4.5. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ ПОИСК ЧЕРНЫХ ДЫР В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ

В 1965 г., задолго до открытия рентгеновских двойных, Зельдович и Гусейнов [229] предприняли в каталогах двойных поиски систем, которые могли бы содержать черные дыры. Вероятными кандидатами были спектроскопические двойные с большими массами вторичных звезд, т. е. системы, в которых виден только свет от одной звезды, причем спектральные линии этой звезды испытывают доплеровское смещение, которое периодически осциллирует во времени, и из этих осцилляций можно сделать заключение о большой массе объекта, вокруг которого звезда обращается. К сожалению, все из возможных кандидатов Зельдовича — Гусейнова и все из кандидатов, найденных позже Тримблом и Торном [207], могли бы очень легко быть объяснены без обращения к черным дырам. Пытаясь исключить другие объяснения, Абт и Леви [3] наблюдали половину (пять) из лучших кандидатов Тримбла — Торна и открыли, что четыре из них неправильно классифицированы: они не были двойными вообще!

Это иллюстрирует значительные трудности, с которыми приходится сталкиваться в любом поиске чернодырных двойных в отсутствие какого-либо эффектного признака, такого, как

рентгеновское излучение. Из многих кандидатов, которые были предложены, например Aurigae [35], Р Lyrae [74] и HD 108 [18], ни один не является убедительным.

В противоположность этому весьма убедительные выводы могут быть сделаны для Cygnus Х-1 и обнадеживающие выводы — для Circinus Х-1. Cygnus Х-1 виден в оптический телескоп как голубой сверхгигант спектрального типа Длина волны линий поглощения осциллирует с достаточно большой амплитудой, указывая, что звезда находится на орбите вокруг массивного компаньона с орбитальным периодом 5—6 дней. Видны также эмиссионные линии с заметно различными осцилляциями. Они убедительно интерпретируются как свет от газа, который течет от супергиганта к его компаньону. Нет никаких данных о свете от компаньона. Результаты этих наблюдений суммированы Болтоном [29].

В рентгеновский телескоп наблюдается рентгеновская светимость с приблизительно равным выходом энергии в диапазонах и с заметным, но меньшим выходом энергии выше Рентгеновское излучение самой низкой энергии (наименьшей проникающей способности) иногда частично затмевается, и эти затмения, как правило, происходят, когда сверхгигант оказывается между нами и своим компаньоном. Можно заключить с убедительностью, что рентгеновское излучение приходит из окрестности компаньона, что линия зрения на Землю проходит выше компаньона (неполное затмение) и что рентгеновский источник время от времени частично затмевается массой, текущей от супергиганта к компаньону. Рентгеновское излучение флуктуирует по интенсивности в масштабах с. (Данных еще не вполне достаточно, чтобы убедительно продемонстрировать или исключить более быстрые флуктуации.) Это означает, что в любой момент времени основное количество энергии рентгеновского излучения приходит из областей с размером свет. км. Болтон [29] суммирует эти наблюдения и дает соответствующие ссылки.

Единственное разумное объяснение всего этого — рентгеновское излучение газа, падающего на компаньон размером 3-104 км, который, согласно существующей теории, может быть белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой. (О маловероятной, но мыслимой возможности альтернативного объяснения см. § V работы [29] и имеющиеся там ссылки.) Очевидный путь выбрать тип компаньона — взвесить его.

Существует много различных способов взвешивания. Один из них включает в себя комбинирование законов Кеплера и элементарных геометрических рассмотрений со следующими данными:

А. Орбитальная скорость сверхгиганта, определяемая из осцилляций спектральных линий.

Б. Оценка радиуса сверхгиганта, которая следует из

1) его видимой яркости в оптическом диапазоне на Земле);

2) его расстояния, выводимого из

а) степени покраснения его света при прохождении через межзвездную пыль (покраснения, определяемого сравнением наблюдаемых цветов его непрерывного спектра с собственными цветами, создаваемыми атмосферами, которые имеют температуру, плотность и поверхностную гравитацию, выведенные из наблюдаемых спектральных линий);

б) кривой покраснения в зависимости от расстояния для других звезд вблизи луча зрения на Cygnus Х-1;

в) абсолютного потока видимого излучения с поверхности супергиганта, выводимого из атмосферной температуры, плотности и поверхностной гравитации.

В. Отсутствие рентгеновских затмений, которое устанавливает предельное значение угла наклонения между нашим лучом зрения и орбитальной плоскостью.

Другой метод взвешивания состоит в определении степени деформации супергиганта притяжением компаньона, которую можно вывести из малого изменения видимой яркости с периодом 2,8 дня. Третий (несколько рискованный) способ использует массу сверхгиганта, оцениваемую по его спектральному типу. К счастью, все методы дают согласующиеся результаты (см. [29]): масса темного компаньона лежит между она выше компаньон может быть только черной дырой.

В обычной ситуации астрономы уверенно приняли бы этот результат. Но поскольку в данном случае решается судьба первого открытия человеком черной дыры и поскольку твердые заключения иногда разрушаются своевременно не замеченными систематическими ошибками, астрономы проявляют осмотрительность. Пока не будет найдено дополнительное, независимое подтверждающее доказательство — доказательство скорее положительное, чем отрицательное типа «чем же еще это может быть?» — они не хотят делать вывод, что Cygnus Х-1 — действительно черная дыра.

Текущие надежды на подтверждающее доказательство фокусируются на быстрой переменности рентгена. Сюняев [195] указал на то, что если в аккрецирующем газе образуются горячие пятна, то можно ожидать квазипериодических флуктуаций рентгеновского излучения в масштабах, равных орбитальным периодам этих горячих пятен (несколько миллисекунд вблизи дыры). Намеки на такие флуктуации наблюдались с помощью больших рентгеновских телескопов, установленных на ракетах [171, 172], но статистика пока недостаточна, и флуктуаций в действительности могло и не быть [218]. Если будущие наблюдения с большими телескопами на орбите обнаружат миллисекундные флуктуации и если они покажут резкое низкопериодное обрезание, тогда доводы в пользу черной дыры могут стать решающими; и из этого обрезания можно будет

извлечь значение периода последней стабильной круговой орбиты вокруг дыры. Но пока это только надежды.

Из дюжины других более или менее хорошо изученных рентгеновских двойных только одна рассматривается сегодня как вероятный кандидат в черные дыры: Circinus Х-1. К сожалению, в этом случае ожидания целиком основаны на поразительном сходстве между ее рентгеновским спектром и коротковременной переменностью и этими же характеристиками для Cygnus Х-1 [31, 63, 140]. Только недавно были отождествлены оптическая и радиозвезды, связанные с Circinus Х-1 [222]. Они еще недостаточно хорошо изучены, чтобы дать полную и полезную информацию о ее шансах оказаться черной дырой.