4.3. СБРАСЫВАНИЕ ГАЗА НА ДЫРУ ЗВЕЗДОЙ-КОМПАНЬОНОМ

Рассмотрим черную дыру, которой удалось образоваться в тесной двойной системе. До тех пор пока вторая звезда сохраняет возраст звезды «главной последовательности» (т. е. пока она находится на ранних стадиях горения водорода в центре), она будет поставлять на дыру очень мало массы. Однако по мере старения второй звезды происходят два явления: 1) она расширяется в размерах до тех пор, пока не переполнит свою полость Роша и не начнет сбрасывание сильного потока газа на дыру; 2) она становится все более яркой, и ее возрастающая яркость ведет к возрастающе сильному звездному ветру горячей плазмы с ее поверхности. Дыра может захватывать часть этого ветра. Когда дыра аккрецирует часть ветра или потока из полости Роша, может случиться третье явление;

3) сильный рентгеновский поток, ударяясь о поверхность звезды, может существенно видоизменить поток массы от звезды, тем самым видоизменяя рентгеновский поток и, возможно, даже образуя саморегулируемую систему. Конечно, все эти три процесса могут происходить и в случае нейтронных звезд в роли главной звезды так же, как и в случае черной дыры.

Когда были открыты рентгеновские двойные, среди теоретиков бушевали страсти вокруг относительной важности переполнения полости Роша, звездного ветра и саморегулирования; см., например, [54, 120, 158, 176, 211] и цитируемые там работы. Хотя эти дебаты еще не закончены, по-видимому, достигнуто предварительное согласие в нескольких пунктах.

1. Саморегуляция, вероятно, не является доминирующим фактором вблизи вторичной звезды, хотя она может играть важную роль вблизи черной дыры или нейтронной звезды [120].

2. Минимальная скорость аккреции

требуется для генерации наблюдаемого рентгеновского излучения со светимостями

3. Аккрецирующая нейтронная звезда не сможет принять аккрецируемую массу, если скорость аккреции превышает величину

Значительно большие скорости переноса массы, вероятно, будут гасить рентгеновский источник; см. ниже, а также [211].

4. Звездный ветер, достаточно сильный для производства , встречается только в звездах главной последовательности с массой, превышающей (звезды спектрального класса и в звездах с массами исчерпавших свои запасы водорода в центре и теперь расширяющихся на стадии гиганта (звезды, которые классифицируются спектроскопически как «сверхгиганты более ранние, чем тип

5. Звездного ветра хватает только на (несколько лет в редком случае массивной звезды главной последовательности и только на (несколько единиц) лет в более обычном случае «гиганта» [211].

6. Только на самых ранних стадиях переполнения полости Роша величину М можно удержать ниже раз достигнуто перетекание, развивается неустойчивость и уносит массу вторичной звезды со скоростью, заключенной между

7. Ранняя стадия перетекания с малым М будет продолжаться, если вращение вторичной звезды медленнее, чем ее орбитальное движение [176].

8. Стадия такого перетекания длиннее в наиболее тесных двойных, где перетекание начинается до того, как центральный водород полностью исчерпается («случай А»), чем в менее тесных двойных, где оно начинается на стадии горения водорода в оболочках («случай В») [176].

9. В более благоприятном случае А полная продолжительность перетекания в условиях составляет величину лет для лет для

Как обсуждалось в 4.2, вторичная звезда обычно гораздо массивнее, чем сама дыра, т. е. Если это так, то перечисленные выше пункты подразумевают время жизни двойной системы в стадии рентгеновской двойной от до 106 лет по сравнению с временем жизни вторичной звезды на главной последовательности лет и современным возрастом галактики лет. Это обстоятельство вместе с существованием двух хороших кандидатов в черные дыры среди наблюдаемых рентгеновских двойных (разд. 4.5) означает, что наша Галактика может содержать 300 черных дыр с молодыми тесными компаньонами главной последовательности и 3-10 мертвых двойных с черными дырами. Где они в небе?

Дыры с компаньонами главной последовательности очень трудно идентифицировать наблюдательно (см. разд. 4.5). Мертвые рентгеновские двойные, вероятно, отождествить еще труднее, хотя на самом деле и неизвестно, что искать. Смерть двойной системы с черной дырой может начаться, когда дыра начинает прятаться за неудержимо растущим переполнением полости Роша ее компаньона. Дыра может тогда найти свою орбиту под увеличенной поверхностью своего компаньона. Вообще говоря, не ясно, будет ли дыра затем двигаться по спирали к центру своего компаньона, образуя звезду с чернодырным ядром, которую теоретики не могут моделировать (разд. 3.2), или дыра будет способствовать сбрасыванию оболочки компаньона, но позволит ядру бодро эволюционировать к вымиранию в белого карлика, нейтронную звезду или черную дыру. В первом случае конечным продуктом была бы одна большая черная дыра. Во втором — это была бы тесная двойная система из двух компактных объектов (подобная «двойному пульсару» которая в конце концов слилась бы в один компактный объект под действием реакции гравитационного излучения. В любом случае смертные муки двойной системы могли бы оказаться интересными в наблюдательном отношении — если бы можно было угадать, что искать. Предварительные усилия по анализу этих результатов в случае двойной системы с нейтронной звездой сделаны Таамом, Боденхаймером и Острайкером [196], а также Торном и Житков [201]. Моделям с черной дырой до сих пор было уделено мало внимания.