Подготовка
Схема аккреционного диска, образовавшегося вокруг белого карлика (справа) в двойной системе .
Изучение образования аккреционных дисков началось в 1940-х годах . Модели были выведены из основных физических принципов . Чтобы соответствовать наблюдениям, эти модели должны были предположить существование неизвестного механизма, объясняющего перераспределение углового момента . Итак, если материя должна упасть внутрь, она должна потерять не только гравитационную энергию , но и угловой момент . Поскольку полный угловой момент диска сохраняется, потеря углового момента массы, падающей к центру, должна быть компенсирована увеличением углового момента массы, расположенной далеко от центра. Другими словами, угловой момент должен быть перенесен наружу, чтобы материал мог срастаться.
С одной стороны, было ясно, что вязкие силы в конечном итоге заставят материю, падающую к центру, нагреться и излучить часть своей гравитационной энергии ( вязкое трение ).
С другой стороны, одной только вязкости было недостаточно, чтобы объяснить перенос углового момента к внешним частям диска. Вязкость, повышенная турбулентностью, считалась механизмом, ответственным за такое перераспределение углового момента, хотя происхождение самой турбулентности до конца не изучено. Традиционный феноменологический подход имеет регулируемый параметр, описывающий эффективное увеличение вязкости, вызванное турбулентными завихрениями в диске.
В 1991 году, с повторным открытием магнитовращательной неустойчивости , С.А. Бальбус и Дж. Ф. Хоули установили, что слабо намагниченный аккреционный диск вокруг тяжелого и компактного центрального объекта будет очень нестабильным, обеспечивая прямой механизм перераспределения углового момента.
Двойная звезда
Двумерное представление долей Роша двойной системы. Точка соприкосновения двух лепестков соответствует точке Лагранжа .
Также возможно наблюдать образование аккреционного диска в некоторых двойных звездных системах , особенно в системе, где один из спутников намного массивнее другого. Таким образом, самая массивная звезда (A) становится гигантом раньше, чем ее менее массивный компаньон, звезда B. Если звезда A полностью заполняет свою горную долю , постепенно происходит перенос массы A в B. В этом случае материя покидает долю звезды A и попадает на звезду B через точку Лагранжа . Материя не упадет прямо на звезду B из-за вращения системы вокруг себя и инерции перенесенного вещества . Вместо этого он примет спиральную траекторию, которая заставит его сформировать диск материи вокруг звезды B, таким образом образуя аккреционный диск.
Аналитические модели аккреционных дисков супер-Эддингтона (тонкие диски, польские пончики)
Теория высоко супер-Эддингтон черной дыры аккреции M » M Эдд , был разработан в 1980 — х годах по Абрамовичем, Jaroszynski, Пачинский , Сикора и других с точки зрения«польских пончики»(название было придумано Rees). Польские пончики — это аккреционные диски с низкой вязкостью, оптически толстые, поддерживаемые радиационным давлением, охлаждаемые адвекцией . Они радиационно очень неэффективны. Польские пончики по форме напоминают толстый тор (пончик) с двумя узкими воронками по оси вращения. Воронки коллимируют излучение в пучки сверхэддингтоновской светимости.
Тонкие диски (название придумано Колаковской) имеют только умеренные суперэддингтоновские скорости аккреции,
M ≥ M Edd , скорее дискообразную форму и почти тепловые спектры. Они охлаждаются адвекцией и радиационно неэффективны. Их представили Абрамович, Ласота, Черни и Шушкевич в 1988 году.
Нерешенная проблема в физике :
QPO аккреционного диска: Квазипериодические колебания происходят во многих аккреционных дисках, причем их периоды кажутся масштабируемыми как величина, обратная массе центрального объекта. Почему существуют эти колебания? Почему иногда возникают обертоны и почему они появляются с разным соотношением частот у разных объектов?
