3. ОДИНОЧНЫЕ ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ, ВОЗНИКАЮЩИЕ ПРИ КОЛЛАПСЕ НОРМАЛЬНЫХ ЗВЕЗД

3.1. СМЕРТЬ ЗВЕЗД И РОЖДЕНИЕ ДЫР

В нашей Галактике звезды непрерывно рождаются и непрерывно умирают. С уверенностью известно, что они рождаются в процессе гравитационного сжатия плотных межзвездных газовых облаков; что после начальной стадии сжатия, длящейся примерно лет для массы и меньше 105 лет для в их недрах загорается водород; что затем они существуют за счет ядерного горения в течение если лет, если и что затем они умирают. (Детали этой картины можно найти в § 6.5-6.7 книги Клейтона [47] и в обзоре Айбена [86].)

Детали агонии звезд известны плохо. Однако типы возможных остатков умерших звезд твердо установлены теорией. Они включают расширяющиеся газовые облака, возникшие в результате разрушения всей звезды или ее части (примером может служить Крабовидная туманность), белые карлики (известны сотни примеров, см., например, [72, 206]), нейтронные звезды (хорошо известные как источники энергии и регуляторы пульсаров и рентгеновских компонент в некоторых двойных рентгеновских источниках, см., например, [103, 121]) и черные дыры. Белые карлики не могут иметь массу более чем если они вращаются медленно [43], или если они вращаются быстро и дифференциально [58]. Нейтронные звезды не могут превышать предела который в зависимости от способа рассмотрения оценивается в пределах между 1,3 и (см., например, [5]) и который, по-видимому, ограничен соотношением

даже при наличии вращения (см., например, [76]). Здесь плотность материи внутри обычного атомного ядра, плотность, при которой, как полагают, современная теория ядерной материи в больших масштабах может приводить к серьезным ошибкам. Измеренные массы белых карликов и нейтронных звезд согласуются с этими теоретическими ограничениями [73, 164, 216]. Черные дыры, являющиеся конечным продуктом звездной эволюции, могли бы иметь массы в диапазоне от вплоть до масс самых тяжелых нормальных звезд например, [47]), но они, вероятно, не могут иметь масс, меньших так как ядерные силы препятствуют сжатию таких малых количеств материи до плотностей черной дыры.

Конечная судьба данной звезды зависит не только от ее массы при рождении, но и от того, как много массы она ухитрится потерять за свою жизнь. Тот факт, что должна происходить значительная потеря массы, следует из наличия белых карликов в Гиадах — звездном скоплении столь молодом, что в нем до сих пор умерли только звезды с начальной массой Более того, утекающая масса («звездный ветер») наблюдается спектроскопически для большого количества звезд, причем для некоторых звезд главной последовательности (живущих за счет горения водорода) массы измеренный ветер достаточно силен, чтобы значительно уменьшить массу звезды, прежде чем в ее недрах исчерпается водородное горючее [106]. Некоторые наиболее аргументированные современные предположения относительно количества массы, теряемой различными звездами, изложены в обзоре Вайдемана [217]. Однако они представляют собой скорее догадки, возникающие на стадии изучения. Приемлемо, хотя и маловероятно, что все звезды могли бы сбрасывать свою массу до предела еще до начала процесса умирания, избегая тем самым судьбы черных дыр; и также приемлемо, хотя и маловероятно, что все звезды с массой, превышающей в конце жизни, могли бы выбросить достаточно массы на стадии агонии, чтобы стать нейтронными звездами. Ни имеющиеся наблюдательные данные, ни современная теория не могут исключить этих возможностей. Имеется печальный комментарий к теории, который состоит в том, что если игнорировать наблюдательные ограничения, то можно допустить для всех звезд даже уменьшение массы до значений, лежащих ниже предела белых карликов что означает невозможность образования нейтронных звезд. Действительно, вскоре после открытия пульсаров появилась теоретическая работа [4], в которой говорилось, что нейтронные звезды вообще никогда не могут образоваться в природе из-за того, что углеродно-детонированный ядерный взрыв должен разрушить любую звезду с массой, превышающей прежде чем она могла бы коллапсировать. Только недавно теория была адекватно приспособлена для рассмотрения процесса образования нейтронных звезд (см. [1231 и ссылки там).

