Лауреатами Государственной премии России 2016 года стали астрофизики Рашид Сюняев и Николай Шакура.

Н.И. Шакура и Р.А. Сюняев в конференц-зале ГАИШ, 1979 год. (Фото из архива фотолаборатории ГАИШ МГУ)

Николай Иванович Шакура (фото О. С. Бартунова, ГАИШ)

Рашид Алиевич Сюняев (Фото: Artem Korzhimanov, ru.wikipedia.org)

Почетный знак лауреата Государственной премии Российской Федерации.

Награду они получили за созданную еще в начале 1970-х годов теорию дисковой аккреции вещества на черные дыры, которая стала общепринятой и легла в основу современной теории двойных систем, представляющих собой мощные источники рентгеновского излучения.

Их основополагающая статья «Стандартная теория дисковой аккреции на черные дыры и нейтронные звезды», вышедшая в 1973 году в журнале «Astronomy and Astrophysics», считается самой цитируемой статьей в мировой теоретической астрофизике.

Падение вещества на небесное тело благодаря его гравитационному притяжению получило название аккреция (от латинского «приращение»). Вещество, падающее на компактный объект с очень сильной гравитацией, чёрную дыру или нейтронную звезду, не может сразу на него упасть и образует вокруг него быстро вращающийся диск. Это явление называется дисковой аккрецией.

При этом вещество разгоняется гравитацией до скоростей, близких к скорости света. Столкновение и взаимное трение столь высокоскоростных потоков газа разогревает их до температур в десятки и сотни миллионов градусов. Это приводит к огромному излучению энергии главным образом в рентгеновском диапазоне, на которое расходуется до 0,3 от энергии покоя падающего вещества.

Светимость такого источника достигает 10 36 -10 39 эрг/с, что в тысячи и миллионы раз больше светимости Солнца. Этот механизм объясняет возникновение самых мощных источников излучения во Вселенной. Он применим для двойных систем, где один из компонентов представляет собой нейтронную звезду или черную дыру, а так же при аккреции на сверхмассивные черные дыры, что позволяет объяснить излучение квазаров и галактик.

Стоит отметить, что идею о мощном энерговыделении при несферической аккреции вещества на черную дыру еще в 1964 году высказал академик Я.Б. Зельдович, учениками которого являются оба лауреата. Зельдович указал на принципиальную возможность наблюдения черных дыр в рентгеновском диапазоне спектра.

Выход работы Р. Сюняева и Н. Шакуры совпал по времени с началом систематических наблюдений неба американской орбитальной рентгеновской обсерваторией UHURU (NASA), открывшей в 1972-1975 годах рентгеновские пульсары, рентгеновское излучение скоплений галактик и получившей карту неба в рентгеновском диапазоне с сотнями источников рентгеновского излучения.

Теория дисковой аккреции позволила понять природу большинства этих объектов как аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр в тесных двойных системах, где вторым компонентом была нормальная оптическая звезда. К настоящему времени число известных рентгеновских двойных систем достигает сотни тысяч.

Отечественные астрофизики под руководством Р. Сюняева детально изучали свойства подобных источников с помощью рентгеновских обсерваторий КВАНТ-1 на станции МИР (1987-2001), спутниках ГРАНАТ (1989-1999) и ИНТЕГРАЛ (с 2002) и обнаружили большое количество новых объектов.

В теоретических статьях 1970-х годов, по словам Н. Шакуры, многое было предсказано: спектры, переменность, влияние магнитных полей. Современные инструменты, более совершенные, чем существовавшие на тот момент, а также новые наблюдения подтверждают полученные несколько десятилетий назад результаты.

Одним из предсказаний были джеты - направленные потоки вещества, выбрасываемые с огромной скоростью из-за взаимодействия аккреционного диска с магнитным полем такими астрономическими объектами, как галактики, квазары, нейтронные звезды и черные дыры. Впрочем, механизмы образования джетов до сих пор не нашли полного объяснения.

В настоящее время доктор физико-математических наук Николай Иванович Шакура – заведующий отделом релятивистской астрофизики Государственного астрономического института имени П.К.Штернберга МГУ, а академик РАН Рашид Алиевич Сюняев – заведующий лабораторией теоретической астрофизики и научного сопровождения проекта «Спектр-РГ» отдела астрофизики высоких энергий Института космических исследований РАН

По материалам пресс-службы МГУ

Мы рассмотрели так называемый критический режим сферически симметричной аккреции, когда вещество падает на центральный объект со всех сторон. Но сферически симметричная аккреция почти никогда не реализуется в реальных астрофизических системах: давление и плотность обычно распределяются таким образом, что аккрецию можно назвать практически двумерной.

В этой задаче предлагается оценить толщину этого диска и убедиться, что при данных параметрах аккреционный диск действительно очень тонкий.

Самогравитацией диска можно пренебречь, поэтому в простейшем случае на кусочек вещества в диске действуют только две силы - притяжение центрального объекта и давление (рис. 1).

1) Приняв, что ΔP /ρ ≈ c s 2 (c s - скорость звука в среде), и вспомнив определение кеплеровской скорости, оцените отношение H /R .
2) Оцените численное значение этого отношения на расстоянии 10 гравитационных радиусов от центрального объекта массой в 2 солнечные, если температура вещества в диске равна 10 7 K, и оно состоит исключительно из водорода. Сделайте ту же оценку для расстояния 1000 гравитационных радиусов, если температура вещества ~10 4 K. Насколько диск тонкий?

Подсказка 1

В вертикальном направлении давление уравновешивает вертикальную компоненту гравитационной силы. А это — просто сама гравитационная сила, помноженная на H /R , в предположении, что это отношение мало (позже можно будет убедиться, что предположение было верным): в данном случае синус или тангенс — одно и то же, так как угол предполагается маленьким.

Подсказка 2

По сути, соотношение из первого пункта задачи - это определение скорости звука в жидкой или газообразной среде: ее квадрат равен отношению изменения давления к изменению плотности: c s 2 ≈ ΔP /Δρ ≈ P /ρ. Численно это значение можно получить из закона Клапейрона - Менделеева : P = nkT , где n - концентрация, T - температура, а k - постоянная Больцмана.