(больше нерешенных задач по физике)
Стадия рентгеновской двойной системы
По прошествии примерно миллиона лет после взрыва звезды
WR1 как сверхновой звезда
OB2‘ увеличит свой радиус и
приблизит свою поверхность к границам полости Роша. Стимулированный
приливными гравитационными силами звездный ветер, особенно
интенсивно истекающий через внутреннюю точку Лагранжа, приведет к формированию вокруг релятивистского объекта
аккреционного диска. В системе возникает мощный
рентгеновский источник со светимостью порядка
1036-1038 эрг/с.
Многие десятки таких рентгеновских двойных систем с массивными
ОВ-компонентами открыты в Галактике, а также в Большом и Малом
Магеллановом Облаках (ближайших к нам галактиках). Рентгеновские
двойные системы с ОВ-сверхгигантами состоят из оптической
ОВ-звезды, близкой к заполнению своей полости Роша, и
релятивистского объекта, находящегося в режиме аккреции вещества,
поставляемого ОВ-звездой. Большое количество таких систем было
открыто в 70-х годах с помощью специализированных американских
спутников УХУРУ и ЭЙНШТЕЙН. Отождествление этих рентгеновских
источников с оптическими звездами, активно проводившееся рядом
научных коллективов, позволило детально исследовать основные
характеристики рентгеновских двойных систем и определить массы
нейтронных звезд и черных дыр.
Известно более десятка массивных рентгеновских двойных с
ОВ-сверхгигантами, близкими к заполнению своих полостей Роша.
Рентгеновское излучение от таких систем квазистационарно.
Орбитальные периоды сравнительно короткие:
P≈1,4-9 суток,
эксцентриситеты орбит близки к нулю:
e≈0-0,1. Помимо переменности,
связанной с орбитальным движением компонент (рентгеновские и
оптические затмения, эффекты эллипсоидальности и
«отражения» в оптическом диапазоне), в таких «стационарных»
массивных рентгеновских двойных системах наблюдается
долгопериодическая рентгеновская и оптическая переменность,
по-видимому, связанная с эффектами прецессии оси вращения
оптической звезды или аккреционного диска (см. рис. 3).
Рентгеновские источники в таких системах – аккрецирующие
нейтронные звезды и чeрные дыры. Нейтронные звeзды проявляют себя
как рентгеновские пульсары с периодами пульсаций
0,7-600 секунд. Это связано с тем, что нейтронная звезда быстро
вращается и имеет сильное (порядка 1012 Гс)
магнитное поле, которое канализирует (направляет)
плазму из внутренних частей аккреционного диска
на магнитные полюса нейтронной звезды. В местах
столкновения плазмы с поверхностью нейтронной звезды образуются два
горячих рентгеновских пятна. Поскольку ось вращения нейтронной
звезды не совпадает с осью магнитного диполя, наблюдатель видит
эффект маяка: горячие пятна то видны наблюдателю, то экранируются
от него телом нейтронной звезды, что и приводит к явлению
рентгеновского пульсара. Три массивные
рентгеновские двойные системы с ОВ-сверхгигантами
содержат массивные (с массой более трех солнечных) рентгеновские
источники (Лебедь X-1 и два источника в Большом Магеллановом Облаке
– LMC X-3 и LMC X-1).
 |
|
Рис. 3. а – модель |
Существует целый класс рентгеновских двойных систем, содержащих
в качестве оптических компонентов быстровращающиеся звезды класса
Ве главной последовательности умеренных масс
(6-20Mʘ
). Это массивные
рентгеновские транзиентные источники. Оптические звезды здесь не
заполняют свои полости Роша. Орбитальные периоды
велики:
P≈10-1000 суток,
эксцентриситеты орбит значительны:
e≈0,2-0,8. Рентгеновские
источники – аккрецирующие нейтронные звезды, в большинстве случаев
являются также рентгеновскими пульсарами с периодами 0,07-6000
cекунд. Характерная особенность этих систем – вспышки
рентгеновского излучения длительностью около
месяца (светимость в максимуме достигает
1038-1039 эрг/с).
