Массы черных дыр в двойных звездных системах

Изложены методы и результаты определения масс десяти черных дыр в рентгеновских двойных системах. Совместная интерпретация кривой лучевых скоростей и оптической кривой блеска позволяет надежно обосновать модель двойной системы и корректность определения функции масс оптической звезды $f_{\mathrm v}(m)$. Анализ оптической кривой блеска, обусловленной в основном эффектом эллипсоидальности оптической звезды, позволяет оценить наклонение орбиты~$i$. Использование информации о расстоянии до двойной системы и данных о вращательном уширении линий поглощения в спектре оптической звезды позволяет определить значение отношения масс компонент $q=m_{\mathrm x}/m_{\mathrm v}$. С этими данными из величины $f_{\mathrm v}(m)$ надежно оценивается масса черной дыры $m_{\mathrm x}$ или ее нижний предел, а также масса оптической звезды $m_{\mathrm v}$. Дополнительным контролем является информация о массе оптической звезды $m_{\mathrm v}$, оцениваемой по ее спектральному классу и классу светимости, а также информация об отсутствии или наличии рентгеновских затмений в системе. Исследовано влияние ненулевых размеров оптической звезды, ее грушевидности и эффекта рентгеновского прогрева на форму профилей линий поглощения и кривую лучевых скоростей. Замечательно то, что ни один из десяти известных массивных ($m_{\mathrm x}> 3M_{\odot}$) рентгеновских источников -- кандидатов в черные дыры -- не показывает феномена рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера 1-го типа.