5.2. НАБЛЮДАЕМЫЕ СВОЙСТВА ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

Шаровые скопления являются сферическими и содержат в типичных случаях от 104 до 108 звезд в радиусе скопления от 50 до их структура включает центральное ядро радиусом в несколько парсек и плотностью звезд окруженное более разреженным гало. Астрономы могут разрешать индивидуальные звезды в скоплении и из наблюдаемой дисперсии радиальных скоростей, наблюдаемой центральной звездной плотности и оцениваемой средней звездной массы могут вычислять центральное время релаксации скопления. Эти времена заключены в интервале от до лет (см., например, рис. 1 в работе [10]). Для сравнения фактический возраст всех шаровых скоплений в нашей Галактике (выведенный из возрастов звезд, которые именно сейчас становятся гигантами) равен лет, т. е. возрасту самой Галактики. Это с уверенностью наводит на мысль, что значительная часть шаровых скоплений, с которыми была рождена наша Галактика, к настоящему времени умерли в результате коллапса ядра, что примерно 50 или больше из оставшихся умрут в следующие лет и что в этих 50 обреченных скоплениях все звезды более тяжелые, чем к настоящему времени осели в центре [115].

Где находятся умершие скопления? Никто не знает. И мы не знаем, на что они должны быть похожи, за исключением того факта, что они могли бы содержать в своих сколлапсировавших ядрах умеренно массивные черные дыры. Сколь массивные? Аргументы, касающиеся влияния трехчастичных столкновений и физических звездных столкновений в умирающем ядре, подсказывают, что

и что большая часть остальной массы скопления может уже испариться [112].

А какова ситуация с обреченными, но живыми скоплениями, чьи массивные звезды уже должны были осесть в центре? Этот вопрос в последние годы побудил астрономов тщательно исследовать ядра шаровых скоплений. Одним из признаков центральной конденсации, которая могла бы быть теперь массивной черной дырой, должно быть ее гравитационное влияние на звезды в скоплении. Дыра должна преимущественно притягивать звезды к себе, создавая пик в наблюдаемой поверхностной яркости скопления. Хотя несколько наблюдаемых шаровых скоплений имеют неразрешаемые ядра, угловое разрешение все еще недостаточно, чтобы установить или опровергнуть существование в центре черной дыры. Лучшее, что можно сделать, — это установить верхний предел на массы таких дыр [9, 89].

В 1974 г., когда вопросы умирания скопления находились на ранних стадиях изучения, в шаровых скоплениях были неожиданно открыты рентгеновские источники. К настоящему времени семь рентгеновских источников располагаются в боксе ошибок, который содержит шаровое скопление, и большинство из семи, по-видимому, находится в этих скоплениях. Это означает, что тогда как шаровые скопления содержат только галактической звездной массы, они содержат несколько процентов ее компактных рентгеновских источников. Более того, все, кроме одного, из семи рентгеновски излучающих шаровых скоплений входят в список обреченных, для которых лет.

Когда эти факты начали выясняться, казалось очевидным следующее заключение рентгеновские источники являются сверхмассивными черными дырами образовавшимися в результате оседания тяжелых звезд и дыр в центре скопления, и рентгеновское излучение генерируется при аккреции межзвездного газа скопления.

Хотя эта теория остается неопровергнутой до наших дней, она перестала быть привилегированной. Главная причина состоит в том, что некоторые из рентгеновских источников в шаровых скоплениях оказались «барстерами» (т. е. излучателями цепочек нерегулярно следующих во времени вспышек), и большинство теоретиков сегодня подозревают, что такая вспышечная активность связана с аккрецией газа на магнитную нейтронную звезду (см., например, [104]). С другой стороны, капризы астрофизической моды могут вновь выдвинуть на передний план модели с черными дырами еще до окончательного установления истины.