Решение

По сути на элемент маленького объема вещества в аккреционном диске действуют две силы: сила притяжения со стороны центрального объекта и сила давления. В вертикальном направлении они уравновешивают друг друга. Проекция гравитационной силы на вертикальное направление записывается так:

\[ \frac{GM\Delta m}{R^2}\sin{\alpha}, \]

где α - угол между «горизонталью» и наклоном границы диска (рис. 1). В предположении, что диск тонкий, верны соотношения \(\sin{\alpha}\approx \alpha\approx H/R\). Значит, равенство вертикальных сил можно записать в таком виде:

\[ \Delta P \Delta S = \frac{GM\Delta m}{R^2}\frac{H}{R}. \]

Массу кусочка вещества диска Δm можно выразить через плотность и его размеры: Δm = ρΔS Δz ≈ ρΔSH . Приняв ΔP ≈ P , получим:

\[ \frac{H}{R}\sim \left(\frac{P/\rho}{GM/R}\right)^{1/2}. \]

Как уже отмечалось выше, \(\sqrt{P/\rho}\) - это скорость звука, а \(\sqrt{GM/R}\) - кеплеровская скорость кругового движения на орбите радиуса R . Получается, что по порядку величины отношение толщины к радиусу равно отношению локальной скорости звука к соответствующей кеплеровской скорости.

Из уравнения Клапейрона - Менделеева P = nkT , подставив n = N /V , где N - полное число частиц в объеме V (напомним, что по условию диск состоит из водорода, поэтому масса каждой частицы равна m p - массе протона), и разделив обе части уравнения на ρ = Δm /V , получим:

\[ c_s^2 \sim \frac{P}{\rho} \sim \frac{kT}{\Delta m/N} = \frac{kT}{m_p}. \]

Пользуясь этим равенством, приходим к соотношению

\[ \frac{H}{R} \sim \left(\frac{kT/m_p}{GM/R}\right)^{1/2}. \]

На расстоянии в a гравитационных радиусов (\(R_g=\frac{2GM}{c^2}\)) от центрального объекта, кеплеровская скорость равна \(\sqrt{GM/aR_g} = c/\sqrt{2a} \sim c/\sqrt{a}\). Таким образом, получаем компактное выражение, не зависящее от массы центрального объекта:

\[ \frac{H}{R} \sim \left(\frac{akT}{c^2 m_p}\right)^{1/2}. \]

На расстоянии 10 гравитационных радиусов при температуре 10 7 K получим H /R ≈ 3×10 −3 , а на расстоянии 1000 гравитационных радиусов при температуре 10 4 K - H /R ≈ 10 −3 . В обоих случаях толщина диска очень маленькая, то есть «дисковое» приближение действительно оправдано.

Послесловие

В 1960-х годах впервые начались эксперименты по поиску источников рентгеновского излучения в космосе. Для этого запускались ракеты, которые на короткое время выводили рентгеновские детекторы в тонкие слои атмосферы. Траектория подбиралась так, чтобы у детекторов было достаточно времени проанализировать значительную часть неба.

Прорыв был совершен в 1962 году группой под руководством Риккардо Джаконни (лауреат Нобелевской премии по физике 2002 года «за создание рентгеновской астрономии и изобретение рентгеновского телескопа»), когда впервые в истории удалось найти источник рентгеновского излучения вне Солнечной системы - Sco X-1 (Скорпион X-1). Им, как позже было предложено Иосифом Шкловским (в 1967 году) и подтверждено дальнейшими наблюдениями, оказалось излучение вещества, падающего на нейтронную звезду массой 1,4 солнечных, которая перетягивает на себя вещество обычной звезды с массой всего 0,4 солнечных.

К середине 1970-х годов, после запуска первого рентгеновского спутника UHURU , было открыто и идентифицировано свыше 300 таких источников, в том числе и экстремально яркий Cyg X-1 (Лебедь X-1) - черная дыра массой 10–20 масс Солнца, перетягивающая на себя вещество с обычной звезды массой 20–40 масс Солнца. Такие объекты получили название рентгеновские двойные (x-ray binaries), их классифицируют в зависимости от массы звезды-донора на маломассивные, массивные и двойные промежуточных масс.

Объект Cyg X-1 в том числе известен и тем, что именно из-за него в 1975 году заключили исторический шуточный спор Стивен Хокинг и Кип Торн о проблеме существования черных дыр в контексте квантовой теории поля. Хокинг ставил на то, что в этой системе нет черной дыры. По его словам, это была своеобразная страховка: он посвятил немало времени теории черных дыр и ему было бы совсем обидно, если бы в итоге оказалось, что их не существует. Но в таком случае утешением была бы победа в споре, а призом - четырехлетняя подписка на сатирический журнал Private Eye . Торн в итоге выиграл спор в начале 90-х годов, когда наблюдательных данных стало достаточно для почти полной уверенности в существовании там черной дыры. По условиям спора он получил годовую подписку на Penthouse .

К 1970-м годам в целом стало понятно, что аккреция обычной звезды на маленький плотный компаньон (нейтронную звезду или черную дыру) - это вполне нормальное явление во Вселенной, и появилась необходимость построить целостную модель такой аккреции, чтобы объяснить и описать возникающее рентгеновское излучение.

В конце 1960-х и начале 1970-х годов появился ряд работ по описанию такой аккреции, но ключевой и самой известной стала Николая Шакуры и Рашида Сюняева 1973 года, которая «по совместительству» является до сих пор самой цитируемой статьей в теоретической астрофизике за всю историю. В том же году появилось обобщение теории Шакуры - Сюняева с учетом общей теории относительности, написанное Игорем Новиковым и Кипом Торном, который, кстати, в то время в течение нескольких семестров преподавал и работал в МГУ.

Стоит отметить, что позже стало понятно, что теория дисковой аккреции не является универсальной. Несмотря на то, что эта модель достаточно хорошо описывает аккрецию в критическом режиме (когда темп аккреции близок к эддингтоновскому пределу), в других режимах аккреционный диск может разрушаться или раздуваться, образуя, к примеру, так называемые «польские пончики» (в сверхэддингтоновском пределе).

В целом, различают три режима аккреции:
«Доэддингтоновский» , когда темп сильно меньше эддингтоновского предела. В таком случае вещество очень слабо излучает (теряет энергию), и из-за этого накопленная в результате падения энергия уходит на нагрев и раздувание диска.
Эддингтоновский , когда темп примерно равен критическому пределу. В таком случае вся (или почти вся) энергия от падения уходит в излучение (теряется), и диск является достаточно холодным чтобы оставаться тонким. Как ни странно, с точки зрения компьютерных симуляций, этот случай самый тяжелый, так как помимо охвата огромного расстояния от центрального объекта, нужно также «разрешить» тонкий диск, толщина которого в 100−1000 раз меньше самого расстояния. Приходится делить пространство на очень много клеток, что вычислительно очень долго и затратно. Поэтому пока такие глобальные симуляции с тонким диском делались только для аккреции на белые карлики, где отношение толщины диска к расстоянию не такое маленькое (рис. 4, слева).
Сверхэддингтоновский , когда темп аккреции значительно превышает эддингтоновский предел. Из-за огромного количества падающего вещества излучение не успевает покинуть аккреционный диск и поглощается внутри, повторно нагревая вещество. Из-за этого диск набухает, образуя толстые диски и «польские пончики» (рис. 4, справа).

