностям современной теории поведения больших количеств материи. Если на Земле грозы и ураганы не поддаются точному теоретическому моделированию, то можно ли надеяться предсказать хотя бы качественно поведение их аналогов в турбулентной, замагниченной плазме, которая аккрецирует на черную дыру в двойной системе? Нельзя. Самое лучшее, чего можно ожидать, — это получение очень грубых моделей буйного поведения материи в окрестности черной дыры.

К счастью, однако, окончательные модели имеют некую скромную надежду походить на реальность. Это происходит потому, что относительная важность физических процессов вблизи дыры может быть охарактеризована безразмерными отношениями, которые обычно оказываются очень большими, откуда следует, что буйное поведение материи вблизи дыры определяется небольшим числом процессов. Задача автора модели заключается в идентификации доминирующих процессов в заданной ему ситуации и в получении приближенных уравнений, описывающих их макроскопические проявления. История показывает, что идентифицировать главные процессы нелегко. Это связано с многочисленностью возможных процессов, подлежащих рассмотрению, и часто автор модели, даже вполне компетентный, может пропустить важный процесс.

Таким образом, исследования в области астрофизики черных дыр опираются на многие разделы физической теории. В каждом таком разделе надо как свои пять пальцев знать приближенные формулы, характеризующие длинный список возможных, относящихся к делу процессов. Необходимые области включают ОТО, физику равновесной и неравновесной плазмы, физику радиационных процессов и физику динамических звездных систем. Те характерные процессы,

которые были идентифицированы как важные для астрофизики черных дыр к 1972 г., собраны в обзоре Новикова и Торна [135|. После 1972 г. теоретики, рассматривающие возможные сценарии с участием черных дыр, столкнулись с новыми важными процессами, включающими: 1) возможность различной электронной и протонной температуры в плазме вокруг черной дыры (фундаментальная теория изложена Спитцером [190], приложения — Шапиро, Лайтманом и Эрдли [182]); 2) электродинамические процессы вблизи дыр [26] и 3) звезднодинамические процессы в окрестности черных дыр (см. обзор Лайтмана и Шапиро [114]).

Исследования по астрофизике черных дыр требуют также хорошего знания феноменологии современной астрономии — наблюдаемых свойств звезд, основных особенностей их эволюции, структуры Галактики и наблюдаемых физических условий в межзвездном пространстве. Возможный путь изучения этих вопросов — чтение соответствующих разделов хорошего элементарного учебника по астрономии (например, [1,93,126, 152]) и вслед за этим просматривание астрономических статей за последние 10 лет в журнале Scientific American. Только после этого читатель реально готов воспринимать обзорные статьи из журнала Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics.

Стиль работы в астрофизике черных дыр сильно отличается от стиля работы в ОТО или других областях фундаментальной теории. Грубо говоря, этот стиль состоит в следующем:

1. Устанавливается возможный сценарий для характерной роли черных дыр в реальной вселенной. [Пример: черная дыра, покоящаяся в межзвездной среде, будет аккрецировать межзвездный газ; падающий газ мог бы достаточно сильно нагреться, так, чтобы излучать значительно раньше того момента, когда он достигнет горизонта, и излучение могло бы быть настолько сильным, чтобы наблюдаться на Земле. Этот сценарий впервые был установлен Солпитером [174] и Зельдовичем [228] и детально изучен Шварцманом 1185], Мишелем [131], Шапиро [179, 189], Принглом, Рисом и Пахольчиком [163], Межаросом [129] и Бисноватым-Коганом [20].)

2. Угадывается макроскопическое описание физики сценария и решаются соответствующие макроскопические уравнения, чтобы получить первый грубый вариант модели. [Пример: предполагается, что аккрецирующий газ может рассматриваться как идеальная гидродинамическая жидкость с плотностью давлением и радиальной скоростью движущаяся в сферически-симметричном ньютоновском потенциале черной дыры с массой М. Предполагают и надеются, что микроскопическая физика будет в конечном счете давать «политропическую» зависимость давления от плотности для некоторых констант К и у. Это позволяет

отделить гидродинамические уравнения от уравнений для радиационного охлаждения и теплопереноса и на время отложить рассмотрение процессов охлаждения и теплопереноса. Затем решаются стандартные гидродинамические уравнения с граничными условиями на бесконечности, соответствующими «типичному» межзвездному газу — ионизованной, в значительной степени водородной плазме с температурой и с

Оказывается, что дыра слабо влияет на радиусах («радиус аккреции»), где определяется соотношением

но что вблизи она втягивает газ и при газ свободно падает, причем

(Здесь и далее М — масса центрального тела, измеряемая гравитационно, км — масса Солнца.) Полная скорость аккреции массы есть

Детали этого процесса впервые были рассмотрены в работах Хойла и Литтлтона [84] и Бонди [30], обзор дан в § 4.2 обзора Новикова и Торна [135].]

