Нет ничего проще и сложнее, чем черные дыры

Итак, мы познакомились с физикой черных дыр, с тем, что происходит в их окрестностях и что может происходить внутри самих дыр. Читатель, наверное, согласится с тем, что черные дыры – совершенно исключительные объекты, не похожие ни на что, известное до сих пор. Это не тела в обычном смысле слова и не излучение. Это дыры в пространстве и времени, возникающие из‑за очень сильного искривления пространства и изменения характера течения времени в стремительно нарастающем гравитационном поле.

В предыдущих разделах мы в то же время показали, что черные дыры являются в некотором смысле и очень простыми объектами. Их свойства никак не зависят от свойств сколлапсировавшего вещества, от всех сложностей строения вещества, его атомной структуры, находящихся в нем физических полей, не зависят от того, было ли вещество водородом или железом и т. д. При образовании черной дыры для внешнего наблюдателя все свойства сколлапсировавшего тела как бы исчезают, они не влияют ни на границу черной дыры, ни на что другое во внешнем пространстве, остается только гравитационное поле, характеризуемое лишь двумя параметрами – массой и вращением (как мы уже говорили, присутствие глобального электрического заряда несвойственно небесным объектам). Этим определяются и форма черной дыры, и ее размеры, и все остальные ее свойства. Так что с полной определенностью можно сказать, что нет ничего проще черной дыры: человеческое тело, например, несравненно сложнее, – его двумя числами, как черную дыру, не охарактеризуешь.

По поводу такой удивительной простоты черных дыр американский физик Кип Торн как‑то воскликнул: «Представьте себе, что мы могли бы судить о всех особенностях характера женщины только по ее весу и цвету волос!»

Но и нет ничего более сложного, чем черная дыра, – ведь человеческое воображение даже не в состоянии представить себе, до какой степени происходит искривление пространства и изменение течения времени, что в них возникает дыра. Изучение физики черных дыр позволяет расширить наши познания о фундаментальных свойствах пространства и времени. Как мы увидим в дальнейшем, в окрестности черных дыр возникают, например, квантовые процессы, обнаруживающие сложнейшую структуру так называемого физического вакуума. Еще более мощные (катастрофически мощные) квантовые процессы происходят внутри самой черной дыры (в окрестности сингулярности). Экспериментальное открытие черных дыр в природе было бы чрезвычайно важным для естествознания. Мы смогли бы изучать новые законы, управляющие свойствами пространства и времени в сильных гравитационных полях, новые законы, управляющие движением материи в необычных условиях. Образно говоря, черные дыры – это дверь в новую, широчайшую область нашего познания физического мира.

Но насколько реальны черные дыры? Как мы уже говорили, искусственно их изготовить пока нельзя. Однако возможно, как оказалось, возникновение их во Вселенной естественным путем.

 

Глава 4. Поиски черных дыр

 

 

 

Они должны существовать

То, что знают астрономы об эволюции звезд, приводит к неизбежному выводу: черные дыры должны возникать в конце жизни массивных небесных тел. Как же протекает их эволюция и почему следует столь определенный вывод?

Вещество обычной звезды, подобной нашему Солнцу, находится под действием двух противоположных сил – тяготения, стремящегося сжать звезду к центру, и давления раскаленных газов, стремящихся ее расширить. Их равенство обеспечивает устойчивое состояние звезды. Но горячая звезда непрерывно излучает энергию с поверхности и если бы эта потеря не компенсировалась, то звезда потеряла бы свою тепловую энергию и стала бы сжиматься. Однако этого не происходит, ибо вблизи центра звезды, где температура достаточно велика, идут термоядерные реакции, сопровождающиеся выделением огромной энергии. При этом ядерное «горение» претерпевают сначала водород, гелий, а затем и более тяжелые элементы – углерод, кислород и т. д. Термоядерные реакции и являются источником энергии звезд, которую они излучают в пространство.

С течением времени исчерпывается запас ядерного горючего в звезде. Продолжительность ядерного «горения» – этого активного периода жизни звезд – определяется скоростью потери энергии на излучение и запасами ядерного топлива. И то и другое зависит от массы звезды. Поэтому и продолжительность жизни звезды определяется ее массой. Звезды с массой, равной солнечной, живут около 10 миллиардов лет. Более массивные звезды живут меньше. Так, звезда массой 3 массы Солнца живет один миллиард лет, а звезда массой 10 масс Солнца всего 100 миллионов лет.

Когда исчерпается все ядерное топливо, звезда, продолжая терять энергию на излучение, постепенно сжимается. Если масса ее не превышает массу Солнца более чем в 1,2 раза, то сжатие закончится, когда радиус звезды составит несколько тысяч километров. Плотность вещества при этом может достигнуть 10⁹ г/см³. Такие звезды получили название белых карликов. Они уже давно известны астрономам.