Несмотря на то, что в реальности дисковая аккреция реализуется в узком классе объектов, и что этот процесс (даже в тонком диске) далеко не такой простой и стабильный, в общих чертах предсказания Шакуры и Сюняева о свойствах спектральных наблюдений аккреционных дисков оправдались. Так, по предсказаниям авторов, помимо излучения самого диска (области \(\nu^2\) и \(\nu^{1/3}\) на рис. 5, слева) должно было быть излучение в области высоких энергий (до 10 кэВ, рентгеновский диапазон), со спектром \(\nu^{-1}\).

Если основная область (горб на низких энергиях) — это обычное «чернотельное» излучение нагретого вещества в диске, то «хвост» на высоких энергиях возникает по двум причинам (рис. 5, справа):
1) комптоновское рассеяние фотонов на поверхности диска: фотоны, благодаря рассеянию, набирают энергию;
2) возникновение так называемой короны — сильно нагретого из-за поглощения высокоэнергичных фотонов вещества непосредственно над поверхностью диска.

В 90-х годах впервые начали составлять детальные спектры таких дисков, и картина была очень похожей (рис. 6): горб на низких энергиях (соответствующий диску), высокоэнергичный хвост (излучение короны) и излучение комптонизированных фотонов. В спектре отраженных фотонов можно также заметить известную линию излучения атома железа на 6,4 кэВ, возникающую из-за поглощения рентгеновского фотона (большой пик на фиолетовой кривой).

Однако все оказалось не так просто, как хотелось бы. В том же источнике Лебедь X-1 позже заметили сильную временную зависимость спектра: спектр менялся в течение какого-то времени от «жесткого» (красная линия на рис. 7) до «мягкого» (черная линия на рис. 7). Это связали с периодическим «испарением» самой внутренней части диска, расположенной совсем близко к черной дыре, из-за слишком большого потока высокоэнергичных фотонов. Такую переменность позже стали замечать и в других рентгеновских двойных, но пока окончательной теории этого явления не существует.

К 100-летию со дня рождения Я.Б. Зельдовича

Как создавалась теория дисковой аккреции

ШАКУРА Н.И.,

доктор физико-математических наук ГАИШ МГУ

Стояло лето 1963 г. После выпускных экзаменов в средней школе городского поселка Паричи, что на Гомель-щине, по каким-то делам я поехал в город Бобруйск, зашел в книжный магазин и увидел там книжку «Высшая математика для начинающих» Я.Б. Зельдовича. Естественно, имя автора мне ни о чем не говорило, но содержание книги меня заинтересовало по следующей причине.

В те, теперь уже далекие, времена среднее образование по математике заканчивалось взятием пределов. Им предшествовали элементарные функции, одна из них - парабола. Нужно было найти положение минимума (парабола «рогами» вверх) или максимума (парабола «рогами» вниз). Объясняя, как это делается согласно существующим тогда методикам с использованием формулы Виетта, школьный учитель математики (а также физики и астрономии) Альфред Викторович Барановский приговаривал следующее: «А вот методами высшей математики эти минимаксы вычисляются гораздо быстрее и красивее». Специальных занятий с передовиками школьного процесса Альфред не проводил. Свое индивидуальное развитие в математике я получал, знакомясь с содержимым задач, присылаемых по почте из МГУ.

После покупки книжки я зашел в небольшой уютный скверик на улице Ба-харева и начал ее листать. На первых страницах излагались школьные понятия: функции, графики, скорость, ускорение...

Больше я в книжку Я.Б. Зельдовича не заглядывал, нужно было ехать в Москву сдавать вступительные экзамены в МГУ. Астрономическое отделение я выбрал, уже находясь в комнате приемной комиссии: прошло всего два с небольшим года после полета Ю.А. Гагарина. Но все-таки решающую роль сыграла книжка с названием «Этюды о Вселенной», написанная профессором Б.А. Воронцовым-Вельяминовым. Уже будучи студентом, я слушал лекции Бориса Александровича и, естественно, сдавал ему экзамен. В школе мы учили астрономию по его стандартному учебнику для средней школы «Астрономия». Тогда мне даже в голову не приходило, что пройдет всего два-три года и он будет преподавать мне курс высшей астрономии.

Первые три года обучения прошли без Я.Б.Зельдовича. Более того, я забыл о той, купленной в Бобруйске книжке: в число стандартных университетских учебников она не входила. Она предназначалась для тех, кто постигал высшую математику путем са-

© Шакура Н.И.

Академик Я.Б. Зельдович выступает на семинаре. 1974 г.

мообразования. Академик адресовал ее начинающим инженерам и техникам. Более того, есть замечательное фото, где он дарит двухтомник своих избранных трудов Папе Римскому Павлу-Иоанну II.

Моя научная деятельность началась на третьем курсе в солнечном отделе ГАИШ МГУ. Под руководством Ольги Николаевны Митропольской (жены профессора Соломона Борисовича Пи-кельнера) и Анны Ивановны Кирюхи-ной я изучал механизмы уширения линий поглощения в спектре Солнца.

Когда я учился на третьем курсе, мне посчастливилось увидеть Якова Борисовича. Деканат физического факультета организовал в Большой Физической аудитории встречу студентов факультета с редколлегией журнала

«Успехи физических наук». Сильное впечатление произвел главный редактор, блистательный Эдуард Владимирович Шпольский. Я.Б. Зельдович присутствовал, но не выступал.

Впервые я встретился с академиком лично через год, когда он начал читать лекции для студентов четвертого курса. Осенью 1966 г. мы, студенты астрономического отделения Физического факультета МГУ, обнаружили в расписании занятий новый спецкурс -«Строение и эволюция звезд», который подготовил Я.Б. Зельдович. Лекции читались по пятницам, а по четвергам под руководством ЯБ (так звали его коллеги-ученые) в ГАИШ МГУ проводился Объединенный астрофизический семинар (ОАС). В нем участвовали не только уже сложившиеся ученые, но и

молодежь, недавно получившая высшее образование. Студенты забегали на этот семинар по мере возможности, так как в расписании учебных занятий он не значился. После своей первой лекции Яков Борисович попросил желающих получить у него тему для курсовой работы задержаться. Несколько студентов, в том числе и я, остались в аудитории. Когда очередь дошла до меня, он спросил, присутствовал ли я вчера на заседании ОАС. Я ответил утвердительно. На второй вопрос: прослушал ли я доклад о (таинственных тогда) источниках космического рентгеновского излучения, - ответ тоже был утвердительным. Тогда Я.Б. Зельдович сказал: «Попытайтесь рассчитать структуру и спектр излучения мощной ударной волны, которая возникает в результате падения газа на нейтронную звезду вблизи ее поверхности».