3. Следующий этап состоит в исследовании микроскопической физики сценария, чтобы выяснить, соответствует ли она макроскопической модели. Если нет, то выбирают новую модификацию макроскопической модели и повторяют описанный выше процесс. Если имеется грубое соответствие, то получают более детальные макроскопические уравнения, которые являются лучшим приближением микроскопической физики и решение которых может дать улучшенную модель. [Пример-, спрашивается, справедливо ли для представленного выше решения гидродинамическое приближение, по крайней мере при где определяется скорость аккреции массы. Для проверки гидродинамического приближения радиус аккреции сравнивается с расстоянием которое должен пройти протон в межзвездной среде, прежде чем кулоновское рассеяние существенно отклонит его от прямолинейного движения:

Оказывается, что

Это один из тех редких случаев, когда безразмерное отношение оказывается близким к единице. Если бы выполнялось неравенство то гидродинамическое приближение было бы справедливо и можно было бы спокойно развивать модель дальше. Если оказывается, что надо начинать все сначала, с новой макроскопической модели, в которой протоны являются независимыми, невзаимодействующими частицами, несущими с собой электронные облака (см. [15] и ссылки там). Но в нашем случае ничто экстремальное не подходит. В отчаянии принимаемся искать в списке физических процессов что-нибудь помимо кулоновского рассеяния, что могло бы сэкономить время и обеспечить законность гидродинамического приближения. Две вещи приходят в голову: рассеяние протонов на плазмонах (т. е. на коллективных возбуждениях плазмы) и прикрепление протонов к межзвездному магнитому полю. Исследование безразмерных отношений характерных длин показывает, что протон-плазмонное рассеяние в лучшем случае существенно на пределе точности, а сцепление с магнитным полем чрезвычайно важно:

Если магнитное поле вблизи является запутанным (т. е. неоднородным в масштабах то оно будет обеспечивать физическое сцепление между протонами, и гидродинамическое приближение будет законным. Тогда можно продолжать работать с гидродинамической моделью, дополнив ее соответствующим макроскопическим описанием магнитотурбулентной плазмы и соответствующими уравнениями испускания синхротронного и тормозного излучения; детали см. в работах Шварцмана [185] и Шапиро [179, 180]. С другой стороны, если магнитное поле вблизи очень однородно (т. е. то нужно опять начинать все сначала, с макроскопической модели, в которой аккрецирующие, невзаимодействующие протоны плавно увлекаются магнитным полем, давая в конечном счете конфигурацию поля типа «песочных часов» с плазмой, скользящей вдоль силовых линий по направлению к перемычке песочных часов. В области этой перемычки плазма образует диск и постепенно скользит по силовым линиям к дыре, сильно нагреваясь по мере скольжения. Детали в работах Бисноватого-Когана и Рузмайкина [22, 23] и Бисноватого-Когана [20].]

Приведенные выше примеры иллюстрируют следующие характерные черты работы с черными дырами в астрофизике:

1. Она включает итерации «туда и обратно» между уравнениями макроскопической модели и микроскопической физикой, лежащей в основе этих уравнений. Итерации продолжаются до получения самосогласованности.

2. На каждой итерационной стадии следует тщательно следить, чтобы не пропустить процессы, которые могли бы оказаться настолько важными, что привели бы к незаконности модели (в приведенном

выше примере это прикрепление к однородному межзвездному магнитному полю).

3. Часто встречаются «точки ветвления», где модель распадается на две совершенно различные формы в зависимости от того, какие предположения делаются об окрестности черной дыры (однородное или запутанное магнитное поле в приведенном выше примере), причем обе «ветви» могли бы существовать в реальной вселенной. Это ведет к множеству возможных моделей, причем каждая соответствует различному внешнему окружению черной дыры и/или различной массе черной дыры.

Все сценарии, которые мы описываем в оставшейся части этой статьи, будут основаны на моделях, которые были построены итеративными макроскопически-микроскопическими рассмотрениями. Однако при описании сценариев мы ограничимся минимумом деталей. Детали сделали бы эту статью слишком длинной.