После превращения в белый карлик звезда остывает, практически не уменьшая своих размеров. Давление газа, препятствующее дальнейшему сжатию белого карлика, обеспечивается квантовыми силами, возникающими между достаточно тесно упакованными электронами плазмы, составляющей звезду. Это давление в условиях звезды никак не зависит от температуры ее вещества. Поэтому белый карлик может полностью остыть и превратиться в черный карлик, не изменив своего размера.

Если масса звезды более 1,2 массы Солнца, то в ходе ее сжатия плотность вещества превысит 10⁹ г/см³. При такой плотности возникают ядерные реакции, поглощающие много энергии. Равенство сил тяготения и давления нарушается, и звезда начнет стремительно сжиматься.

В процессе этого сжатия может произойти ядерный взрыв, который мы наблюдаем как вспышку сверхновой. При этом звезда сбрасывает оболочку и превращается в так называемую нейтронную звезду. Силы тяготения сжимают ее настолько, что в центре звезды плотность становится сравнима с ядерной, 10¹⁴–10¹⁵ г/см³.

Нейтронная звезда – это своеобразное атомное ядро поперечником в десяток километров. В такой звезде ядерные частицы – нуклоны – очень тесно прижаты друг к другу. Если ее масса не превосходит две массы Солнца, то нуклонный газ способен квантовыми силами воспрепятствовать дальнейшему сжатию звезды. Таково конечное состояние этой остывшей звезды. Правда, понятие холода к нейтронной звезде совершенно неприемлемо с точки зрения земных представлений. Ведь в столь плотном газе тепло никак не должно сказываться на величине давления, даже если температура газа сотни миллионов градусов. Поэтому‑то, хотя астрофизики часто называют нейтронную звезду холодной, в ее центре температура может достигать сотен миллионов градусов, а на поверхности миллиона.

Долго искали астрономы нейтронные звезды, но безуспешно. И это вполне закономерно. Звезду радиусом 10 километров и с температурой миллион градусов можно увидеть только в самые крупные телескопы, если она к тому же достаточно близка к нам. Дело в том, что излучающая поверхность нейтронных звезд очень мала и они, как правило, испускают видимого света в миллион раз меньше нашего Солнца. Но если мы даже видим нейтронную звезду, остается вопрос, как отличить ее от обычных слабых звезд.

Нейтронные звезды пытались обнаружить по воздействию их тяготения на близлежащие звезды. В тесной двойной системе заметить слабую нейтронную невозможно – она тонет в ярком свете своей соседки. Однако нейтронные звезды имеют такую же массу, как и большинство других звезд. Астрономы стали искать в двойных системах звезды с нормальной массой, но очень низкой светимостью. Однако эти попытки не увенчались успехом.

Открыли нейтронные звезды совершенно случайно в 1967 году английские радиоастрономы спустя 33 года после их теоретического предсказания. Оказалось, что вблизи поверхности нейтронных звезд, которые обладают сильным магнитным полем, есть активные области, излучающие направленные потоки радиоволн. Такая активная область вращается вместе с поверхностью звезды, излучает пучок направленных радиоволн, как вращающийся прожектор. Этот пучок бежит по небу, и, когда попадает на Землю, мы наблюдаем вспышки радиоизлучения, которые происходят через равные промежутки времени, соответствующие периоду вращения звезды. Эти вспышки и зарегистрировали английские радиоастрономы.

Вспышки радиоизлучения пульсаров – как назвали новые космические объекты – следовали с очень коротким периодом (около одной секунды и меньше). Такой период вращения может быть лишь у звезды, поперечник которой не больше нескольких десятков километров. Действительно, столь же быстро вращающаяся звезда с диаметром 1000 километров (например, белый карлик) будет просто разорвана центробежными силами, и только у маленькой нейтронной звезды столь быстрое вращение еще не превышает предела прочности. Так было доказано, что пульсары – это нейтронные звезды.

Пульсар – конечный этап активной жизни звезды не слишком большой массы, меньше примерно двух масс Солнца.

Но в реальной Вселенной звезду окружает межзвездный газ. Он попадает на звезду, разогревается при ударе о ее поверхность и испускает рентгеновские лучи. Если нейтронная звезда входит в двойную звездную систему и из атмосферы второй (нормальной) звезды истекает газ, то он может попадать в поле тяготения нейтронной звезды. В этом случае поток газа и интенсивность рентгеновского излучения становятся особенно велики. Такие «рентгеновские пульсары» также обнаружены в двойных системах.

Итак, существование нейтронных звезд убедительно доказано. Но расчеты показывают, что если звезда после исчерпания ядерного горючего, сжатия и возможных процессов сбрасывания внешних оболочек имеет массу, все еще превышающую критический предел, равный примерно двум солнечным массам, то даже действие огромных сил давления сверхплотного ядерного вещества все же не сможет остановить процесс сжатия, и превращение ее в черную дыру в конце эволюции становится неизбежным.