Первые источники космического рентгеновского излучения открыла группа американских ученых, возглавленная профессором Рикардо Джакко-ни, во время запуска 18 июня 1962 г. геофизической ракеты «Аэроби». К началу 1960-х гг. уже был известен один внеземной источник рентгеновского излучения - корона нашего Солнца. Оказалось, что корональный газ какими-то механизмами разогрет до температуры несколько миллионов градусов и светимость солнечной короны в этом диапазоне составляет примерно одну миллионную от оптической светимости Солнца (4х1033 эрг/с). Естественно было предположить, что и вокруг других звезд существуют горячие короны. Однако простой расчет показал, что детекторы тех времен даже короны ближайших звезд с расстояния в несколько парсек зафиксировать не могли. Ученые надеялись на открытие рентгеновского излучения от Луны! Конечно же, Луна не обладает атмосферой. Однако возможный механизм заключался во флюоресцентном свечении лунного грунта, облу-

чаемого рентгеновскими лучами, идущими от солнечной короны. Ракета «Аэроби» достигла высоты 225 км, полет продолжался 350 с. Из трех счетчиков Гейгера с большой площадью и хорошей чувствительностью в диапазоне энергий 1,5-6 кэВ два постоянно функционировали. В этом диапазоне земная атмосфера полностью непрозрачна. Вместо рентгеновского излучения от Луны обнаружили яркий неизвестный ранее источник, находящийся далеко за пределами Солнечной системы в направлении созвездия Скорпиона, получивший название Sco Х-1. В дальнейшем в результате ракетных пусков начали открывать новые рентгеновские источники. Постепенно создавалась карта рентгеновского неба с источниками разной природы, они получали название в соответствии с тем, в направлении какого созвездия находились (например, Cyg Х-1, Cyg Х-2, Her Х-1, Сеп Х-3). Как выяснилось позже, их рентгеновская светимость в тысячи, а то и в десятки тысяч раз превышала оптическую светимость Солнца. Так началась эпоха рентгеновской астрономии, эпоха необычайных открытий во Вселенной.

Осенью 1966 г. спустя несколько недель после начала занятий ко мне подошла ученый секретарь кафедры астрофизики, научный сотрудник ГАИШ Валентина Яковлевна Алдусева, чтобы уточнить тему моей курсовой работы. «Коля, перед вами академик Зельдович поставил задачу разработать модель аккреции», - сказала она. Именно тогда я впервые услышал загадочно прозвучавшее слово «аккреция» и крайне удивился. Ведь академик просил меня рассчитать структуру ударной волны и на первых порах не употреблял в своих беседах со мной этот термин, а в стандартных астрономических курсах тех времен понятие процессов аккреции отсутствовало.

Видя мое замешательство, Валентина Яковлевна предложила мне воспользоваться научной библиотекой

Рентгеновское излучение

Аккрецирующее

Ударная волна

Схема, поясняющая возникновение ударной волны вблизи поверхности аккрецирующей нейтронной звезды.

ГАИШ. Я выяснил, что слово «аккреция» имеет латинское происхождение (аоогеНо) и означает приращение, прибавление чего-либо. В астрономии под термином аккреция подразумевают процессы падения на тяготеющие центры различной природы окружающего их разреженного вещества. Да, тогда, более чем полвека назад, теоретическое изучение процессов аккреции вещества во Вселенной находилось в зачаточном состоянии. Более того, в 1950-х гг. были открыты звездные ветры,

не позволявшие межзвездному веществу падать на поверхность обычных звезд. Причины генерации звездных ветров у разных классов звезд (в том числе и у нашего Солнца) различные, но аккреция на обычные одиночные звезды отсутствует. Иное дело - конечные стадии эволюции звезд: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры.

Два типа формирования аккреционных дисков в тесных двойных системах с релятивистскими звездами.

гой - знаменитый американский физик Э. Солпитер. Они обратили внимание на энерговыделение в ударной волне, возникающей при сверхзвуковом движении черной дыры в обширном газовом облаке. Вблизи черной дыры газ после прохождения ударной волны разогревается столь сильно, что начинает излучать энергию в рентгеновском и гамма-диапазоне.

Осенью 1966 г. под руководством Якова Борисовича я начал рассчитывать структуру и спектр излучения сильной ударной волны, которая возникает вблизи поверхности аккрецирующей нейтронной звезды. Сложность задачи состояла в том, что длина пробега падающих частиц до их полной остановки в десятки раз превышает характерный масштаб взаимодействия излучения с веществом. При решении многих задач нет необходимости считать структуру ударной волны - достаточно лишь задать скачок плотности, давления, температуры и других физических величин в зависимости от скорости падения и показателя адиабаты вещества. В поставленной задаче и плотность, и температура, и другие величины менялись в зоне торможения с выделением энергии. Более того, в этой зоне не исключено возникновение коллективных плазменных процессов с выходом расчета на более сложный уровень физической кинетики вместо обычной

гидродинамики. В конце концов удалось показать, что спектры излучения ударных волн от аккрецирующих нейтронных звезд объясняли данные, полученные в результате ракетных запусков.

В 1960-е гг. появились первые отождествления космических рентгеновских источников в оптическом диапазоне, что позволило оценить расстояние до них и их светимость. Нам с ЯБ стало ясн

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст . Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут . Стоимость одной статьи — 150 рублей .

Пoхожие научные работыпо теме «Космические исследования»

• СИМБИОТИЧЕСКИЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ В ГАЛАКТИКЕ

  КУРАНОВ А.Г., ПОСТНОВ К.А. - 2015 г.

• УКАЗАТЕЛЬ СТАТЕЙ И ЗАМЕТОК, ОПУБЛИКОВАННЫХ В ЖУРНАЛЕ “ЗЕМЛЯ И ВСЕЛЕННАЯ” В 2014 Г
• ДИСКОВЫЙ ВЕТЕР В МОЛОДЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ И ПРИРОДА ЦИКЛИЧЕСКОЙ АКТИВНОСТИ МОЛОДЫХ ЗВЕЗД

  ГРИНИН В.П., СОТНИКОВА Н.Я., ТАМБОВЦЕВА Л.В. - 2004 г.

• ТОЛЩИНА АККРЕЦИОННЫХ -ДИСКОВ: ТЕОРИЯ И НАБЛЮДЕНИЯ

  ЛИПУНОВА Г.В., СУЛЕЙМАНОВ В.Ф., ШАКУРА Н.И. - 2007 г.