Рентгеновские вспышки преимущественно происходят в то время, когда
аккрецирующая нейтронная звезда находится вблизи периастра своей
орбиты, где плотность экваториального звездного ветра Ве-звезды
максимальна. Рентгеновская светимость в спокойном состоянии у таких
систем не превышает
1033-1034 эрг/с.
Возникновение
Облако газа может только тогда сжиматься под действием силы тяжести , если есть какая — то форма трения между частицами встречи с различной скоростью; в противном случае частицы сохраняли бы в среднем ту же кинетическую энергию даже после столкновений и, следовательно, больше не занимали бы места в потенциальной яме (т.е. дрейфовали бы ближе к центру). Чем больше относительные скорости частиц , тем больше диссипация .
Если все сжимающееся облако имеет значительный общий угловой момент, встречи, параллельные оси вращения, происходят в среднем с более высокой скоростью, чем перпендикулярные оси. В результате движения, параллельные оси, замедляются больше, чем движения, орбитальный угловой момент которых совпадает с полным угловым моментом (т. Е. Движения, перпендикулярные оси). Как только компоненты несколько перемещаются в одной плоскости, относительная скорость значительно уменьшается, и диск остается.
Есть модели для создания аккреционных дисков. У них радиационные процессы играют существенную роль в затухании .
Стадия второй звезды WR в системе
Образовавшиеся в результате вторичного обмена масс в ТДС звезды
WR2 второго поколения
должны обладать большими пространственными скоростями и иметь в
среднем большие высоты z над
галактической плоскостью из-за импульса, полученного двойной
системой в результате взрыва сверхновой. Кроме
того,
C+WR2-системы
могут быть окружены кольцевыми туманностями.
Советские ученые А.В. Тутуков и Л.Р. Юнгельсон, а также
голландец Э. Ван ден Хейвел в 1973-1976 годах высказали идею о том,
что звезды WR, окруженные кольцевыми туманностями, могут быть
двойными
C+WR2-системами, то есть системами
C+OB2‘ на стадии
после вторичного обмена масс.
Интенсивный поиск проявлений двойственности (периодическая
переменность блеска и лучевых скоростей) у ряда
одиночных звезд WR, имеющих большие z и
окруженных кольцевыми туманностями, привел к выделению около
десятка звезд WR, у которых можно подозревать наличие
релятивистских спутников. Среди таких звезд WR
две с уверенностью могут быть отнесены к классу двойных с
«невидимыми» спутниками: HD 50896 (WN 5, P=3,763 суток, z=-279 пк,
расположена в центре кольцевой туманности RCW 11) и HD 197406 (WN
7, P=4,327 суток, z=1032 пк).
Решающим аргументом в пользу присутствия релятивистского
спутника было бы обнаружение мощного (достигающего
1038 эрг/с) рентгеновского излучения от таких
звезд WR. Однако недавние наблюдения с борта обсерватории ЭЙНШТЕЙН
показали, что рентгеновское излучение от таких
звезд WR (в том числе и от упомянутых выше HD 50896 и HD 197406) не
превышает 1033 эрг/с, что слишком
мало для аккрецирующих нейтронных звезд или черных дыр. Поэтому
вопрос о природе невидимых спутников в данном случае пока остается
открытым.
Присутствие звезды WR в пекулярной короткопериодической
рентгеновской двойной системе Лебедь X-3 доказало реальность
существования двойных систем
C+WR2,
образовавшихся в результате вторичного обмена масс в массивных ТДС
на стадии с общей оболочкой.
1.5.1 Звезды типа U Близнецов или карликовые новые
Отличительной особенностью данных объектов является
квазипериодическая вспышечная активность с характерными временами
, существенно превышающими орбитальный
период . В настоящее
время известно более 300 объектов данного типа [].
