"Важко знайти чорну кішку в темній кімнаті."
Виявити чорну діру непросто. Поки чорні діри знайдені тільки в тісних подвійних системах або центрах галактик. "Побачити" їх вдалося завдяки потужній акреції речовини, що призводить до інтенсивного випромінювання. Одиночну чорну діру зоряної маси поки ніхто не знайшов. А це було б дуже важливо, тому що хотілося б знати чи відрізняються чорні діри в тісних подвійних від своїх одиночних побратимів.
Одиночна чорна діра може "видати" себе через ту ж саму акреції, але тепер доведеться задовольнятися речовиною міжзоряного середовища, а його трохи, тому світність буде дуже маленька, зареєструвати її нелегко. Ще важче - виділити серед безлічі слабких рентгенівських джерел (на оптичне ототожнення розраховувати не доводиться). Значить, потрібно шукати близькі чорні діри, та ще добре б знати де шукати.
Крім акреції можна сподіватися на якісь інші механізми випромінювання, або на ефект гравітаційного лінзування. Для таких пошуків теж непогано мати інформацію про приблизний положенні діри.
Здається, є спосіб істотно звузити простір пошуків близьких одиночних чорних дір.
Відомі т.зв. "Тікають" зірки. Це масивні об'єкти, що мають досить великі просторові швидкості. Причин такої дивної поведінки може бути дві: "викид" зірки зі скупчення за рахунок взаємодії з іншими зірками і розрив тісної подвійної системи після вибуху наднової ( "ефект пращі"). Зупинимося на другому сценарії, запропонованим Блаау, докладніше.
У тісній подвійній системі зірки можуть обертатися навколо центру мас з досить великими швидкостями (сотні км / с). Якщо в результаті вибуху система втрачає більше половини маси (а це цілком можливо, тому що першою вибухає масивніша зірка), то подвійна розпадається. При цьому зірки зберігають орбітальні швидкості і розлітаються в різні боки (в прямому сенсі цього слова!). Крім орбітальної новонароджений компактний об'єкт може придбати т.зв. "Швидкість віддачі", що виникає за рахунок несиметрії вибуху (вперше це запропонував І.С. Шкловський).
У сонячній околиці відомо більше 50 тікають зірок (див. Статтю Hoogerwerf і ін). Велика кількість молодих масивних зірок поблизу Сонця пов'язано з активним звездообразованием в області Пояси Гулда. В останні 30-60 мільйонів років там народилося безліч масивних зірок. До теперішнього часу багато хто з них вже вибухнули як наднові, тому можна очікувати і велика кількість компактних об'єктів в сонячної околиці.
Для деяких з близьких тікають зірок вже запропоновані відповідні компактні об'єкти двійники: пульсар (de Zeeuw і ін.) І радіотіхая нейтронна зірка (F. Walter).
Однак, у 5 тікають зірок маси дуже великі. Це дає підстави припускати, що відповідні їм компактні об'єкти не є нейтронниім зірками, а чорними дірами. Частка таких зірок (5 з 56) знаходиться в хорошому відповідно до оцінки відносного числа нейтронних зірок і чорних дір (10: 1).
При цьому потрібно враховувати, що початкова маса первинної (більш масивною компоненти подвійної) повинна була бути ще більше, тому що першій вибухає масивніша зірка. Крім цього маса вторинної компоненти зараз вже істотно менше Превоначально маси через інтенсивне зоряного вітру, характерного для масивних зірок, таким чином оцінка маси ще зростає.
З одного боку, все це говорить про те, що цю п'ятірку можна викреслити зі списку для пошуку двійників серед радіопульсаров і радіотіхіх одиночних нейтронних зірок. З іншого - дає можливість передбачити, де ж варто шукати поодинокі чорні діри.
Справа в тому, що у чорних дір швидкість віддачі може бути нульовою на відміну від нейтронних зірок, у яких ця швидкість в середньому складає близько 200 км / с і може досягати тисяч! Значить, знаючи напрямок руху тікає масивної зірки, можна сказати в який бік рухається і чорна діра: в протилежну.
Залишаються питання звідки і як довго? Продовжуючи траєкторію втікає зірки назад, можна знайти місце її народження: батьківське скупчення або асоціацію. Розділивши відстань до скупчення на швидкість тікає зірки, можна отримати час, що минув з моменту вибуху.
Т.ч. можна приблизно визначити область простору, де варто шукати поодинокі чорні діри. Можливо, вони вже є в архівних записах супутників ROSAT, CGRO або COS-B. Просто потрібно подивитися в потрібне місце.