АККРЕЦИОННЫЕ ДИСКИ - диски, образуемые газом, перетекающим на компактные звёзды (белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры) от звёзд-компаньонов в двойных системах. А. д. проявляют себя рентг. излучением, а в оптич. диапазоне затмениями видимой звезды, переменностью блеска вследствие неустойчивости или прецессии диска, а также характерным раздвоением спектр. линий. А. д. ответственны за многие наблюдательные проявления двойных рентг. источников, вспышечных (взрывных) переменных, звёзд типа U Близнецов и т. д. А. д. излучают как за счёт выделения при вещества, так и вследствие переработки и переизлучения поверхностью внеш. областей диска жёсткого (коротковолнового) излучения центрального источника и внутр. областей диска. Дисковая аккреция вещества (аккреция вещества с большим моментом количества движения, приводящая к образованию А. д.) на сверхмассивные чёрные дыры явл. одним из наиболее распространённых объяснений активности ядер галактик и квазаров. Разрабатывается также теория дисковой аккреции межзвёздного газа на одиночные нейтронные звёзды и чёрные дыры. Протопланетный газопылевой диск, по-видимому, во многом был подобен А. д. (см. ).

Механика дисковой аккреции . Сферически-симметричное радиальное падение вещества на гравитирующий центр (звезду, чёрную дыру и т. д.) возможно лишь при малом уд. моменте импульса (момент импульса ед. массы) падающего вещества. Если же падающее вещество обладает значит. удельным моментом импульса l 0 , то закон сохранения момента импульса не позволяет веществу приблизиться к гравитирующему центру существенно ближе расстояния R 0 = l 0 2 /G = 2l 0 2 /r g c 2 , при к-ром l о совпадает с уд. моментом импульса вещества на круговой кеплеровской орбите вокруг объекта с массой . Здесь r g = 2G/c 2 - компактного объекта. (Для того чтобы приблизиться к звезде на меньшее расстояние, веществу необходимо уменьшить свои момент импульса.) Столкновения между частицами газа быстро устанавливают преимущественное направление вращения (определяемое суммарным моментом импульса падающего вещества), а в результате радиационного отвода энергии происходит потеря компонента скорости, перпендикулярного плоскости вращения. В результате падающий (аккрецирующий) газ с уд. моментом импульса l 0 должен собираться в узкое и тонкое кольцо радиуса R 0 . Ширина кольца определяется дисперсией (разбросом) начального значения уд. момента импульса, а толщина - темп-рой вещества в кольце. Из-за дифференциального характера кеплеровского вращения (скорость вращения различна на разных расстояниях R) в кольце может возникнуть (числа Рейнольдса обычно весьма велики). Турбулентная (или магнитная, при наличии мелкомасштабного магн. поля) вязкость приводит к расплыванию кольца. Внутр. слои кольца, вращающиеся быстрее, передают внеш. слоям часть момента импульса и приближаются к звезде, а внешние удаляются от неё из-за приобретения дополнительного момента импульса. Т. о., часть вещества продвигается к гравитирующему центру, а др. часть оттекает от него, унося с собой избыток момента импульса. Так формируется А. д.

Вещество в диске движется практически по круговым кеплеровским орбитам, но имеется и малый радиальный компонент скорости, т. е. траектории частиц представляют собой медленно закручивающуюся спираль. Газ течёт по направлению к гравитирующему центру, а в противоположном направлении в результате действия сил трения отводится избыточный момент импульса и соответствующий ему поток механич. энергии.

В двойных звёздных системах (см. ) источником вещества, формирующего А. д., явл. нормальные (невырожденные) звёзды. Если норм, компонент двойной системы заполняет свою критич. полость Роша, то потеря массы происходит через внутр. точку Лагранжа (см. ). Из-за действия кориолисовых сил формируется струя, питающая веществом А. д. (рис. 1, 2 (I)). В месте пересечения струи и диска формируется характерное "горячее пятно".

В случае, если норм. компонент не заполняет свою критич. полость Роша и теряет массу посредством (рис. 2 (II,а)), то из захватываемой компактным объектом части этого вещества также может сформироваться А. д. Для этого необходимо, чтобы радиус R 0 превосходил радиус звезды (пли радиус её магнитосферы при наличии сильного маги. поля) либо неск. гравитац. радиусов в случае чёрной дыры. При сравнительно низком темпе аккреции (количество вещества, выпадающего на гравитирующий центр в ед. времени) перед релятивистской звездой образуется лобовая , в к-рой газ прогревается до темп-ры Т > m p v 2 /6k > 10 7 К (m p - масса протона, скорость звёздного ветра v ~ 10 3 км/с). За волной реализуются условия для сферически-симметричной аккреции (рис. 2(II,б)). В этой ситуации момент импульса захваченного вещества обычно мал и диск может образовываться лишь в случае аккреции на чёрную дыру или нейтронную звезду без сильного магн. поля. В случае высокого темпа аккреции при пересечении сверхзвуковых газовых потоков за релятивистской звездой образуется ударная волна, в к-рой переходит в теплоту и излучается часть кинетич. энергии потоков. Аккреция и отток вещества происходят в узком конусе за релятивистской звездой (рис. 2 (II, в)).

Внеш. граница А. д., по-видимому, определяется действием на диск приливных сил со стороны норм. компонента. При размерах А. д. порядка половины размера критич. полости Роша компактной звезды приливные силы в вязком диске обеспечивают отвод момента импульса к внешнему краю диска и А. д. дальше не расплывается. При этом увеличивается орбитальный момент импульса двойной системы. Следует отметить также, что в двойной системе замкнутые непересекающиеся кеплеровские орбиты существуют лишь в пределах приблизительно половины радиуса критич. полости Роша компактной звезды.

Энерговыделение в диске . При радиальном продвижении вещества выделяется гравитац. энергия, которая транстформируется в теплоту и излучается поверхностью А. д. Действительно, при перемещении данной массы газа m" с круговой кеплеровской орбиты радиусом R 1 на орбиту радиусом R 2 < R 1 должна выделиться энергия (1/R 2 - 1/R 1)Gm"/2. Однако для реализации такого перемещения газу необходимо отдать избыточный момент импульса. Это, по-видимому, осуществляется турбулентным трением, к-рое отводит избыточный момент импульса и часть механич. энергии в направлении от гравитирующего центра. В свою очередь энергия турбулентных движений черпается из гравитац. энергии, выделяющейся при радиальном перемещении газа. Затухание турбулентных движений из-за вязкости приводит к выделению теплоты, к-рую уносит тепловое излучение поверхности диска. Поток энергии Q с ед. площади поверхности диска зависит от расстояния до гравитац. центра, на к-рый идёт аккреция, его массы , и от темпа аккреции . Энергия, излучаемая в ед. времени единицей поверхности диска, равна

Q = (3/8p ) GR -3 s.

Поправка s = , где R в - внутр. граница А. д., соответствует ньютоновской механике. В случае аккреции на шварцшильдовскую ф-ла даёт погрешность до 20%.