Карликовые новые (звезды типа Близнецов) обычно
различаются по своим фотометрическим характеристикам.
 |
|
Рис. 1.3. Визуальные кривые блеска карликовых новых |
— Объекты типа SS Лебедя
(типичные представители U-Gem, SS-Cyg, BV
Cen, RU Peg, VY Aqr, SS Aur, T Leo, VZ Aquarii и
др.). Отличаются достаточно длительными интервалами покоя
между вспышками (рис. ,а). Продолжительность цикла у
объектов типа SS Aur может
быть различной: приблизительно 43 дня у VZ Aquarii, 57 дней у SS
Aur, 103 дня у U-Gem, 558 дней у ЕX Hya.
— Отличительной особенностью вспышек у объектов
типа SU Большой
Медведицы (TU Men, YZ Cnc, SU UMa, VW Hyi, HT Cas и др.)
является то, что кроме обычных максимумов блеска через 3-10 циклов
наблюдаются так называемые сверхмаксимумы,
отличающиеся более высоким блеском и продолжительностью
(рис. ,б). Обзор звезд типа
SU UMa дан Харлесом [].
— У звезд типа Z Жирафа время
покоя сравнимо со временем вспышки.
Средняя длина цикла составляет 9-40 суток. Но иногда возникают
продолжительные интервалы времени, в течение которых активность
отсутствует (рис. ,в).
Часто выделяют подгруппу карликовых новых, отличающуюся
большой амплитудой вспышек (6-9 звездных величин), их называют
звездами типа WZ Sge. Несмотря на количественные
отличия, между звездами типа WZ Стрелы и типа
SU Большой Медведицы нет
принципиальных различий, и карликовые новые типа WZ Sge
являются предельным случаем звезд типа SU UMa [].
Вне больших вспышек фотометрическое поведение звезд типа U
Близнецов является очень сложным. Выделяют как нерегулярные
флуктуации блеска, так и периодические, обусловленные орбитальным
движением. Следует заметить также, что нет строгой корреляции
между продолжительностью квазипериодических циклов
, амплитудой
переменности блеска и орбитальным периодом .
Помимо наблюдаемого нестационарного поведения светимости у
некоторых карликовых новых удалось проследить динамику внешнего
радиуса диска во время вспышки. Так, например, у
U-Gem в
неактивном состоянии (между вспышками) величина
составляет ,
увеличиваясь до
во время вспышки и затем возвращаясь к
исходному значению. Весьма похоже ведет себя Z Cha и
OY Car . Об интересной детали в поведении
сообщает О’Донахью [] — в самом начале вспышки происходит
резкое кратковременное
уменьшение величины (диск сжимается) и только затем
происходит увеличение размера диска.
Примечания и ссылки
- (де) CF Weizsäcker , « Die Rotation Kosmischer Gasmassen » , Z. Naturforsch. 3а ,1948 г., стр. 524–539.
- (в) ИЛИ Шакур и Р.А. Сюняев , » Черные дыры в двойных системах. Наблюдательный вид » , Астрономия и астрофизика , т. 24,1973, стр. 337-355 .
- (in) Д. Линден-Белл и Дж. Э. Прингл , « Эволюция вязких дисков и происхождение небулярных переменных » , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , Vol. 168,Сентябрь 1974 г., стр. 603-637 .
- (in) Стивен А. Бальбус и Джон Ф. Хоули , « Мощная локальная сдвиговая нестабильность в слабо намагниченных дисках. I — Линейный анализ. II — Нелинейная эволюция » , Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 376, г.20 июля 1991 г., стр. 214-233 .
- , стр. 289.
- Филипп Пажо и Валери Греффо , « Черные дыры: они действительно хозяева космоса », Sciences et Vie ,Февраль 2008 г., стр. 49.
