mx ≈ 15 солнечных масс. Важно то, что это значение массы получено с помощью наиболее адекватной модели рентгеновской двойной системы, что дает основание считать его наиболее надежным.
В 2003 году мне удалось сделать две работы, посвященные «практическому» приложению проблемы черных дыр к решению проблем фундаментальной физики и астрофизики. В статье, опубликованной совместно с профессором К. А. Постновым (кафедра астрофизики и звездной астрономии МГУ) в «Астрономическом журнале», мы предложили объяснять дефицит маломассивных черных дыр в рентгеновских двойных системах как результат усиленного квантового испарения черных дыр, которое реализуется в некоторых многомерных теориях гравитации. Квантовое испарение обычных черных дыр в четырехмерном пространстве-времени, предсказанное С. Хокингом в 1974 году, для звездных масс очень медленное. Его характерное время для звездных масс много больше возраста Вселенной, поэтому черные дыры звездных масс практически не испаряются, их квантовым испарением можно полностью пренебречь. Однако в некоторых современных теориях гравитации с дополнительными пространственными измерениями время квантового испарения черных дыр относительно очень короткое. Оно сравнимо с временем ядерной эволюции звезд и зависит от характерного масштаба L дополнительного (четвертого) пространственного измерения. Поскольку время квантового испарения в данном случае сильно убывает с уменьшением массы черной дыры, мы в нашей статье с К. А. Постновым объяснили наблюдаемый дефицит маломассивных черных дыр их усиленным квантовым испарением. Но если масса черной дыры в рентгеновской двойной системе убывает из‑за ее усиленного квантового испарения, то орбитальный период этой системы должен меняться. Наблюдения за изменениями орбитальных периодов рентгеновских двойных систем с черными дырами ведутся в том числе и в нашей группе. Из этих наблюдений можно получить ограничения сверху на величину масштаба L дополнительного, четвертого пространственного измерения.
Илл. 38. Казань. Прогулка на пароходе по Волге. 2004 г.
Илл. 39. Доклад академика В. Л. Гинзбурга, лауреата Нобелевской премии, в ГАИШ. 2001 г.
Другое «практическое» применение черных дыр касается выяснения природы космических гамма-всплесков. Эти всплески имеют длительность от секунд до минут и регистрируются с бортов космических аппаратов практически ежедневно. Их генерация связана с коллапсами быстро вращающихся ядер массивных звезд, формированием предельно быстро вращающихся, керровских черных дыр и образованием коллимированных узконаправленных выбросов вещества, двигающегося со скоростями близкими к скорости света. Именно наличие релятивистских выбросов-джетов отличает явление гамма-всплеска от обычной вспышки сверхновой звезды. Жесткое гамма-излучение выносится за пределы разлетающейся оболочки сверхновой с помощью релятивистских джетов и потому становится доступным для внешнего удаленного наблюдателя. Этому помогает и то, что сверхновые звезды, связанные с гамма-всплесками, являются пекулярными и принадлежат к типу I b/c, когда в оптическом спектре сверхновой наблюдаются линии гелия или углерода, но практически отсутствуют линии водорода. То есть с гамма-всплесками связаны коллапсы быстро вращающихся ядер массивных звезд, лишенных водородных оболочек, скорее всего звезд Вольфа–Райе. (Приятно сознавать, что мои любимые объекты – звезды Вольфа–Райе, которыми я занимался много лет, «играют» и в таких экстремальных случаях, как формирование космических гамма-всплесков.) Но как получить быстро вращающееся коллапсирующее ядро массивной звезды? Ведь при сбросе оболочки сверхновой уносится значительная часть углового момента звезды. Оценки угловых моментов вращения известных аккрецирующих черных дыр в рентгеновских двойных системах (путем анализа их рентгеновских спектров) показывают, что многие черные дыры звездных масс вращаются сравнительно медленно, что подтверждает гипотезу о том, что при взрыве сверхновой сброшенная оболочка звезды уносит с собой значительную часть ее углового момента. Если при взрыве сверхновой образовавшаяся черная дыра медленно вращается, то релятивистские джеты не образуются и наблюдатель будет видеть обычную вспышку сверхновой без феномена гамма-всплеска. В 2003 году в нашей работе с А. В. Тутуковым, опубликованной в «Астрономическом журнале», было показано, что если коллапс ядра массивной звезды происходит в очень тесной двойной системе, то орбитальное движение спутника за счет приливных взаимодействий будет поддерживать быстрое вращение коллапсирующего ядра звезды, несмотря на потерю ею значительной части углового момента в сброшенной оболочке. Эта идея хороша также и тем, что она позволяет согласовать наблюдаемую частоту гамма-всплесков (примерно один гамма-всплеск за миллион лет на среднюю галактику) с частотой вспышек сверхновых. Известно, что сверхновые в нашей Галактике вспыхивают раз в 30–100 лет. Чтобы объяснить меньшую наблюдаемую частоту гамма-всплесков, учитывают тот факт, что гамма-излучение формируется в релятивистских джетах, которые не всегда направлены на наблюдателя. Однако, чтобы «победить» четыре порядка величины, требуется очень малый угол коллимации джетов, который не вполне приемлем из других физических соображений. В нашей модели гамма-всплеска как коллапса ядра массивной звезды в очень тесной двойной системе удается дополнительно уменьшить частоту формирования гамма-всплесков на один-два порядка величины. Это позволяет непринужденно согласовать наблюдаемые частоты появления гамма-всплесков и вспышек сверхновых, при разумных углах коллимации джетов. На эти наши работы с К. А. Постновым и А. В. Тутуковым имеются ссылки в мировой научной литературе.
Как я уже упоминал, в 2003 году я опубликовал в «Успехах физических наук» обзор по сверхмассивным и звездным черным дырам. В 2005 году мне было предложено сделать доклад на эту тему на Президиуме Российской академии наук. Мой доклад прошел успешно. Присутствующие на моем докладе академики В. Л. Гинзбург, Н. С. Кардашев и А. В. Гуревич положительно отозвались о моих работах по поискам и исследованиям черных дыр во Вселенной. В мае 2006 года состоялись очередные выборы в Российскую академию наук. На этих выборах я был избран действительным членом РАН (академиком).
В 2003 и 2005 годах мы с Артуром Давидовичем Черниным (профессором, главным научным сотрудником ГАИШ, лауреатом Ломоносовской премии МГУ) опубликовали две научно-популярные книги по астрономии. Первая, изданная в 2003 году в издательстве «Век-2», называется «Вселенная, жизнь, черные дыры». Здесь мы изложили наиболее актуальные проблемы современной астрономии: поиск жизни во Вселенной, черные дыры, а также современную космологию, с учетом недавнего открытия американскими и австралийскими астрономами ускоренного расширения Вселенной, повлекшего за собой гипотезу о существовании новой формы материи – темной энергии, которая доминирует во Вселенной. Выяснилось, что известная нам барионная форма материи – атомы и молекулы, составляет лишь около 4% от полной плотности материи Вселенной. А 96% – это новые формы материи, представляющие собой так называемый темный сектор. 26% – это темная материя, скорее всего представляющая собой массивные слабовзаимодействующие стабильные элементарные частицы, которые пока не открыты в земных лабораториях, а 70% – это темная энергия, обладающая отрицательным давлением и представляющая собой новый вид физического поля или совокупность полей. В книге мы рассказали также о перспективах поиска внеземных форм жизни во Вселенной, которые кажутся небезнадежными в связи с открытием большого количества планетных систем вокруг ближайших звезд. И конечно, мы здесь подробно изложили проблемы, связанные с открытием большого числа черных дыр звездных масс в рентгеновских двойных системах и сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик. В 2005 году в издательстве Новосибирского отделения РАН мы с А. Д. Черниным опубликовали научно-популярную книгу под названием «Горизонты Вселенной», рассчитанную на продвинутого читателя. В том же 2005 году я опубликовал научно-популярную брошюру «Черные дыры во Вселенной» (в издательстве «Век-2»).
С 1998 года мы с Т. С. Хрузиной включились в работу по наблюдательной проверке результатов трехмерных газодинамических расчетов течения газа в тесных двойных системах, которые выполняются в группе академика А. А. Боярчука (Д. В. Бисикало, В. М. Чечеткин, О. А. Кузнецов и др.). Эти расчеты являются пионерскими и имеют фундаментальное значение для понимания механизмов массообмена в тесных двойных системах. Их реализация стала возможной лишь в последние годы в связи с вводом в строй мощных компьютеров, а также с развитием устойчивых разностных численных методов решения нелинейных дифференциальных уравнений газовой динамики. Наблюдения показывают, что в тесных двойных системах с обменом масс, в частности в катаклизмических двойных системах наблюдается яркая область взаимодействия газовой струи вещества, истекающей из звезды-донора, с внешней границей аккреционного диска, сформированного вокруг звезды-аккретора (в случае катаклизмических двойных систем – это белый карлик).
Илл. 40. 70 лет академику АН Татарстана Н. А. Сахибуллину. 2010 г.
Возникает важный вопрос о структуре этой области взаимодействия. В ранних работах В. Г. Горбацкого и Дж. Смака (Польша), опубликованных в конце 1960‑х – начале 1970‑х годов, рассматривалась модель этой области взаимодействия в виде так называемого горячего пятна. Предполагалось, что из‑за столкновения сверхзвукового потока вещества газовой струи с внешней границей диска, здесь из‑за перехода кинетической энергии вещества струи в тепло в ударной волне образуется горячая область (горячее пятно), ориентированная вдоль внешней границы диска. Однако трехмерные газодинамические расчеты течения газа в тесной двойной системе показали, что при взаимодействии вещества струи с вращающимся диском прямого удара не получается. Вещество струи присоединяется к внешней границе быстро вращающегося диска постепенно, а главное ударное взаимодействие происходит вдоль некоторой протяженной области струи, расположенной вне диска. Эту область группа Боярчука назвала горячей линией. Нагрев вещества горячей линии происходит при столкновении с ней вращающегося вещества околозвездной оболочки, примыкающей к внешней границе диска. Наша задача состояла в том, чтобы в рамках двух моделей области взаимодействия струи и диска (горячего