Чудовища доктора Эйнштейна - страница 23

Газ не моментально попадает в черную дыру из-за момента импульса[92]. То же самое относится к планетам, вращающимся вокруг Солнца. Детальная проработка процесса аккреции на черную дыру являлась одной из самых сложных проблем в астрофизике: почти два десятилетия над ней бились десятки исследователей[93]. Частицы газа в аккреционном диске подвергаются трению, поэтому весь диск ведет себя так, словно он вязкий. В результате одна часть вещества теряет момент импульса и приближается к черной дыре, а другая часть приобретает момент импульса и удаляется от нее. Частицы, оказавшиеся вблизи внутреннего края диска, движутся почти со скоростью света. Приближаясь к горизонту событий, типичная частица медленно проходит сквозь аккреционный диск по спирали, теснясь и толкаясь в массе остальных частиц. Затем на внутреннем крае аккреционного диска гравитация затягивает ее прямо в черную дыру. В этой последовательности событий черная дыра набирает массу.

Предел аккреции вычислил сэр Артур Эддингтон в начале XX в. Предел Эддингтона, опирающийся на сферическую геометрию, показывает, в какой момент сила гравитации, тянущая частицу внутрь, компенсируется давлением излучения, выталкивающего частицу наружу. Максимальный темп увеличения массы черной дыры относительно низок: за год она может вырасти не больше, чем на треть массы Луны. Такими темпами ей потребуется 30 млн лет, чтобы удвоить свою массу. Однако эффективное преобразование падающей в дыру массы в исходящее излучение говорит о том, что черная дыра – ослепительно яркая. Черная дыра, питаемая газом звезды-компаньона, может быть в 100 раз ярче звезды той же массы.

Малая доля звезд оканчивает свою жизнь нейтронными звездами; тех, которые становятся черными дырами, еще меньше: десятые доли процента. Черные дыры редки, как черные лебеди. Повторюсь, распределение масс формирующихся звезд имеет очень сильный перекос в сторону малой массы, и на каждую солнцеподобную звезду приходятся сотни маловесных красных карликов. Красные карлики умирают затухающими угольками – так называемыми белыми карликами. Таким образом, более 95 % всех звезд окончат жизнь белыми карликами, а не нейтронными звездами или черными дырами.

Лишь чуть больше половины всех звезд являются одиночными, как наше Солнце, тогда как треть входит в двойные системы, а 10 % – в системы с тремя компаньонами или более[94]. В большинстве своем двойные звезды – это широкие пары с орбитальными периодами продолжительностью годы, десятилетия или даже столетия, поэтому они не взаимодействуют и не влияют на эволюцию друг друга. Малая часть двойных звезд – меньше 5 % – имеет орбитальные периоды от нескольких часов до нескольких недель.

У любой звезды есть условная граница, в пределах которой все вещество гравитационно привязано к ней. У изолированной звезды эта граница является сферой. Если двойные звезды расположены близко друг к другу, их границы вытягиваются в виде капель, соприкасающихся острыми концами. Масса может перетекать от одной звезды к другой через точку соприкосновения капель. Обычно более массивная звезда высасывает газ из менее массивной. Если они расположены в тесном соседстве, воображаемая граничная поверхность сливается в общую оболочку и масса легко перемещается между звездами[95].

В основном тесно связанные двойные системы состоят из двух красных карликов, поскольку среди звезд преобладают карлики. Когда эти звезды гибнут, то коллапсируют в белые карлики, но звезды малой массы живут долго, и большинство из них еще не умерло. Массивные звезды живут мало, поэтому если мы обнаруживаем двойную систему из звезд большой и малой масс, то, вероятно, более массивная звезда умерла и оставила после себя нейтронную звезду или черную дыру.

Перечислю типы звездных остатков в двойных системах в порядке уменьшения распространенности: двойной белый карлик, белый карлик и нейтронная звезда, белый карлик и черная дыра, двойная нейтронная звезда, нейтронная звезда и черная дыра, наконец, двойная черная дыра. Последний вариант можно назвать двойной черной жемчужиной: это редчайшее сочетание. Мы к нему еще вернемся.