Варианты аккреции и их влияние на внешний вид
Чтобы исследовать изменения поляризации и других наблюдаемых свойств, ученые использовали результаты этих простых систем для обоснования более сложных моделей движения частиц на высоких скоростях и создания смоделированных изображений. Ученые рассмотрели два крайних случая — один, в котором газ, окружающий сверхмассивную черную дыру, представляет собой чистый водород, и другой, в котором это чистый гелий. Команда также исследовала две предложенные модели того, как происходит аккреция газа — одна, в которой вещество образует аккреционный диск, который постоянно подает вещество в черную дыру, и другая, в которой вещество подается случайными всплесками.
Если вы приблизитесь к черной дыре, то гравитационное поле будет настолько сильным, что вы начнете растягиваться вдоль направления, связанного с черной дырой, в явлении, называемом «спагеттификацией».
Авторы обнаружили, что состав газа влияет на наблюдаемую нами поляризацию, причем модель, основанная только на гелии, имеет более упорядоченный характер поляризации. Кроме того, изменение как состава газа, так и метода аккреции (стационарный или случайный) приводит к сложным результатам, включая изменение того, где в диске генерируется излучение. Эти результаты показывают, что присутствие гелия может влиять на электромагнитное излучение, испускаемое черной дырой, предполагая, что будущие модели должны рассматривать состав аккрецированного газа как важную переменную.
1.5.2 Новые звезды
Для новых звезд характерно быстрое увеличение блеска (на 6-13 звездных
величин), яркое состояние держится несколько суток, после
чего начинается спад, длящийся обычно несколько
недель. В
соответствии с характерными временами кривой блеска новой обычно
различают четыре типа:
-
Na — быстрые новые. Подъем
блеска очень крутой (зас). После достижения максимума уменьшение блеска на
происходит не
дольше, чем за секунд. -
Nb — медленные новые. Спад блеска на
занимает больше 100 сут. -
Nc — очень медленные новые. К этой
группе относится, например, упомянутая выше RT Ser. -
Nr — повторные новые, у которых
наблюдаются повторные вспышки, разделенные десятками лет.
Распространено мнение, что все новые в конечном счете
являются повторными.
Обычно через несколько лет после максимума блеска вокруг
новой звезды наблюдается газовая оболочка, расширяющаяся со
скоростью
км/с. Массы оболочек оцениваются в
г. Все это свидетельствует о том, что на звезде
произошел сильный
взрыв, в результате которого система теряет
% своей
массы и излучает энергию эрг.
Снимок сердца Млечного Пути
С первого взгляда новое изображение раскрывает важную информацию о центре нашей Галактики. Благодаря полученным данным ученые подтвердили факт вращения черной дыры и окружающей ее материи. Отметим, что увидеть саму черную дыру на снимке невозможно, так как она абсолютно черная. На ее существование указывает светящийся вокруг дыры газ: темная центральная область окружена яркой структурой, напоминающей кольцо.
Как рассказал журналистам астрофизик из Стэнфордского университета Роджер Блэндфорд (который не принимал участие в исследовании) «Стрелец А*, по сути, голодает, так как вокруг нее вращается не так много материи (по сравнению с черной дырой М87), из-за чего объект выглядит довольно тусклым.
Телескоп горизонта событий (англ. Event Horizon Telescope, EHT) — проект по созданию большого массива телескопов в разных уголках Земли, образующих единый интерферометр
Тем не менее материал крутится вокруг Стрельца A* так быстро, что внешний вид объекта может меняться чуть ли не каждую минуту. Чтобы получить снимок Стрельца А*, исследователям пришлось столкнуться с трудностями и потратить немало времени на создание нового изображения. Напомним, что на сбор и проверку информации о черной дыре М87 понадобилось целых два года, а объем полученных данных огромен.