В другом предельном случае, который также согласуется с современной теорией и наблюдательными данными, вполне вероятно, что потери массы пренебрежимо малы для большинства звезд с массой, превышающей Если это так, то наблюдаемое в окрестности Солнца звездное население позволяет оценить скорость образования черных дыр в от галактической плоскости) [142]. Экстраполируя назад во времени на возраст Галактики лет и не предполагая существенного увеличения скоростей черных дыр при рождении, обусловленного эжекцией момента [17, 18], мы приходим к выводу, что ближайшая к Земле черная дыра звездной массы находится сегодня на расстоянии Экстраполяция на всю галактическую плоскость приводит к тому, что черные дыры должны рождаться в нашей Галактике со скоростью приблизительно одна дыра каждые пять лет и что полное число черных дыр Для сравнения: число вспышек Сверхновых в нашей Галактике — из исторических наблюдений — колеблется между одной в шесть лет и одной в 25 лет, число вспышек Сверхновых во внешних галактиках нашего типа и массы — между одной в 10 лет и одной в 40 лет [197]; скорость рождения пульсаров в нашей Г алактике оценивается из наблюдательных данных от одного пульсара в 8 лет до одного пульсара в 40 лет [198].

Приведенные выше оценки числа черных дыр не следует принимать слишком всерьез. Наряду с существованием неопределенностей, обусловленных потерями массы, весьма рискованной является также экстраполяция назад во времени или на другие области Галактики. Звездные популяции, существовавшие раньше или существующие сегодня в центральных и внешних областях нашей Галактики, могут заметно отличаться от наблюдаемого сегодня вблизи Земли звездного населения (см., например, [204, 210]).

Вернемся к деталям процесса рождения черных дыр. Черные дыры не могут быть образованы в результате квазистационарного сжатия звезд, так как гравитационное ускорение в стационарной звезде на стадии образования горизонта должно быть бесконечным. Поэтому дыры наверняка должны образовываться при динамическом звездном коллапсе. Однако это почти единственная вещь, известная наверное.

Для идеализированного случая сферического коллапса имеется много численных моделей процесса образования черной дыры, в которых используются реалистические уравнения состояния (см., например, [122]). Однако в сферически-симметричной картине существуют значительные неопределенности, связанные с нерешенными вопросами переноса тепла нейтрино (см., например, [213]), а когда начинают рассматривать еще магнитные поля, вращение и другие отклонения от сферичности — неизвестно почти ничего. Численные расчеты несферического коллапса проводятся сейчас несколькими исследовательскими группами (в Ливерморе, Гарварде, Чикаго и Техасе), но в ближайшем будущем появление достоверной картины

маловероятно. Среди важных вопросов, остающихся открытыми, назовем следующие: могут ли черные дыры образовываться в ядрах каких-либо Сверхновых? Какое количество массы уносится из внешних слоев коллапсирующей звезды? Сколько испускается гравитационного излучения? Как зависят ответы на эти вопросы от массы и углового момента предсверхновой звезды? Какова роль магнитных полей [24, 1241?

Может быть, наибольшие надежды можно возлагать на детектирование и изучение гравитационного излучения, возникающего в процессе образования черной дыры. Форма гравитационного импульса даст непосредственную информацию о динамическом поведении звездного ядра до и в процессе образования горизонта, а также о массе и угловом моменте новорожденной дыры. (Масса и угловой момент определяют комплексные собственные частоты нормальных мод пульсаций черной дыры и тем самым должны определять поведение гравитационных импульсов (их форму) в более поздние моменты времени). Оценка напряженности волн является весьма неопределенной, однако в случае сильно несферического коллапса представляется вероятным, что они будут нести энергию, равную нескольким процентам, от массы дыры [56, 57] в широкополосном импульсе с максимумом на частоте

Такие импульсы от источника, расположенного в нашей собственной Галактике (расстояния могли бы без труда детектироваться самой чувствительной гравитационно-волновой антенной, действующей с 1976 г. Конечной целью следующих поколений детекторов является наблюдение и изучение импульсов, приходящих с расстояния соответствующего скоплению галактик где имеется примерно одна Сверхновая в год; при увеличении этого расстояния число Сверхновых возрастает пропорционально кубу расстояния. Дальнейшие подробности можно найти в обзоре Торна [200].