Спектр излучения диска складывается из спектров излучения изотермических концентрических колечек. В первом приближении можно принять, что каждая точка поверхности диска излучает как абсолютно чёрное тело. Зная вид зависимости Q(R), можно найти зависимость темп-ры поверхности диска от осн. безразмерных параметров:

где - критич. поток массы, соответствующий . Из следует, что абс. темп-pa диска

T = (Q/s ) 1/4 =2 . 10 7 r -3/4 m -1/4 1/4 s 1/4 (К)

(s - постоянная Стефана - Больцмана), т. е. вблизи нейтронной звезды или чёрной дыры звёздной массы диск должен излучать в рентг. диапазоне, а периферия диска должна быть холодной и излучать в основном в ИК- и оптич. диапазонах. (В случае аккреции на вращающуюся чёрную дыру в зоне r g /2 < R < 3r g зависимость Q(R) даётся ф-лами общей теории относительности.) Суммирование по всему диску приводит к универсальному степенному спектру излучения (степенной зависимости спектральной плотности потока излучения F v от частоты v ) диска. При hv > k T макс (T макс - макс, темп-pa поверхности диска) поток излучения экспоненциально спадает. В широком диапазоне частот F v ~ v 1/3 . В действительности же поверхность А. д. излучает не как абсолютно чёрное тело, вследствие чего наблюдаются сильные отклонения от этого закона.

Внутренняя граница и светимость диска . В случае А. д. вокруг шварцшильдовской чёрной дыры устойчивые кеплеровские орбиты существуют лишь при RR в = 3r g . Поэтому внутр. границей диска явл. именно радиус R в. В области R Энергия связи массы m" на последней устойчивой кеплеровской орбите составляет 0,057 m"с 2 . Т. о., при темпе аккреции светимость диска вокруг шварцшильдовской чёрной дыры должна составлять . В случае вращающейся чёрной дыры, при совпадении осей вращения чёрной дыры и диска, А. д. может простираться до R в = r g /2. При этом в диске может превращаться в теплоту и излучаться его поверхностью до . Однако существенная часть излучения из-за искривления траекторий световых лучей поглощается чёрной дырой или испытывает сильное . Светимость диска для удалённого наблюдателя не может превышать .

При аккреции на звезду (белый карлик, нейтронную звезду) внутр. граница диска R в лежит вблизи поверхности звезды R п. При наличии у звезды сильного магн. поля её магнитосфера препятствует проникновению диска к поверхности звезды и нарушает дисковую картину аккреции в зоне R > R м, т. е. в той области магнитосферы, где давление магн. поля сравнивается с тепловым давлением плазмы в диске. Если звезда вращается с угловой скоростью W , то существует радиус, на к-ром скорости вращения магнитосферы и вещества в кеплеровском диске совпадают. Этот радиус наз. радиусом коротации R к. По-видимому, у многих , на к-рые идёт дисковая аккреция, значение R м близко к R к.

Энергия связи массы m" на кеплеровской орбите с радиусом R = R п равна . Следовательно, светимость диска

Если внутр. граница А. д. определяется его взаимодействием с магнитосферой, то в эту ф-лу вместо R п следует подставить R м.

Пограничный слой . При аккреции на звезду со слабым магн. полем А. д. должен простираться вплоть до поверхности звезды. В диске у поверхности звезды скорость частиц кеплеровская (), а скорость вращения звезды на экваторе (v п = W R п) много меньше кеплеровской. В результате вблизи поверхности звезды формируется тонкий (D R << R п) пограничный слой, в к-ром происходит эффективное торможение аккрецирующего вещества (тангенциальная скорость падает от v к до v п) и мощное энерговыделение. В узком слое выделяется энергия , что равно энерговыделению в протяжённом А. д. Светимость пограничного слоя равна светимости протяжённого А. д. Т. к. площадь поверхности пограничного слоя существенно меньше площади поверхности диска, его излучение может быть более жёстким (коротковолновым). Картину торможения частиц аккреционного потока в пограничном слое можно сравнить с торможением спутника в атмосфере Земли. Сначала спутник медленно (за много оборотов) теряет назначит, часть своей скорости, снижается, входит в плотные слои атмосферы и менее чем за один оборот полностью тормозится.

Неустойчивости и переменность излучения А. д. Дисковая аккреция устойчива в зоне, где главный вклад в давление даёт давление вещества. Но во внутренней, самой горячей зоне диска доминирует . В этой зоне диск неустойчив. Тепловая и динамическая неустойчивости приводят к разделению вещества на более горячие и более холодные кольца и слои. Характерные времена неустойчивости очень малы - порядка времени неск. оборотов вокруг гравитирующего центра. Неустойчивость может приводить к переменности излучения диска и образованию во внутр. зоне диска горячей плазмы с темп-рой, различной для электронов (Т е = 3 . 10 8 - 10 9 К) и протонов (T р ~10 10 - 10 11 К). Характерное время переменности излучения А. д. (время заметного изменения интенсивности излучения) может быть очень мало, т. к. время обращения аккрецирующего вещества вокруг чёрной дыры с вблизи последней устойчивой орбиты близко к 1 мс.

Если в результате неустойчивости на А. д. образуется яркое "горячее пятно", то, наблюдая его излучение, можно получить уникальную информацию о параметрах чёрной дыры и, в частности, определить, вращается она или нет. "Горячее пятно" во внутр. областях диска будет обладать релятивистской скоростью v к от 1 / 3 до 1 / 2 скорости света. При больших углах наклонения диска (луч зрения близок к плоскости диска) это будет приводить к усилению излучения пятна, когда оно движется к наблюдателю, и резкому ослаблению, когда оно движется от наблюдателя. Должна возникать характерная картина квазипериодич. переменности излучения пятна. Такое пятно может играть роль зонда, запускаемого к чёрной дыре,- переменное рентг. излучение пятна может показать, как оно подходит к последней устойчивой орбите и по спирали уходит из зоны видимости.