Спокойная и странная черная дыра
Астрономы называют Стрельца А* необычно спокойным объектом. Как правило черные дыры чрезвычайно активны и поглощают огромное количество газа и пыли, которые мы видим на полученных снимках. Однако черная дыра в центре нашей Галактики периодически ведет себя странно, устраивая мимолетное шоу. Так, 11 апреля этого года рентгеновская обсерватория NASA «Чандра» зафиксировала мощную вспышку рентгеновского излучения, происхождение которой на сегодняшний день неизвестно.
Одной из причин может оказаться взаимодействие между материалом аккреционного диска черной дыры и магнитным полем, окружающим этот небесный объект. Под аккреционным диском ученые понимают большую массу притянутого вещества, которое разогревается до огромных температур.
Аккреционным диском является газовый диск, который образуется вокруг компактных звездных остатков
Астрономы предполагают, что магнитное поле Стрельца A* действует как барьер, не позволяющий черной дыре поглотить большое количество материала, в то время как магнитная блокировка заставляет газ и пыль скапливаться в определенных областях вокруг космического монстра.
Это накопленное напряжение, вероятно, заставляет одну из силовых линий магнитного поля Стрельца А* временно разрываться, высвобождая энергию в космическое пространство и образуя горячий пузырь плазмы. Этот «пузырь» пронизан вертикальными магнитными полями и движется вокруг черной дыры по экваториальной орбите.
Плазменный шар вокруг черной дыры моя появиться в результате рентгеновских вспышек, причины которых на данный момент неизвестны
В завершении отметим, что новые наблюдения подтверждают магнитное происхождение мощных вспышек и дают представление об истинной форме магнитного поля Стрельца A*. Ситуация должна проясниться в самом ближайшем будущем, когда команда EHT получит полное представление о природе этого удивительного объекта. Так что ждем с нетерпением)
Астрофизики впервые измерили магнитное поле «короны» черной дыры
Аккреционный диск вокруг черной дыры в двойной системе V404 Лебедя в представлении художника NASA/Goddard Space Flight Center/Conceptual Image Lab
Астрофизики смогли с большой точностью измерить значение индукции магнитного поля в «короне» аккреционного диска вокруг черной дыры в двойной системе V404 Лебедя, которое оказалось в несколько сот раз слабее, чем ожидалось. Эти данные позволят улучшить физические модели механизмов аккреции в двойных системах. Научная статья опубликована в журнале Science
Двойная звездная система V404 Лебедя является микроквазаром и находится на расстоянии 8 тысяч световых лет от Земли в созвездии Лебедя. Она состоит из двух компонентов — черной дыры с массой в 12 масс Солнца и оранжевого карлика с массой 0,5 массы Солнца, которые вращаются вокруг общего центра масс с периодом в 6,4 дней. Из-за малого расстояния между объектами в системе вещество с нормальной звезды перетекает на черную дыру, вызывая периодические вспышки, видимые в рентгеновском и гамма-диапазонах. Они наблюдались в 1938, 1956, 1989 и 2020 годах, в последнем случае удалось пронаблюдать возросшую активность черной дыры одновременно с нескольких наземных и космических обсерваторий в разных электромагнитных диапазонах.
При перетекании вещества со звезды к черной дыре вокруг последней образуется аккреционный диск. Внутренние слои вещества постепенно тормозятся о внешние за счет трения, переходят на все более близкие к черной дыре орбиты и в конце концов поглощаются черной дырой. Помимо диска при аккреции вещества могут образовываться джеты — потоки частиц, движущихся с субсветовыми скоростями, расположенные перпендикулярно плоскости диска. Однако до сих пор механизмы аккреции и образования релятивистских струй остаются до конца неизученными. Ранее астрономы уже смогли определить местоположение оптического начала релятивистского джета, выбрасываемого из аккреционного диска в системе V404 Лебедя.
Существуют несколько моделей механизмов аккреции и строении аккреционного диска вокруг компактных объектов. По одной из них над относительно «холодным» (с температурой около 106 Кельвин) диском находится оптически тонкая, «горячая» (с температурой более 108 Кельвин) область, называемая «короной» (accretion disk coronae, ADC), которая ответственна за нетепловое излучение. Считается, что «корона» играет большую роль в образовании и подпитке энергией джетов, изменяя конфигурацию силовых линий магнитного поля, а моделирование показывает, что основание релятивистского выброса может находиться именно в ней.
Анализ данных наблюдений за серией вспышек, произошедшей в системе V404 Лебедя в июне 2020 года, позволил с большой точностью определить значение индукции магнитного поля в области «короны». Наблюдения велись при помощи космического рентгеновского телескопа NuSTAR, радиоинтерферометра AMI (Arcminute Microkelvin Imager), камеры ULTRACAM оптического 4,2-метрового телескопа WHT (William Herschel Telescope) и инфракрасного приемника CIRCE, установленного на 10,4-метровом Большом Канарском телескопе. Во время наблюдательной кампании был зарегистрирован необычный резкий спад излучения в широком диапазоне волн — от инфракрасного до рентгеновского, позволивший рассчитать значение магнитного поля, который объясняется «охлаждением» «корональной» области за счет синхротронного излучения.
Данные оптических, рентгеновских, инфракрасных и радионаблюдений активности системы V404 Лебедя 25 июня 2020 года
Yigit Dalilar et al./Science, Vol. 358, Issue 6368
Поделиться
Измеренное усредненное значение индукции магнитного поля в «короне» составило 461±12 Гаусс, что гораздо меньше, по сравнению с другими двойными системами, содержащими черные дыры: от 105 до 107 Гаусс для источника Лебедь X-1 или ~5×104 Гаусс для системы XTE J1550-564. Более низкое значение магнитного поля заставляет пересмотреть используемые модели аккреции, например увеличить размер излучающей области, уменьшить плотность частиц в «короне» или пересмотреть распределение частиц по энергиям. Общая энергия, запасенная в области «короны», сравнима с энергией, излучаемой всей системой за одну секунду (~1037 эрг), что согласуется с наблюдаемыми быстрыми изменениями яркости V404 Лебедя в 2015 году.
Ранее мы рассказывали о том, каким образом сверхмассивная черная дыра в центре Млечного Пути указала на релятивистские эффекты у звезд и как проект «Радиоастрон» получил рекордно четкое изображение релятивистского джета блазара. Про открытие черных дыр на «кончике пера» читайте в нашем специальном материале.
Александр Войтюк
Заключение
Сравнение современных представлений об эволюции ТДС разных типов
с данными наблюдений и их интерпретации приводит к выводу, что
теория в целом правильно описывает эволюцию ТДС. Теория предлагает
новые наблюдательные задачи по исследованию ТДС на разных стадиях
эволюции. В то же время современные наблюдения ТДС и их
интерпретация ставят перед теорией новые задачи, стимулирующие ее
дальнейшее развитие. Это увеличивает наши знания об эволюции ТДС и
об их связи с образованием таких экстремальных объектов, как
нейтронные звезды и черные дыры.
Два достижения в области исследования ТДС на поздних стадиях
эволюции, которые принципиально важны для фундаментальной
физики:
1) надежное свидетельство существования гравитационных
волн в природе, полученное по данным о вековом
укорочении орбитального периода двойного радиопульсара PSR 1913+16;
2) надежные определения масс десяти кандидатов в черные дыры в
рентгеновских двойных системах Лебедь X-1, LMC X-1, LMC X-3, V616
Единорога, V404 Лебедя, Новая Мухи 1991, QZ Лисички, Новая
Скорпиона 1994, Новая Змееносца 1977, Новая Персея 1992. Во всех
этих случаях масса рентгеновского источника превышает
3Mʘ, а его радиус меньше радиуса Земли.
Таким образом, современные наблюдательные данные по
релятивистским объектам в тесных двойных системах согласуются с
предсказаниями общей теории относительности.