Правда, иногда высказывалась мысль, что, может быть, массивные звезды в конце эволюции выбрасывают в пространство большую часть своей массы, а остаток, обладающий массой меньше критической, превращается в белый карлик или нейтронную звезду. Но такой путь эволюции большинству ученых представляется крайне искусственным и маловероятным. Поэтому мы приходим к заключению, что черные дыры неизбежно должны возникать на поздних стадиях эволюции массивных звезд.

Могут ли во Вселенной существовать черные дыры другого, незвездного происхождения? Вероятнее всего, да. И мы в дальнейшем познакомимся с этими возможностями, часто весьма интересными и необычайными. Однако выводы о существовании незвездных черных дыр гораздо менее надежны, чем о неизбежности возникновения черных дыр в ходе эволюции массивных звезд. Более того, как мы увидим дальше, по крайней мере одна черная дыра звездного происхождения, вероятно, уже открыта астрономами. Вот почему мы пока отложим знакомство с другими незвездными черными дырами и обратимся к вопросу о поисках черных дыр звездного происхождения.

 

 

Как искать черные дыры?

До начала 60‑х годов, по‑видимому, никто из астрономов серьезно и не пытался искать ни нейтронные звезды, ни тем более черные дыры. Молчаливо предполагалось, что эти объекты слишком эксцентричны и скорее всего представляют собой лишь выдумку теоретиков. О них даже предпочитали не говорить. Иногда глухо упоминалось, что они, может быть, и могли образоваться, но, вероятнее всего, этого не происходит. И во всяком случае, если они есть, то их нельзя обнаружить.

Столь странные объекты нарушали привычную для астрономов картину Вселенной. По поводу черных дыр большинство астрономов вообще с сомнением покачивали головами. Даже общепринятого названия для этих объектов не было. Среди тех, кто не верил в возможность существования черных дыр, был астроном англичанин А. Эддингтон (1882–1944). Путь его в астрономию классический. Он начинал как астроном‑наблюдатель в Гринвичской обсерватории, много занимался вопросами статистики звездных движений. В 1914 году стал директором обсерватории Кембриджского университета, и все его научные интересы сосредоточились на вопросах астрофизики, которая как раз в это время формировалась как самостоятельная наука.

Заслуги его в астрофизике трудно переоценить. Он первым понял основные процессы, которые определяют внутреннее строение звезд, выдвинул важнейшую идею о том, что энергия из глубоких недр звезды к поверхности переносится в основном путем медленного «просачивания» света сквозь непрозрачный газ, а не конвекцией, подобно кипящей воде в кастрюле на плитке. Еще в 1916 году, когда о ядерных реакциях не было и понятия, он показал, что источником энергии в звездах не может быть их постепенное сжатие с нагреванием, как тогда думали, а должны быть какие‑то глубинные превращения материи, которые А. Эддингтон называл субатомными. Он занимался изучением пульсаций звезд, строением их атмосфер и многими другими проблемами астрофизики.

А. Эддингтон одним из первых понял глубину и новизну общей теории относительности. Он руководил экспедицией, которая в 1919 году во время полного солнечного затмения впервые измерила отклонение лучей света в поле тяготения Солнца в полном согласии с предсказанием теории Эйнштейна. Его научные заслуги были общепризнаны: он был президентом Лондонского королевского астрономического общества, президентом Лондонского физического общества, президентом Международного астрономического союза, членом многих академий, в том числе и иностранным членом‑корреспондентом АН СССР.

 

 

И вот этот человек не мог свыкнуться с мыслью о том, что достаточно массивная звезда должна в конце концов потерять устойчивость и испытать катастрофическое сжатие. Как пишет С. Чандрасекхар, А. Эддингтон считал невозможным коллапс звезды, в ходе которого «гравитация станет такой сильной, что удушит излучение», то есть возникнет черная дыра.

По мнению С. Чандрасекхара, резко отрицательная позиция столь авторитетного астронома задержала развитие релятивистской астрофизики на десятки лет. В чем здесь дело? Почему передовой и чуткий ко всему новому ученый не понял и не оценил столь важной идеи?

Наверное, прав советский астрофизик И. Шкловский, сказавший, что А. Эддингтон слишком любил звезды, которым он отдал всю свою жизнь (жизнь одинокого человека, респектабельного старого холостяка). Он построил теорию равновесия и устойчивости звезд, а тут такая катастрофа – коллапс… Этого не может быть, утверждал А. Эддингтон. Природа должна была «изобрести» какое‑нибудь средство, предохраняющее космическую материю от такого жалкого конца! И. Шкловский справедливо заключает: «Не зря говорится, что наши недостатки есть продолжение наших достоинств».