Диски вокруг сверхмассивных чёрных дыр . Активность и объясняется (в рамках одной из наиболее распространённых теоретич. моделей активности этих объектов) дисковой аккрецией на находящиеся в ядрах сверхмассивные ( от 10 5 до 10 9 ) чёрные дыры. Аккрецирующий газ поступает из галактики, окружающей активное ядро (он явл. продуктом звёздного ветра, взрывов звёзд, приливного разрушения звёзд, пролетающих мимо сверхмассивной чёрной дыры, а также может поступать в галактику при охлаждении горячего межгалактического газа). Критич. светимость диска вокруг чёрной дыры растёт пропорционально её массе, так что светимость квазаров L ~ 10 47 эрг/с легко объясняется дисковой аккрецией вещества с в год на чёрную дыру с массой . У А. д. существует два выделенных направления (по оси диска), в к-рых может идти ускорение вещества, обусловленное как давлением излучения, так и эл.-магн. силами. Это открывает возможность объяснения природы выбросов (джетов), наблюдаемых в ядрах галактик и квазаров, а также в
Публикации со словами: аккреционный диск

Р. А. Сюняев, академик РАН, директор Института астрофизики Общества Макса Планка, гл. науч. сотр. ИКИ РАН

Не знаю почему, но, когда спрашивают о ком-нибудь из моих друзей или хороших знакомых, этот человек встает у меня перед глазами таким, каким я его встретил в первый раз или в момент, когда он произвел на меня самое большое впечатление. И Николая Ивановича (Колю) Шакуру я и сейчас вижу студентом, приехавшим из белорусской деревни, с горящими глазами, быстрым и в движениях, и в ответах на любой вопрос (ведь не зря в те времена он бегал стометровку, участвуя в первенстве МГУ). Помню его в общежитии МГУ со старшим сыном (который давно уже сам отец) на руках, помню наши споры в начале 1970-х, когда мы интенсивно работали вместе и писали статьи, которыми гордимся до сих пор, наши встречи в его первой своей комнате (выбитой Яковом Борисовичем Зельдовичем одновременно с пропиской в Москве) в коммунальной квартире в доме преподавателей МГУ напротив кинотеатра «Прогресс», которого давно нет. Чайники чая, выпитые попеременно у него и у меня сначала в комнатке на Профсоюзной, а потом уже в кооперативе на Юго-Западной, долгие ночные звонки. Помню Колю на вершине вулкана Этна и выступающим на знаменитом семинаре под руководством Зельдовича, В. Л. Гинзбурга и И. С. Шкловского в ГАИШ при МГУ. Помнится и то, как ЯБ (Зельдович) сказал мне, что у него в ГАИШ появился новый студент и что было бы неплохо, если бы мы поработали вместе. ЯБ очень интересовала теория аккреции на черные дыры и нейтронные звезды, и до конца его жизни лучшим собеседником по этой теме был для него дипломник, потом аспирант и сотрудник Н. И. Шакура. Замечательно, что Коля и сейчас руководит отделом релятивистской астрофизики ГАИШ, который основал и которым многие годы руководил ЯБ.

Мне нравится фото с Колей у доски в конференц-зале ГАИШ, сделанное почти 40 лет назад в 1970-е годы, когда мы много работали вместе. Этот снимок напоминает годы, когда у нас с Колей были интересные результаты, но не было ни времени, ни денег на регулярное посещение парикмахерской.
Работа в тандеме. Н. И. Шакура и Р. А. Сюняев, 1979 год.
Фото из архива фотолаборатории ГАИШ МГУ

Студент Н. И. Шакура (1964). Из семейного архива Коле, как и большинству учеников ЯБ в области космологии и релятивистской астрофизики, необычайно сильно повезло. Он встретился с ЯБ (бесспорно, одним из наиболее ярких физиков, решивших после успешной работы над оружием начать работать в астрофизике, далекой от каких-либо земных приложений) в эпоху «штурма и натиска» в этой науке, когда буквально каждый год приносил грандиозные по своим следствиям наблюдательные открытия. А Коле удалось то, что удается мало кому: он является автором «Стандартной теории дисковой аккреции на черные дыры и нейтронные звезды», самой цитируемой статьи в мировой теоретической астрофизике (в последние годы более чем по ссылке в день), подробно изложенной в десятках обзоров, книг и учебников. Последние годы более трети ссылок на эту работу приходится на статьи по протопланетным дискам в молодых звездных системах. А за спиной у Коли первая в мире и широко цитируемая модель сферической аккреции газа на нейтронную звезду со слабым магнитным полем (написанная совместно с ЯБ ), статья о тепловой неустойчивости радиационно-доминированных аккреционных дисков ; публикация идей оттока вещества от аккреционных дисков со сверхэддингтоновской светимостью, наблюдаемой сейчас во многих квазарах, и прогрева внешних областей дисков жестким излучением его центральной зоны, столь ярко проявляющего себя в дисках вокруг молодых звезд; и многое, многое другое.

70 лет — это серьезный порог. Но мир науки знает немало людей, которые оставались продуктивными и после 70. Меня радует, что Коля в последние годы написал в соавторстве с К. А. Постновым, П. К. Аболмасовым и другими еще более молодыми коллегами ряд красивейших работ по теории аккреции и интерпретации наблюдательных данных. Эти работы уже признаны и широко цитируются. Мне хочется пожелать Коле продолжать активно работать, выступать на конференциях с новыми идеями и блестящими обзорами и продолжать приводить в изумление молодых студентов и студенток, считающих, что «динозавры» с таким гигантским вкладом в науку, как у Николая Ивановича, могли существовать только в далеком прошлом.
докт. физ.-мат. наук, гл. науч. сотр. ИКИ РАН

Вскоре после поступления в аспирантуру мой шеф, Я. Б. Зельдович, велел прийти на его лекцию по астрофизике, курс которой он читал на физфаке МГУ. После лекции слушались отчеты студентов о проделанной работе, слушать которые ЯБ тоже меня оставил. Там я впервые увидел Колю Шакуру, который толково что-то рассказывал, в то время как остальные студенты мямлили довольно невразумительно.

В 1967 году на съезде Международного астрономического союза в Праге ЯБ рассказывал об исследовании про аккрецию на нейтронную звезду, которую они делали вместе с Колей, о падении вещества на нейтронную звезду без магнитного поля. По возвращении домой я предложил Алику Фридману рассмотреть аналогичную задачу при наличии сильного магнитного поля нейтронной звезды. Там нужно было учитывать различные плазменные эффекты, которыми занимался Алик. К концу 1967 года работа вчерне была закончена, я рассказал про нее ЯБ, который воспринял это без энтузиазма. Он велел нам обосновать некоторые утверждения, кроме того, холодно отнесся к идее сильного магнитного поля нейтронной звезды. Всё это остудило наш пыл, и работа была отставлена. Весной 1968 года было объявлено об открытии пульсаров, и ЯБ сразу велел работу публиковать в первоначальном виде. Интересно, что наша статья поступила в редакцию «Астрономического журнала» 19 августа 1968 года, одновременно со статьей ЯБ и Коли об аккреции на звезду без магнитного поля . После блестящей защиты диплома Коля поступил в аспирантуру, где под руководством ЯБ занялся теорией дисковой аккреции вещества с большим угловым моментом на черные дыры. Дисковая аккреция рассматривалась раньше в связи с образованием планет, а в работе Д. Линден-Белла в 1969 году была предложена модель квазара, или ядра активной галактики, в виде сверхмассивной черной дыры с аккреционным диском. Тогда эта модель была пионерской, а сейчас стала общепринятой, подтвержденной наблюдениями.

