Моя жизнь в астрономии

Однако на деле все оказалось значительно сложнее. Целых одиннадцать лет объект Cyg X-1 оставался единственным кандидатом в черные дыры. Подавляющее большинство открытых компактных рентгеновских источников оказались рентгеновскими пульсарами, а в тех случаях, когда было возможно выполнить оптическое отождествление рентгеновских источников и измерить их массу, она не превосходила двух солнечных масс, что характерно для аккрецирующих нейтронных звезд. Черные дыры, как бриллианты, оказалось очень непросто найти среди гор породы (нейтронных звезд). Поэтому у исследователей появились сомнения: а может быть, черных дыр не существует в природе и правы те ученые, которые развивают теории гравитации, альтернативные ОТО Эйнштейна? Даже для единственного известного кандидата в черные дыры, объекта Cyg X-1, в 1974 году Б. Пачинским с соавторами была предложена модель тройной системы, состоящей из двух массивных звезд и нейтронной звезды, аккреция на которую обеспечивает мощное рентгеновское излучение. После этого надежды открыть черные дыры во Вселенной резко упали, и в проблеме поиска черных дыр наступила полоса уныния. Только в 1983 году канадской исследовательнице Энн Каули с соавторами удалось открыть второго кандидата в черные дыры. Им оказался компактный рентгеновский источник LMC X-3, масса которого превышает шесть солнечных. LMC – это ближайшая к нам галактика – Большое Магелланово Облако (Large Magellanic Cloud). В 1986 году американские ученые Мак-Клинток и Ремиллард открыли первого кандидата в черные дыры в маломассивной рентгеновской двойной системе А0620-00, содержащей маломассивную оптическую звезду массой около одной солнечной.

Это было большим сюрпризом для астрономов, поскольку до этого они старались искать черные дыры в двойных системах со спутниками – массивными оптическими звездами. Дело в том, что черные дыры образуются в результате коллапса железных ядер массивных звезд. Поскольку в то время астрономы считали, что большинство двойных звезд имеет компоненты примерно равных масс, они старались искать черные дыры в массивных рентгеновских двойных системах типа Cyg X-1 и LMC X-3. И они просчитались. Все оказалось не так просто. Во-первых, выяснилось, что распределение двойных звезд по отношению масс компонент примерно плоское, и двойные системы с отношением масс компонент, близким к единице, ничем не выделены. Во-вторых, и это главное, время ядерной эволюции массивной звезды-спутника в рентгеновской двойной системе в тысячи раз короче, чем аналогичное время для маломассивной звезды в рентгеновской двойной. Поэтому если маломассивная звезда заполняет свою полость Роша, то стадия рентгеновской двойной системы в маломассивной системе длится гораздо дольше, чем в массивной, и вероятность обнаружить аккрецирующую черную дыру в маломассивной рентгеновской двойной системе гораздо выше, чем в массивной. После того как ученые это поняли, открытия черных дыр последовали буквально одно за другим. И большинство кандидатов в черные дыры были открыты в маломассивных рентгеновских двойных системах. Поэтому именно в 1990‑х годах произошло массовое открытие черных дыр звездных масс, в двойных системах. Во всех определениях масс черных дыр использовался предложенный нами в 1973 году метод оценки наклонения орбиты рентгеновской двойной системы по оптической или инфракрасной кривой блеска системы, которая описывается в основном эффектом эллипсоидальности оптической звезды. Мы в нашей группе, используя метод синтеза, дали одну из первых оценок массы черных дыр в рентгеновских двойных системах LMC X-3 и XN Mus и опубликовали соответствующие статьи.

Практически в то же время, в 1990‑х годах, произошло массовое открытие сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик. Масса черной дыры в ядре галактики оценивается по движению «пробных тел» (звезд, газовых облаков, газовых дисков) в ее гравитационном поле. Тогда, приравнивая центростремительную силу силе гравитационного притяжения, можно получить формулу для оценки массы центральной черной дыры: