4.2. ЭВОЛЮЦИЯ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ

Чем массивнее звезда, тем быстрее она будет сжигать свое ядерное горючее и тем скорее она умрет. Этот факт наводит на мысль, что в двойных системах мертвый, аккрецирующий и испускающий рентгеновское излучение объект должен быть более массивным, чем его живой, поставляющий массу компаньон. Однако верно как раз обратное. Во всех измеренных случаях мертвый объект менее массивен.

Простое объяснение этого факта следует из теории эволюции тесных двойных систем. Рассмотрим две молодые звезды на орбите относительно друг друга с массами и радиусами на расстоянии Более массивная звезда называется главной звездой; менее массивная — «второстепенной». Когда главная звезда израсходует водород в своем центре, она переходит к сжиганию водорода в оболочках; ее центр несколько сжимается, а поверхность расширяется. По мере того как оболочка, в которой происходит горение водорода, постепенно движется наружу, ядро звезды продолжает сжиматься, а ее наружные слои продолжают расширяться, постепенно превращая звезду в красный гигант. Наконец достигается критический радиус этого расширения

при котором главная звезда вторгается в источник гравитационного потенциала своего компаньона. Когда достигает говорят, что главная звезда «заполняет свою полость Роша» и начинается перетекание, которое происходит столь интенсивно, что к моменту его прекращения главная звезда оказывается менее массивной, чем второстепенная. Если главная звезда в результате не уменьшает свою массу ниже чандрасекаровского предела она будет коллапсировать, образуя нейтронную звезду или черную дыру, прежде чем вторая звезда сильно эволюционирует, и если сбрасывание массы при коллапсе не разрушит двойную систему, результатом будет

нейтронная звезда или черная дыра на орбите вокруг более массивной, нормальной звезды.

Детальные модели делают такой сценарий более правдоподобным (см., например, [212]). Однако в этих моделях имеются некоторые трудности. В моделях, построенных для объяснения образования наблюдаемых рентгеновских двойных, начальное разделение не должно быть гораздо больше, чем . В результате, когда главная звезда расширяется, она сбрасывает газ во вторичную звезду быстрее, чем вторичная звезда может его принимать; вторичная звезда расширяется, приходя в контакт с главной звездой; в этой контактной системе масса продолжает перетекать из главной звезды на вторичную, но вскоре после установления контакта кончается сфера применимости вычислительных методов, используемых авторами модели. Конечный результат предсказать невозможно; о нем можно лишь делать заключение, исходя из наблюдаемого существования рентгеновских двойных. О деталях трудностей таких моделей и о некоторых соображениях относительно эволюции контактной системы см. в [62, 101]; обзор теории эволюции двойных систем см. в работе [199] и указанных там ссылках.

Насколько массивной должна быть главная звезда, чтобы превратиться в черную дыру? Ответ будет зависеть от оценки переноса массы главной звездой на ее стадии гиганта, которая в свою очередь будет зависеть от начального отношения масс и расстояния . В настоящее время эта зависимость неизвестна в силу неопределенностей, касающихся эпохи контакта. Неизвестна также вероятность того, что двойная система выдержит возмущения, возникающие, когда в процессе рождения дыры выбрасывается масса и испускается гравитационное излучение [70]. Поэтому можно думать, что четвертая часть всех черных дыр Галактики была рождена в тесных двойных системах, избежавших разрушения в процессе рождения черных дыр, и точно так же можно думать, что черные дыры никогда не встречаются в тесных двойных системах.