Основная трудность модели заключалась в необходимости учета турбулентной вязкости, которая нужна для создания потока вещества в черную дыру для поддержки наблюдаемой светимости. В работе Коли, опубликованной в «Астрономическом журнале» в 1972 году и посланной в печать годом раньше, впервые была предложена простая феноменологическая формула для главной компоненты вязких натяжений, которая определяет поток массы из аккреционного диска в черную дыру:

t rφ = α P , (1)

где Р — давление, а α — численный коэффициент меньше единицы, оцениваемый из наблюдений. Простота и наглядность этой формулы сделали ее очень популярной во всех областях астрофизики, где встречаются аккреционные диски, в протопланетных и двойных системах, в ядрах галактик.

Однако огромное число ссылок на эту формулу приходится не на оригинальную работу в «Астрономическом журнале», а на последующую статью Шакуры совместно с Р. А. Сюняевым, опубликованную в 1973 году в европейском журнале Astronomy and Astrophysics . Помимо очевидно большей популярности этого журнала по сравнению с «Астрономическим журналом», в этой статье теория аккреции изложена гораздо подробнее и доступнее. Кроме того, в ней содержится больше астрофизических приложений. Работа над статьей 1973 года потребовала от Коли огромного напряжения сил. Я помню, как он совершенно измотанный приходил к нам в комнату в Институте прикладной математики и сидел с отрешенным взглядом без слов и движений. Такое поведение было для меня довольно загадочным, так как работа над этой статьей проводилась без обсуждений на семинарах. Видимо, ЯБ был одним из немногих, а может быть, единственным человеком, который был в курсе этой работы, и, как всегда, давал ценные советы, замечания и указания.

Следует отметить, что уже в статье Линден-Белла 1969 года можно найти неявные следы этой формулы (1). Линден-Белл предполагал, что вязкость определяется хаотическим магнитным полем, которое в условиях используемого им равнораспределения тепловой и магнитной энергии как раз сводится к формуле (1). В работе Прингла и Риса 1972 года рассматривалось несколько другое феноменологическое описание турбулентной вязкости, которое не обладало простотой и наглядностью формулы (1) и потому не получило распространения.

У меня с Колей вышло несколько работ, которые сами по себе, может, и неплохие, но не идут ни в какое сравнение с формулой (1), которую по праву можно считать основной феноменологической формулой в теории дисковой аккреции. А. М. Черепащук, академик РАН, директор ГАИШ МГУ

С Колей Шакурой мы учились вместе на астрономическом отделении физфака МГУ. Когда я был уже аспирантом, Коля (под руководством академика Я. Б. Зельдовича) завершал свою дипломную работу, посвященную расчету рентгеновского спектра при сферической аккреции вещества на одиночную нейтронную звезду без магнитного поля. Эта работа была опубликована им совместно с Я. Б. Зельдовичем в «Астрономическом журнале» в 1969 году . Фото О. С. Бартунова Позднее, уже будучи аспирантом, Коля опубликовал, также в «Астрономическом журнале», свою первую работу по дисковой аккреции вещества на релятивистский объект в тесной двойной системе . Я был свидетелем того, как Коля просиживал многие дни и недели в библиотеке ГАИШ, испытывая «муки творчества» при выполнении этой замечательной работы и написании соответствующей статьи. Затем последовала публикация ныне знаменитой статьи Н. И. Шакуры и Р. А. Сюняева по дисковой аккреции на черные дыры, где были учтены эффекты комптонизации спектра рентгеновского излучения и построена модель сверхкритической аккреции . Выход этой работы совпал по времени с началом систематических рентгеновских наблюдений неба с борта американской орбитальной специализированной рентгеновской обсерватории UHURU. Благодаря работе Н. И. Шакуры и Р. А. Сюняева природу открытых этой обсерваторией многочисленных компактных рентгеновских источников удалось быстро понять. Был сделан вывод об открытии рентгеновских двойных систем, состоящих из нормальной оптической звезды и аккрецирующего релятивистского объекта. В 1972 году в международном экспресс-издании IBVS была опубликована статья группы авторов (А. М. Че-репащук, Ю.Н. Ефремов, Н. Е. Курочкин, Н. И. Шакура, Р. А. Сюняев) , посвященная интерпретации оптической переменности одной из первых открытых затменных рентгеновских двойных систем — системы HZ Геркулеса. Опираясь на выводы теории дисковой аккреции, авторы показали, что главная причина оптической переменности этой системы — эффект отражения, точнее, эффект прогрева поверхности оптической звезды мощным рентгеновским излучением аккрецирующей нейтронной звезды. Сейчас исследование оптических проявлений рентгеновских двойных систем выросло в отдельное направление астрофизики, где получен ряд важных результатов. В частности, измерены массы около трех десятков звездных черных дыр.

В настоящее время Н. И. Шакура возглавляет созданный в ГАИШ по инициативе Я. Б. Зельдовича отдел релятивистской астрофизики. Институт гордится наличием в своем составе такого блестящего ученого. Я очень дорожу многолетней дружбой с Колей и сердечно поздравляю его с 70-летием.

1. Шакура Н. И., Сюняев Р. А. Black holes in binary systems. Observational appearance // Astronomy and Astrophysics, 1973. V. 24. P. 337−355.

2. Зельдович Я. Б., Шакура Н. И. Рентгеновское излучение при аккреции газа на нейтронную звезду // Астрономический журнал, 1969. Т. 46. С. 225−236.

3. Шакура Н. И., Сюняев Р. А. A theory of the instability of disk accretion on to black holes and the variability of binary X-ray sources, galactic nuclei and quasars // MNRAS, 1976. V. 175. P. 613−632.

4. Бисноватый-Коган Г. С., Фридман А. М. О механизме рентгеновского излучения нейтронной звезды // Астрономический журнал, 1969. Т. 46. С. 721−724.

5. Lynden-Bell D. Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars // Nature, 1969. V. 223. P. 690−694.

6. Шакура Н. И. Дисковая модель аккреции газа релятивистской звездой в тесной двойной системе, Астрономический журнал, 1972. Т. 49. С. 921−929.

7. Pringle J. E., Rees M. J. Accretion Disc Models for Compact X-Ray Sources, Astronomy and Astrophysics, 1972. V. 21. P. 1−9.

8. Cherepashchuk A. M., Efremov Yu. N., Kurochkin N. E., Shakura N. I., Sunyaev R. A. On the Nature of the Optical Variations of HZ Her = Her X1 // Information Bulletin on Variable Stars, 1972. V. 720. P. 1.

За работу над фотографиями выражаем благодарность
Т. А. Бируле и О. С. Бартунову