Массивные черные дыры в ядрах галактик тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКЛДКЯЗ? НАУК ИНСТИТУТ ЯДТЯТйл кссодоадай ФИЗИЕШШ ШСШУГ ИМЕНИ П-Н.ЛЕБ5ЩЕВА

На правах рукописи УДК 524.4 •

ДОКУЧАЕВ Вячеслав Язаноон»

: -.г.:.лЪ'-л-^'.^ю/

01.04.08 - тгорстччй^.чая £[яз-;ка

Автореферат диссертации на соискание учено!} степени доктора физ и ко-мат амат ич е оких I тук

Москва 1992 г.

Работа выполнена, в Институте лдертх исследований РАН к Отделении теоретической физики им. и. к. Таила <31АН

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук А.М.ШРЩМДН -

/Астрономический институт РАН/

Доктор физико-математических наук В.П.ЗРОЛОВ

/ЯиаичеехиИ татптут им. П.Н.Лебедев! РАН/

Доктор §азико-?.-атеыычто8С2йж наук А»Д°ЧЕРгИ-1

/Государогашаый аегро;;о.«ичееккй институт юи П'.К.Штйрнбвргг/

Ведущая организация : йютвту? прикледао« штоьгсаки РАИ/

зицить состоится "¿-'Э2 r. е ^ vae. на заседании Спсциелис.«рован1грго сойота Д 002.39.03 при Ой5::чссео« иасгитуто на. П.Й.Л&^едбьь РАН по »уфссу:

ïioeicr rt, Лецк;:о;глй проспезд, /ц 530 диссертацией шхно огнакогатьеа в &£wœo*'<?.K6 «ЖАК Ааюреаерат р&зоояаа " " __________________ 1592 г.

УчсшС: секр .••тавд. Cnei^i.'œpjipcijcjn-ai'O castia.

ДОКТОр 1,..;.;, ".V...Î . HïjUf

V

il

.'¡л

диссгртациД.

ОЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность геш. Проблема образования в эволщиа массивных черных дыр (ЧД) важна я актуальна как в общетеоретическом плане с точки зрения проверки предсказаний общей теории относительности и формулировка законов физики, гак и в плане объяснения феномена активных галактических ядер и нх наиболее впечат-лявдей разновидности - квазаров, являвдихся самыми мощным источниками излучения в наблюдаемой Вселенной. В отличие от альтернативных схем, таких как компактные скопления сталкивающихся, взрывающихся и аккрецирующих звезд ялл различные тлш сверяла с-сивных звезд, только с привлечением массивянх ОД дается непротиворечивым образом объяснить все наиболее характерные особенности активных галактических ядер: огромную свегимоагь, больную длительность активной стадии, компактность а связанною о ней быструю переменность, направленные релятивистские выброса в вида гигантских коллишровахпшх струй. Несмотря на значительные успехи, достигнутые з теории аккрециругадах ЧД а.динамической эволюции компактных звездных систем, фундаментальная .проблема возможных вариантов эволюции ядер галактик и образования в шх иао-еявшх ЧД не была детально разработана. Различнее стадая эволюции галактических ядер и их центральных массивных ЧД обкчпо рассматривались раздельно путем фиксирования надлежащих начальных условий. При этом, как правило, физические прочини и последовательность смены эволюционных стадий оставались в сторона.

Теория эволюции ядер галактик долина дать ответ ке только на вопросы о возможности образования в них массивных ЧД, но а объяснить различие путей эволюции галактических ядер, слеадгадее

из набяодятольшх ?аяннх. .

Целью паботц является построение самосогласованной теории динакяческой эволюции компактных звездных систем типа дар галактик, нахождение на основе этой теории уолоаай образования массивных ЧД и рассмотрение последующего взаимодействия массивной Щ о остатком звоздкой системы для объяснения активности на-бдкдрешгс ядер галактик в пшрокоы диапазона свотвмоотей, начиная от ядер нормальных галактик и вплоть до наиболее кощялх кгазароз.

Научая новизна работы. Виврше построена самосогласованная теория дыосипатьвноИ динамической эволщии компактных авеэдсшх систем типа галактических ядер о учетом конечного размера звезд. На основе разработанной теории наЯдвш условия формиро®эда в галактических ядрах массивнах ЧД и проанализировано их взаимодействие с остатком звездной система.

Виэраыз разработана разветвленная схема физически различиях стадий совместной зволяцви ззездного галактического ядра и центральной массивной ЧД, охватывакадзя весь диапазон активности наблюдаемых галактических ядер. Детально рассмотрена проблем возможного существования массивной ЧД в ядре нашей Галактика. Исследованы физические процессы вблизи быстро вравдидайся ЧД и вблизи ЧД во внешнем электромагнитном пола, связанные о ах аккреционной активностью и генерацией космических лучей.

сертациа методом аналитических расчетов исследование данаиаче-окой эволюции звездных систем а ядрах галактик показывают неизбежность образования массивных ЧД в наиболее компактных ядрах галактик и демонстрируют возможность разрешения одной из важнейших проблей современной астрофизика - проблемы активных галактических ядер - в рамках единой схемы взаимодействия массивной ЧД

с онружагацеЯ ее звездной системой.

Полученные результаты могут бить попользовали в дальнейших наследованиях для детальных расчетов эволюции компактных звездных систем, возможно содержащих массивные ЧД, и для количествен-ного сопоставления предсказываемых следствий с дшшгаи наблюдений.

В целом проведенное в диссертации исследование является развитием нового перспективного направления в астрофизике - тзо-рии динамической эволюции галактических ядер.

Апробация работы и публвкаор. Основные результаты диссертации докладывались на следующих конференциях и сшпозиумах:

Всесоюзных конференциях "Современные теоретические и экспериментальные проблемы теории относительности и гравитации" (ГРУЗ! , Москва, 1984; ГР-УП, Ереван, 1988); международном симпозиуме "Релятивистские адроны в космических объектах" (Краков, Польша , 1ЭЭ0); сессиях Отделения ядерной физика АН СССР по физике элементарных частиц и ядерной астрофизике (Москва; 1988, 1990); Всесоюзно».! рабочем совещании "Гравитация и объединение фундаментальных полей" (Киев, 1982); Всесоюзной совещании но космологии и релятивистской астрофизике (Специальная Астрофизическая Обсерватория АК СССР, 1988); Всесоюзных семинарах "Актуальные проблемы астрофизики" (Ростовский Государственный Университет, 1983, 1986), а такие на семинарах в ИЯИ, ЗНАК, Специальной Астрофизической Обсерватории а ИКИ РАН.

Представленные в диссертации результаты опубликованы в 27 работах, список которых приведен в конце автореферата. В диссертацию включены некоторые материалы совместных работ автора с В.С.Березинским и Л.М.Озерным. Автор вкес основной вклад в получение новых результатов, выносимых на защиту.

Объем н структура диссертации. Диссертация состоит из введения, семи глав, заключения и библиографического списка из 366 наименований. Объем содержательной части (включая 15 рисунков) -223 страницы машинописного текста, библиографический список -30 страниц. Полный объем диссертации - 253 страницы.

СОДЕЕНАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении формулируется сущность проблемы образования и активности массивных ЧД в ядрах галактик и обосновывается актуальность поисков подходов к ее решению. Приведен обзор современного состояния теоретических исследований и астрономических наблюдений по данной проблематике и кратко изложено содержание диссертации.

В Главе I развивается теория диссипативной динамической эволюции компактных звездных систем с учетом конечных размеров звезд.

В силу конечного размера реальных звезд неизбежны их двсси-пативные приливные взаимодействия, включая прямые столкновения. Диссипация энергии при приливных взаимодействиях звезд значительно увеличивает доли массы исходной звездной системы, способной сколлапсировагь в массивную ЧД. по сравнению с предсказаниями классической бездиссвпативной теории динамической эволюции системы точечных гравитирувдах тел.

Нетривиальный момент учета приливного взаимодействия звезд, приводящего к эффективному "охлаждению" звоздной системы, связан с появлением также и есточников ее "нагрева", затрудняющего при определенных условиях образование лассавноЗ ЧД. Такими источниками нагрева оказывается образувдаеся за счет диссипативных парных сближений "жесткие" двойные звезды с энергией связи, пре-

витающей кинетическую "температуру" одиночных звезд 2 .

/3 > где щ, -масса отдельной звезды, щ -диспер-

сия скоростей звезд в системе. В процессе обмена энергией о одиночными звездами яесгкие пары способны увеличивать свою энергию связи у вплоть до слияния яла эяекцаи из систем лслед-

мая одиночным звездам избыточная энергия коллективизируется все-

ваний других авторов, рассматривавших влияние на динамическую эволюцию либо только диссипативных процессоз (см. например / I /), либо только нагрева реликтовыми парами / 2, 3 /, в диссертации проведен детальный самосогласованный анализ взаимосвязанных процессов зшсишативного охлаждения звездной системы и ее нагрева непрерывно образующимися жесткими двойншд. При таком анализе эволюция звездной системы я, следовательно, судьба еэ сердцевины оказывается зависящей от конкуренции процессов охлаждения и нагрева. Аналитические вычисления скоростей'этих процессов проведены с использованием результатов подробного модельного расчета приливного взаимодействия звезд / 4 /.

В разделе 1.4 вычислена скорость образования в звездной системе жестких двойных звезд при диссипативных парных сближениях звезд с учетом дополнительного роста энергии связи пар за счет приливной циркуляризации (округления) их орбит. В следующем разделе аналогичные вычисления проведены для приливного упрочения "мягких" пар, образующихся первоначально о энергией связи X ^_р> при бездиссипативных тройнях сближениях звезд.

В разделе 1,6 вычислены скорости охлаждения звездной системы при различных шассипатийных процессах, которые удобно классифицировать по аналогии с атомными переходами. В частности,

ствие

ми звездами системы, приводя к ее нагрэву. В отличие от исследо-

рассмотрены свооодно-свободше С f~{ ) переходы, соответствующие кридившгм взаимодействиям одиночных звезд и не приводящее к образовании связанных пар. В своа очередь свободно-связанные ( (■ - в ) переходи соответствует приливному образованию весисих иар пря- однократных сближениях звезд. Сюда включаются и прямые столкновения звезд. При свободно-сьязанио-связаншх ( р _ § _ $ ) переходах сначала образуются мягкие пари, которые затем-успевают превратиться в жесткие за счет нриливаоН циредярм-захри их орбит. Аналогично пра оьободно-сиязанно-свобо^л'^ С | - $ - ) переходах образоваваяеея мягкие парн не уокопает с-гать жйотяима за счет последующего цраливноро упрочнения а разрушается одинепшми звезда?,я. Основной вклад в охяандеиао звезд-но1! оястеан дшот процессы -р- В , f-f ъ , состав-

ляющие соответственно 85, 10 в 5% от полной скорости диссипации энергии.

. Е разделе 1.7 найдена окорссгь нагрева евезиюИ систоим об, рааукяцшася аесткаив парами,.В кагрвво участвуют пары с энвргк-аа смай в иптермм р~4<Х<Хпах-, Хдгл*)-Верхний нрздел втого зддорааха связан с воэкояшость» слияния звезд в весной аьрэ при ит относительно быстрой

потерей энергии на грэвитадасыюе излученае пр;; Л' >Х^уагг • Уодовяо Х$уагг < Х^-сЛе. выполняется при Уо < 0.//Д' ^Ц^/С, ■где /V - часдо звезд в оисгецс, — ( ?_ (з 1У> ) -тараболачоская сютоеть на аовоохности звезда радвдея К. ,

" * 7Г

н роадизуотоя в вэровнх скоплениях, а таете в ядах галактик с но слизком больвой дисперсией скоростей звезд.

3 Саале^Л з гомологической приближении анализируется дяка-кзческая эвотаря сфорнчеояи сшлетрвчшзг. звездных систеи с раз-лвчншп начальника шраыатраш в одрадсдяотся условия формарова-

ийя в них изоошшх ЧД. В раздала 2.3 показано, что в звоздных системах о дисперсией скоростей звезд

<-) s/3 vo - й о.з (А/15) ггр , (1)

где гравитационный кудояоескяЗ логарифл ¿и (Ы/2. ) . до-глинирующим эеодвдоннум фактором является диссипативное охлаздв-иае, оояровсжддвдзэоя биотрпм ежятиом ckctmoi и замораживанием в вей чйояа звезд» Ваакая особенность этого ракша вволпдаи -койошйд доля зьеэд, оставался s системе к моменту, когда се радиус форкдлшо отроится к нулю- Эту особенность, юторув могло трактовать как образованно з остатке звездней састома к:: соленого делтральиorо объекта, еяоео&зого еколлачедровзть т, ЧД, p-nopsiw огде-гвда Иадьгром я Шзпвро ! I 0«лпко они получали дшь првблехбиноэ редошз давызшш аиа.ш:аи для пчтпграяь-!ш:к параметров апездной састеци без учотэ ?спг<т>.лта.т (злекцип) уз и? о ззозд а аа кагрека ойразусдайсй sroetciia шрама< Этот пягр:;л, здв оказкваот» спозобоа рпдзкалтло йг'йт-л-ь оудьбу ЗЕеэг«!УХ смогом. А шаяко, изатздреэдм йроадобоз охдаязкнйя а

П0Гр5?.П Э ЗВЭЗДгг« ПВОЗС'ОД О &iri£- -Ti Уо < v£ri + .

C'v' • /А

УГ.8 p:)T:3I!C2t;'J -ц, ж» ешэтзстотвуот условии .

крзводох'. л &<пя::я}7& одг&згэсяшога ргста длоцврсаа скоростей

сьезд п окот«гао а дапв оо уивяилекаэ. bpi Ъ&чяизвда и ззоедноЯ

i+J

«июгейэ «г ззлачвюа догарв-

(¡¡г/йчзсеч олибо зазгяол? от // а численно ссстав.гтот .

~SS'f0"4 илч л: сО ил.-с"1 пра згнзд?:си 09-степе бллзкет к солнечной?. Под дсЯствком югргвз систем обра-здавтзяоя кчотккми парнглл прозоходпг 8С.мсДЛо;моз умонг.сэиаа «а дйЯНуоа л Но г&коцу Л? ««: /V , «раю« iro —» ^cans-i ар /V-^-O • Tew cmrm о таумх звез jam сзаткэ* noicroossa

предотвращается возможность образования массивных ЧД, а конечным итогом их эволюции оказывается одна ила несколько очень тесных пар с компаньонами в виде нейтронных звезд или ЧД звездной массы.

Классический сценарий бездиссипативного сжатия по закону /?>=><// , как оказывается, реализуется лишь в звездных системах с дисперсной скоростей в ограниченном интервале

УЬ [ Ver!£ (W), (М) ] .

В разделе 2.4 найдены эволюционные треки звездных систем под действием нагрева реликтовыми парами, изначально содержащимися в них. Реликтовые пары также препятствуют формированию массивной ЧД, но участвую! в нагреве системы лить на начальной этапе ее эволюции и затем выбывают из греацего интервала анергий - -)

Ji <£ Х< Уупах • тог'аа пополнение пар за счет приливного взаимодействия звезд происходит непрерывно.

. Проведенный анализ демонстрирует невозможность образования массивных ЧД в шаровых скоплениях звезд и карликовых галсктиче-ских ядрах (д/< ¡0 , ггс < 200 км-с ) . В то же время благоприятные условия для образования массивных ЧД реализуются в наиболее компактных и/иж массивных ядрах галактик о больиой дисперсией скоростей звезд С V~0 > 200 кы-с""1 и/или //> W

Звездно-динаыичзская часть эволюционной истории компактных .ядер галактик завершается при vD > гг^ стадией разрушительных столкновений звезд, преврацаацкх их центральную часть в плотное облако сдазш - сверхмэссивыую звезду, возможно с образовавшейся ЧД в ее центра.'

В Гдяге 3 обосновывается гипотеза возможной стационарности гибрадз сверхмассивной звезда с массой /4S а централь-

ной ЧД с кассой < Ms за счет конвективного переноса

■6>

гшргаи, каеляздейся нра ащроцаа пп дчру, ss нодр звезда иа-РУ-лУ. Расаатравасмая модель га^рпда соотвоготпучг долвяя омрх-массивноЯ звезда с точочнум источником эизрт! з цзятрз (модель Здаияггоиз), роль которого бшояняо? йтс-ргах^руавдя ЧД- Дяя otíoo-поченяя стационарности такого гйфчдз необходимо, ччссА? его радиус прелшйл радиус гг-янщч nosopu устсйтззосгя за счет лост-ньиголокоетх вопрзт-о-í, Я ¡ч • , з сезтеяооть додззрьяваг.'эоь КО ЭГдапГГОЗОЭОЕСИ зрзгно Г) /Í С~ = L .- ~/'Lс/;., ГДЗ ¿V = <Zj.c/(¿7r(£ii7/i)ií.5-1D * дет. Турбул'.штад ксь'ветзззя сзоссбпз переносить свврхоглзнггонсасгчй отпоезтадьно ЧД поют: опорпи та недр свор:з".дос2Ено1; звезд!! »apyrsy apa доотиточло внсасоЗ гшдагоо-?я (и слодоптелг-ло теплоемкости) rasa заезди, пго достигается при сжаотш гябрада до радиуса огацчсаарчоп^и

В случае нозраи-^вдзгося гибрида услозае его уотоЗ-знзоста озносв-гольао коллапса, /ч$¿ ^ / \ . цредставдопо в лпдо огразичоаая' кз шссу центральной "ЧД

( 1SJ?

Аналогичные, но йояее олайно, ограничения ка ¡А\ но лучена для однородно »ргпрэдейся я дазйзрззцвэлмм зра^нзазйся (ко-де.гь Фаудзра) свзрхяасскшой звезду. Б рэкхпх сгсоряи кошззгдия о длиной иерекешзвагая определена условна слабого отадснения пздз-реннай- структура гибркаа ог яяча&змчеукого распределения. Показано, что образозание ЧИ. в цэкгрэ слабо вращзкдэЗся сверхггасснв->гой зш?злн способно предотвратить ее эвсякцйо.тнсо сгатие в условиях, когда в цечтрс звезда не заотгаются «sepsvo реакдан.

Время яа&Е2 ошзрошпного гибрида не зависит от его масон и со-ставллст л52, ^ -очоние этого врэмзни свор:

нассншая звззда постепенно увеличивает свой радиус и кожостыэ "виедаохся" своей центра чь-нс11 ЧД, вообце но перзкивая стадии катастрофического 'коллапса. '

Глдтя 4 посвящена изучопшэ взаимодействия образовавшейся иассапяоИ ЧД о етфуяаадам ее остатком звезяной системы. Получая» кшюготетаоэ уравнение для функцш расдред-злония звезд в гравитационно;.: полз шостеноИ ЧД о учетом их парных, взиимодейсйзим (прдбдпюнзе (С-оккорз-Шюш-а). Это нелинейное урэшешш вквадено бзз щхгдзарптэдышх ограничений на вид фушедии распределения зяззд к оаиеиааот образование пила плоиюсги звезд вопру? ЧД я и;: дохой па дару га счот диффузии звездных орбит по анергиям Е г урдошм моментам 3 ■. Ранее подобное уравнение было известно / 5 / только в приближении степенной зависимости функция распределения звезд £ (Е, Э) от £ .

Исходя из рэцаапя двумарного .уравнения Фиосера-Дяшка воаа-зеио, что и еааасикосга о? иаосы "ЧД и двух параметров

згездпой система, паарпызр, дисперсии скоростей звезд 1Г0 и числа эвозд /V , рзадзздягся три рсвама приданного разрушения (ела полного прогдэшьашя) звезд дыроЛ„ Физическими параметрам* оародзляхэдш ршша, «влявгоя соотношения шщ ^игачосма радиусом , в "предоглх которого взаимодействия звззд ус-

певают заполнять кзпрэвдшщШ на дару конус потерь, радздеом влияния Щ рц к СгН^/тт^ п радвуссм зиоздной саотела Н В звездам снстсглах о « ?"СГ1-,< « Я <• когда исг^с по-гарь заислаза звгздг«ла и продаазг бодгзэ« чести систем, поток евэ£Д ш ЧД /У,; обесЕг'спвпетед гравитационно ко свшагаш-ка с ней (ИЕф2Ш5®пга) овоэеига. В о^.аотг пдогноогз

-Чг

miimureumc звезд ведет себя по закону и (г) <х ¡-. t п

накопления гравитационно связашпж о ЧД (фанатих) звезд ко про похожи? т-па бистрой их орбит по углоснм шаентоя

ннутрь пустого конуся потерь.

При rcr;.¿. « < R в области <<Г«Г^ уормяру-ei-ся пак плотности ¿¡лшитпых звезд с фушя^сй распределения

^а еоогвотстзувдим оЯ распределенном пдотнезгя i? (ejo-í г . В зхон случае ф::ятше звезды дсяг оспог::о:1 вклад г, поток ззазд па ЧД,

Орбям фяпгаот ззозд в области сущестэовз.чия пака плотности КгЧ^ П» ' ras "Рсзсаодн? ,т:<11у.г,:я гх орбаг по гнергаям,• иаозг гид стятисавдгхся к ЧД опирался. Б области г < л , где конус потерт, но у onecaos заполняться заездами, роним зал орбит свозд а сторону ЧД по эпегпш Е ешшотюя us domo-бистрчЯ ретам дв'М'Узии по yiviorj"i номвптам Э . НоскодмзЗ свя-о сглзстрспиой чаотьп f (С,Л )о< ¿h (J/JMLM) . где н= (£t/1¡,mÍ'k) /Z ог.рбдеило5 гдешз? "стока" авезд из ЧД, i К. - радиус щ»тявного рззрурекзя звезд диро'Л. Про-гвлвяоау случгпэ долзшрозэппя дофйузая ербят звезд по зтяжм ксуептаи соответствует в области ^ < Г« ГС,-//. болез пизваов пойздепнз плотности Дини'.?кнх звезд по асглштотлчссксму закону

Ка:киец, игл >• Я яючго когерь по успогзет запол-

няться ззаздаип в предалга «csü звозшюй сястсш. Поток звезд на ЧД в 3tcí4 случчо полйостьо опредоядегся скоро«!« даф&узиа эгвздацх орбят по углов«« ыопситэп кпутр:» пустого- коаусэ потерт, и накопления фттиих звезд в обплотя гшдошг дяря Г < но прсисхотат.

В ояугав гравигодасапо «аздзарувдвй ЧД с массой Ai ^ >/У/»

радкус влияния АТ совпадает о радиусом звездной саогома /9 и остается только два рсаима: с пиком плотности звезд Л(е)с< у ' .при ¡2^¿¿ « R и без него при rcr¿¿

В звездных системах с гг^,- независимо от шосн центральной ЧД дс&яии'рущш процессом производства аккреционного газа озсазыздюгся разруиштеягине столкновения звезд, которке, в частности, уня таена от и' пак плотности фашшшх звезд.

В •Т'дапе Г) анализируется совместная эволюция звездной ъиста-ш£ а центральной :.асовшой ЧД.. Найдены зависимости от времени интогралхмшх параметров авездкой систему и кассы ЧД о учетом виде та (пепгренкя) збозх пз сиоте:.ы, лрклпьпего разрушился или про-гяатнвашш ззззд дарэа в различных условиях заполнения конуса ко-•герь, а такпз раэйтщдтельнюс стожшсвош'.й звезд. В результате раа-рзботана_разветвленная схел:а' последовательности смени различных рекимов совместной оеолжцйз. Физотщска вцдолшш следующие реками совместной эволюция:

а) рост масси ЧД од счет приливного разрушения икфппцткнх эвозд и независимое сжатие окруаавцеЯ звездной сисгеш вслэдстзав шдета (испарения) из нее бнотрнх звезд;

tí) быстрый рост Щ за счет праляшого рзэрупепия ищ^шптшх: звезд, вревшавдий скорость испарения звезд из окружающей наездной cticTüvu;

^ в) пагрзз звездной системы при образовании вокруг дзнтральной ЧД пики плотности фвнятшне звезд;

г) эволюция в условиях пустого конуса потерь;

д).стадия разрушительных столкновений звезд.

Почти зо soez реазшх происходят сжатие звездной система и вздовой рост активности центральной ЧД. Исключение составляет Х>ехлм о гаком плотности финитных звезд при достаточно большой

кассе чд (нисколько процентов от масон ысруяакцоИ звездной оиото-мн) т коглиэ пагрёз спстеки звездами из лиса плотности за счот дцф-фуоип орби по оноргии в 1'рзвитяцконном подо ЧД приводят к глобальному рясииреша звзздноА систеш по ао;пя\тотичоркску о я кону

У- 2/3

(4)

где 'свхр ~Т(0)/15 т ЛЬ„ й т^ < 1(0} прг

А1 [ < >' 7 (о) - среднее время реялксацгш в зяозд-

ной оЕстеио » '|:!ковр<®ата.'Я яачальииЯ момент времена. Возксзкосг» рэ-шяяиви хздомп о рггггшрзн?!«! Лш обнаружена рапса / 6 / при чпедокпои л\0г.од.пр02тгл?. дашшчосюА зводагдо оароэого скопледглг и ЧД в центр«.

В расгаа^ргзак-тса ролятнивстскае оялокти, сгизаишо

с чккраазонпоД окгш&езгь» ЧД л генерацией косыиноскак лучей»

Л раздело 6.1 ис-ход-г пя ¡.гетрякд Эрнста-Уа:'! лбдл / 7 / лсслэ-; Су юта.г эаекгреюодтше ит.ойотаа ЧД во мпешеа одувдоиасшгабвон дагнвяяс« поле, ксгочппкои которого служит аксрсхдируоиая плазма. В роалмстичосксл продела гравитационно с;/пбого внешнего гдшго'дао-го поля някряхсшюсг'ьн М (здесь и дчлео (у = с ~ >

(11 - параметр мзсси ЧД Керря-Ншлапа) ызтрикз Орастп-УаПльда опл-сиваэг ЧД в коллгатрнш однородном магнитном ноле. Найдзп элоа-•¿ргааглйтнаЙ потенпаад такой "замагпачонлоЯ" 'Щ в наиболее общем слутаэ ирелзволыюго ожнсгричсского зеряда а углового ьжоюя УЛ. В сбоакочсшшк метрики Керра-Пькдавл этот потенциал равен

А г-Ц-Щг.пшР- (5)

г г. га

¿j ~ ^ +СХ Cos. р1 , а удохтрачеокий заряд ЧД есть

С>. » £ 4- Z В0 WR . Ранее подобный пот опака л был изгоотсн

«ояьго !ш: случая произвольного »разрняя и пробного i q )

i'

заряда »И / 8 /.

Зиеюграадскоо рсгнсьзспе аамаимчошой ЧД достигаете я, как известно У 8 /, при наличии у лзэ здеетрдческого зарнда С|/0 = 2 |Зе i;¡ а . Показано, 'Л'о с учозенл офггного влияния ьагнмлего ноля на цегрику дыра ixsu? eü'-enar* сверкгясоуреандыташ по стпо-нскиэ к аэтрикя Коррз-Низюнз значениями углового мемонта и элекгричйсг.ого середа. При эгол ЧД нзост равновесный элетарпчз-сш1 заряд Q дзя» кра э:<отрсм2лmoa оначечля napsüísspa вращения КвЩ . При "кяжяеппп" внеааего югшгаюх-о пояя сверх-экстршмшшл ЧД нз превращается и годуя «шулярнооть, :¡ spa:r-с-гор,арузтсл в ЧД с язканеакша янзчвлшш косок и угяозого ко-цэаха, когорно определяются с рсьюдаэ законов гормг>де.»а:.шга ЧД.

Дздае езчясдзц мгпштшчй поток через верхмеэ полусферу горизонта ообаяай Ч}{, с котором связан талд &дсктрогаиштпсго и»-Еяэчензя анэргии из ЧД,

где fu - раддуо горизонха соЗктий ЧД. Iíjw коадеркзнва гдэкгри-чооког-о равасяошш 'Vi uros поток в охлячиь ое случая нззор.-жоь-eoü ЧД не ¿етьк'лваегся из-под горизонта cocL-.hkí, по »лора ое рас-

кручивання, а ноос!да на ?авясат от? углового мскзята ЧД и, слс-довзтшет, всегда ра~ск овосму ?;пмр13ша:>довсЕ0му значению.

В рподело 5.2 сбсуг-длется г.сэтезностъ фетороздзяя'я о+о~ пг.р вблизи горпзопго собииИ быстро ззрзЕагзпоЗся ЧД, терзз которую протекает эдииряадокаЯ хок. Иосяедашпн грзокторкя ^огонов вйлйаи гсрасо-ма еобцтлй в кзграко Коррз-Яьяггота и гай дека про-даяшю параметра для сфсрзтесяях ( ¡~ — сопз-£ ) орбаг о налгяо зозмоястл рзгыуеои, чго яезяэгок обойцзняси резудьтпоэ р^бста / 9 / аз одучаЗ зеряпонкоЗ Доказано, иго в отдачас от случая влосиэго ппоотранош» з ссецп^юскои вяеяхрешэахзъ-дсм яо.ш зоха, восходящем черзз экстралдыю зрзгпгсуязя ЧД, ггс~ дару спосо(Зсл породить фотгн о поояэвогацо шлей зксргаоЗ ял ¡5сс:стетаосс-.

В г зздэяе 5.3 Екчяеяйм горда стиедгзчосхао продели оперши !ш беокопочяоо-эд С2 ЧД ?т прояукхоо сяояяювюгай част-щ (проточоз) толстого йисроцяонпоро дислЯ в оргос:Т;эро бистро врз— п'Рйцойся ЧД. Ех-и вэрзкае црэдоли езлзаш о продоосек! Пспрсува, прп жоторчх Елдчззщие продукта раопзлэ ала эзаииодвЯоизйя «чежщ првобрзтгяог докояпнгельяу» опертая за очог онеркга враяешш В тзстлсста, оголдзовезяя адкрзцзрусгак аг-огозоз па деэквязора-алыгк ербазах спозобпз поразить- кагя-квкт! я иейгряпо о энергией яэ бэсиоаетаоогп Е„ —1.9 ГгВ чет присеозя з

О' ' -

внбрсоу ояяого яз протокол с подиой акергкэЯ 2.6 Губ. В рогульгаго ЧД окаанетвгвя сиособясЯ да~о ща ехсугда-епя уохорзс,»го олзетро'-ги'янкгого поля гепорлрошгь кое:егагскчо дутэт, злггтадяяя роль коллайдс-рз дех'цротодо аюфогррусглоЯ адаз^н.

НебжкагвлыЕй статус наегшшх ЧД обоултясгся я йгшаЛд, В рзздок? 7.1 прявея.она кточегет факта, езадотодьстаугггзо о еоэ~ кссяси пршшагаи ЧД в ядрах актант« галактик. В раздзаа 7.2

аг.элизг.гчуем.'т проблхм суцсогдсэзтг изсоязной 45 в ядро на-иси Таяаяхявв, где яайяадогаг пок/лзршй ракзоксточиш;

ДдгК" . аосоцдарусмай с тютетипзохоа ЧД с кассой

^ Í0S/"Íq • Дрсзедоцо симезпроваявв двумерного изобрз-«ашя ченура Гвлахкяш ргцшогеяасасягв РАТАН-600. Изобра»»-нво дагюаезодвгса Д<3?/-/4'г" апЕров&шровздооь э;шшооа, tesa дось, что kü ддане ваикд 3,9 см ошяодве оаэй ногочшиж разно 2.3, npvim даша йольгой оов 2з - 80" + 8" , чго сс-сгаиляз-ж 3.9+0.4 nic ири расагаззш до цзюпа Гагакшш 1С xcík. Угод наклона ьачой оси алл«коа к оси врацанвя Галаьеткл равен 23°¿43°. Поздеэз дзшшу радиодело окопа íy¿,/i ногязалй, что ашян??ос®ь й рповорог цвпградьаого й020ч1шк8 откооиголт-ко плоскоом Гадаюгияв связаны с существованием болов тонкой с-грувгури - озстеш двух елй трок сгруй.

Ззсдщкэдпое огрзничонкэ s:a .poor кзоон центральной ЧД sa bdsik гьъви Гвлакшгн пракгачвоки зсклшаег вззгяйаост-ь Щ4!оугоавйя гаи массивной ЧД црн солнечном звездной ооотавс иешрадьаого звездного скоалошш. Это ограничение преодслава-бюя, сою: окруязпцзе WÍ ззездзоо скопленаа в настоящее врамя

ц основной соогог/г кз когмчыгких ззозд тана о'злых карликов. В

S &

&sou слутаз пра иаосе ЧД /1¡ ~ 10 --Í0 .вокруг нее

pycícK кик пяошоока заазд, а оакэ неяградшов скопшше звезд разодетая в ооог-оянза бокового рзспярзкия (как показано б раздало 5.4). Акгйвйзеяь ЯД в araz згоаозиях зайорсквяа и ив правша е? наблздземий урозсаь L^IO^—IO эрг »с-1. К го-ад so болно карлики прегдатывавгег; «аро£ с кассоЛ цеяашл без прикивного разрушения м, следовательно, без вошш-кн bkíiíbucoíh. Обогащение звозлного скоплэнля в ядре Галактика ко.'яшктлшш звазда;.-..; jatssuo было проиоходагь за очаг нраи-

мужественного приливного!разрушения и поглощения наиболее разреженных звезд, тдсвдих большее сечение приливного разрушения.

В раздала 7.3 обсуждаются наблюдательные свидетельства присутствия массивных ЧД в ядрах бли-тайкях активных и нормальных галактик.

3 Закдичзииа подведен итог проведенного в диссертации исследования и сформулированы основные рцводн и пезультятч. втаоси-

1. Рззработлна п детально исследована теоретическая схсмы образования, эвоякции и активности шсснвкцх ЧД в ядрах галактик.

2. Развита теория диссипативной динамической эзолщяи комнатках звездных систем в галактических ядрах с учетом коночного размера звезд и найдены условия образования в них массивных ЧД.

2.1. Показано, что благоприятные условия для образования массившн ЧД реализуются за счет ускоренного диосипативного сяа-тйя галактических ядер с боаьиой дисперсией скоростей звезд

( > 200 пра солнечном звезлком составе) и/пли бодьшм

г

числом звезд ( > 10 ).

2.2. Эволюция корлниових ядер галактик с небольшой дисперсией скоростей ( < 200 и с относительно небольшим числом звезд ( < 10®) не приводит х образовании в них иассивннх ЧД, а виходит на режш замедленного сжатия с уменшавдимоя числом звезд и почти постоянной дисперсией скоростей звезд ( аг 30 км. с""*).

3. Построена модель гибрида сверхкассавно.Ч звезды и центральной ЧД.

4. В приближении Фоккера-Лланка найдены возможные типы распределения звезд вокруг массивной ЧД и вычислены их потоки на днру в зависимости от условий заполнения конуса потерь.

5. Разработана теория эволюции актавнше галактических ядер

на основе раочогсв сошзстаоЗ овоязации звездной сиотеш в центральной шссашой ЧД. Получена разветвленная схема последовательности омона Зазачески различных отадий ах совместной эволцдав.

6» Проведан анализ проклеим каосивной ЧД в ядре наагзй Галактика. Подучоки ограничения на кассу возможной ЧД и предложено объяснение ffiiasraS активности ядра Галякгаки.

7. Наследованы"эдоктрскагниишв свойства ЧД во внешнем магнитной пола.

7.1. Eira:слои цстоздал элэктромагнизшого поля для случая ЧД Керра-Ньзмеяа в однородном колданеарнок тевятт по да,

7.2. Показано, что во внеюгеи аатошим полэ ЧД kosoï адохь евохйсшгрэшдшй огяосагеяшо ЧД Корра-Ккглсва удвлышЗ угяо--eûs кошш к вдшаричеокиЗ заряд.

7.3. Показано, что при "аакигссниа" мамммгогс по дя cEspx-зкстрскдалзгная ЧД ко щюьрздавмя ъ голую оангулягаосгь, а трак-о^орарустся' в ЧД с нзмспешдггл:: гарлйзграы.

7.4. Обнаружено, что мгитагиа поют. 7.apos тюлуефэру ropís-soata ooöuraä ЧД с. равновесию* »дзиграеисгсаа заржи, онроя9дг>>-щвй »яйктрогариивцоро извлечет« щоргаз m ЧД, на SUBÎÎCSS с ее угдозого комоньа.

7.5. Доказана воемгхзюиь раздощщ e^s" пар gâronua о г.оо» пзеояыгз ьаяоЯ окэргаеН яз баскоазчайотв вра îvqâûïû горз-аонга coösauö вк&тдааххао врегцзкцойея ЧД, парзэ которую протеза-er акзкграчзокаИ ток.

7.6. 1!айд«ш взрцгалфы сфрзчесж фогонанх орбит, ошап-.&: к гсразсйту ссйнткй ЧД Кзррэ-йьзкаиз.

8. Вачяегзш вехетае íZJiaaaawsecKae срсд^"! sisргпк да äec-конечноота хлл пеодужгов сзкшяогеззЯ {иофвэд&игзгх час?:-'ц (яро-•.'шов) в эргоофере öacspo вршзагцойся ЧД, ia»icsnïs8ix с кзйатотна

энергией за счет1 энергии-вращении ЧД (процессы Пенроуза).

Основано глатеркалн диссертации, внноснше кз защиту, опубликованы в работах:

1. В.И.Докучаев, Л.Ц.Озерной. Распределение звезд в окрестности массивного компактного тола // ЖЗГ&. 1977. - Т.73. - С. 1587-1598.

2. В.И.Докучаев, Д.М.Озернсй. Приливное разрушение звезд м эволюция массивной черной дцрц в условиях галактического центра. // Письма Астрой.1977, - 1,3. - С.391-295.

3. В.И.Докучаев, Л.И.Озорной. Модель звездной "агкосфэрн" вокруг маосдоюЗ чорной дари // Письма Аегрок.:л. 1977. - Т.О. -0.235-293.

4. В.И.Докучаев, Л.М.0зеряоЯ. Взашодейсзвка мчссятаой черно!! дару с округа кг,ей звзздной системой // Шотаа Асгрол.а. 1977. ~ Т.З. - С.212-215.

5. Б.И.Докучаев, ЛЛ.Озорной. Эволюция звездах систем и тесине дгоЗкнз звезда // Аотрон.л. 1978. - Т.55. - С.27-36.

6. З.И.Доручаов, Д. Ы.Озерной. Вляявве дво&шх звезд на эволюцию яаровгк »жошгснчЯ и ядер галактик // Письма Астрсн.к. 1931. -1.7. - С.285-239.

V. ВЛ1.Докучаев, Л.Н.Озвраой. Яесткие парн, грещие звоэдше систему // Письма Асгрол.а. 1581. - 1.7. - С.149-153.

3. В.И. Докучаев, Л.Ы.Озорней. Образование и упрочнение яеотгах пар в звездных евстпгиах // Письма Лстрон.з. 1231. - Т.7. -С.95-99.

3. 13.11.Докучаев, Л.?.!. Озорной. Зголзясзя саповых елтленай.унреа-ляеаая релйкхоют.сн парами // Письма Астрой.а. 1Э31. - Т.7. -С.200-284.

10. В.К.Докучаев. Форма и ориентация радионоточника и Письма Астрой.ж. 1981. - Т.7. -- С.26-28.

11. L.H.Ozemoy, V.I.Dokuchaev. Disaipative evolution of colli oionlesa stellar systems. I.Cooling and heating Ъу binary

stars // Astron. Aatrophyo. 1932. -7.111. -P.1-15.

12. V.I.Dokuchaev, Ь.М.Огэгпоу. Dissipative evolution of colli sionless atelier systems. Il.Xnfluenae of binaries on the

evolution of globular clusters and galactic nuclei // Astron Astrophyo. 1932. -7.111. -P.16-27.

13. В.И.Докучаез. фотороддение e+e~ пар вблизи замагниченной черной дыры П Гез.докл.всес.кокф. Гравитация-У1» / Ред.

B.Н.Поиошрез. -Н.: ИЛИ, 1984. - С.112.

14. В.И.Докучаев, Л л,¡.Озорной. Эволюция звездных систем с прятс ком звезд извне // Письма Астрон.ж. 1985. - T.II. - С.335-342.

15. В.И.Докучаев. фоторовденив е+е~ пар вблизи вращающейся экстремальной черной дыры с током // ЕЭГФ. 1985. - Т.88. -

C.737-743.

16. В.И.Докучаев. Черная дыра в качестве коллайдера // Письма Астрон.ж. 1986. - Т.12. - С.770-777.

17. В.И.Докучаев. Черная дыра в магнитной вселенной // К ЭТО. 1987. - Г.92. - С.I92I-I935.

18. В.И.Докучаев. Сверхэкстремальные черные дыры // Тез.докл. всес.конф. Гравитация-УП. - Ереван: ЕГУ, 1988. - С.370-371.

19. В.И.Докучаев. Эволюция массивной черной дыры в ядре норма лз ной галактики // Письма Астрон.ж. 1989. - Т.К. - С.387-39Е

20. В.С.Березинский, В.И.Докучаев. Гамма-излучение высоких эне] гий от черной дыры при медленной аккреции с трением Ц i£3Ti 1989. - Т.96. - С.Г 7-1546.

¡1. В.И.Докучаев. Совместная эволюция ядра активной галактика и центра л хлой массивной черной дыры // Письма Астрон.ж. 1990. - Т.16. - С.970-978,

2. V.I.Dokuchaev Frozen black hole in the oentro of the Galaxy

// Froc. of the meeting on Relativiatic Astrophya. and Cosmology dedicated to the memoiy of V.F.Shvarteman. Сообщения CAO АН СССР. 1990. - }i 64. - C.16-21.

3. V.I.Dokuchaev. Evolution of active galaotio nuclei // Препринт ИЯИ АН СССР П-694. 1991. - C.I-2I.

1. В.Л.Докучаев. Гамма а нейтринноз излучение аккрзцируэдих черных дыр // Частицы и космология. У П!кола ИДИ АН СССР. 1989. -М., 1991. - С.108-110, 5. В.И.Докучаев. Рождение и жизнь массивных черилх дыр // УСН.

1991. - Т.161. - Вып.6. - С.1-52. '■>. Y.X.Dckucliaev. Joint evolution of a galactic nucleus and central massive black hole // lion.Kot.Roy.Aatron. Зое. 1991. -V.251. -P.564-574. 7. V.I.Dokuchaev, Hue1oar interactions near accreting black holes // In Kelati^istio hadrons in cosmic compact objects. Lecture Kotss in Jhysica. -Springer Verlag. 1991.-V.391» -P.51-52.

Цитированная литература

1. M. Htlg-оп'.ь S.L.Shapiro. Two-body tidal dissipation ir< large

»-body systems /V Astrophys.J. 1978. -V. 223. -P.991-SSQ. Z. P. Hut, J. Как 1 no, S. McMillan. Modelling the evolution of globular clusters //-Nature. 1988. -V. 338. -P. 31-3S.

3. J. 6. Hills. Encounters between binary and single st-ars and their efferct or» the dynamical evolution оГ stellar systems.

/v astron. j. i07s. -y.so. -p. eoe-eas.

4. W. H. Prerss. S. A. Teukolsky. The formation of close binaries by two-body tidal capture ss Astrophys.J. 1977. -V. 21.3. -P. 133-10

E. A. p. Light man, S.L.Shapiro. The distribution and consumption r^te of stars around a ¡a&ssive collapsed object // Astrophys.J 1077. -V. 211. -P. 24-1-262.

6. S.L.Shapiro. The dissolution of dlobular clusters containing massive black holes /V Astrophys.J. 1Э77. -V. 217. -P. 281-ESQ.

7. F.J.Ernst, W.J. Wild. Kerr black hole in a m&ynetXc universe SS J. Mith. Phys.. 1070. -V. 17. -P. 1 63-184.

8. R.H. Wild. Black hole in a uniform magnetic field // Phys.Rev. 1074. -V. 010. -P. 1080-1003.

5. D. C. Wilkins. Bound geodesies in ths Kerr metric // Phys.Rav.

1Э72. -v. ca. -p. 814-eaa.