Даже в гораздо более позднее время, в конце 50‑х годов, когда я учился в Московском университете на астрономическом отделении, никто из наших профессоров ни разу не сказал нам, во что превращаются массивные звезды после своей смерти. Может быть, какую‑то роль здесь играло само понятие смерти, о которой не очень‑то хочется и не принято обычно говорить. Вот и смерть звезд была своего рода «запретной темой для обсуждения в приличном обществе».

К тому же и экзотика черных дыр, и сложность понятий общей теории относительности, не бывшей в чести у старшего поколения астрономов, играли свою роль.

Однако в 60‑е годы ряд открытий заставил астрономов изменить свой взгляд на многие процессы во Вселенной. Были открыты активные ядра галактик и квазары, излучавшие энергию более мощно, чем тысячи миллиардов звезд, было обнаружено реликтовое радиоизлучение, оставшееся во Вселенной от первых мгновений начала ее расширения. После всего этого нейтронные звезды и черные дыры перестали казаться столь уж экзотическими объектами. И наконец, в 1967 году, как мы уже писали выше, были открыты нейтронные звезды – пульсары. Наступила очередь черных дыр. Но как их обнаружить? Ведь они не светят и не отражают свет?!

У астрономов, однако, уже был накоплен опыт изучения неизлучающих объектов. Таковы, например, темные пылевые туманности. Они видны как черные пятна на фоне звезд или светящихся газовых туманностей. Но пылевые туманности являются гигантскими по своим размерам объектами, а черные дыры звездного происхождения имеют в поперечнике всего‑навсего десяток километров. И так как они возникают из массивных звезд, то ближайшая черная дыра должна быть расположена от нас на расстоянии порядка нескольких десятков световых лет. Следовательно, видимые угловые размеры такой черной дыры должны составлять 0,00000001 угловой секунды, и увидеть ее как темное пятнышко абсолютно невозможно.

Черная дыра должна отклонять проходящие мимо нее лучи света. Но чтобы этот эффект был достаточно заметен, взаимное расположение источника света (какой‑либо еще более далекой звезды), черной дыры и наблюдателя должно быть подобрано столь специальным образом, что о случайной реализации этого события нечего и думать.

Остается использовать тот факт, что черные дыры обладают массами, равными массам больших звезд, а сами совсем не светят. Именно так подошли к поискам черных дыр в 1964 году советские астрофизики О. Гусейнов и Я. Зельдович. Они предложили искать черные дыры в составе двойных звездных систем, предположив, что есть системы, где одна звезда нормальная и светится, а другая представляет собой черную дыру. Оба объекта должны обращаться вокруг общего центра масс. Но черная дыра невидима, так что видимая компонента будет обращаться как бы вокруг «ничего».

Конечно, увидеть непосредственное орбитальное движение звезды с большого расстояния нельзя ни в какой телескоп. Однако можно использовать специальный метод, широко распространенный в астрофизике. Когда звезда, двигаясь по орбите, приближается к нам, линии в ее спектре смещаются в фиолетовую сторону, а когда удаляется, – в красную сторону. Астрономам давно известны так называемые спектрально‑двойные звезды, двойственность которых была открыта с помощью описанного метода. В спектрально‑двойных системах, состоящих из обычных звезд, если одна звезда движется к нам, а другая – от нас, линии будут смещены в противоположные стороны. Часто наблюдаются и периодические смещения линий в спектре только одной звезды, а линий в спектре второй не видно вовсе. Казалось бы, тут надо заподозрить наличие черной дыры. Однако в большинстве случаев это тривиально объясняется тем, что другая звезда хоть и светит, но заметно слабее первой; свет ее тонет в свете яркой соседки, и только поэтому она не видна.

Советские астрофизики предложили искать потухшие звезды в таких спектрально‑двойных системах, в которых масса невидимого спутника, вычисленная по наблюдаемому движению видимой звезды, оказалась больше массы видимой соседки. Это означало бы, что спутник‑невидимка является не обычной, а потухшей звездой. Ибо если бы спутник был обычной звездой, то, превосходя по массе свою соседку, он и светил бы ярче ее, и не мог бы быть невидим.

Однако потухшая звезда может быть и белым карликом, и нейтронной звездой. Поэтому, чтобы из обнаруженных потухших звезд выделить именно черные дыры, надо было еще доказать, что масса невидимого спутника больше критической массы (две массы Солнца). Как мы уже знаем, масса белого карлика не может превышать 1,2 массы Солнца, а масса нейтронной звезды – 2 массы Солнца. Значит, если масса потухшей звезды больше критического значения и составляет, скажем, 5 солнечных масс, то это может быть только черная дыра.

Следуя этим указаниям, у нас в стране, а затем в США были предприняты поиски черных дыр в спектрально‑двойных системах. Но эти попытки не привели к успеху. Во всех подозрительных спектрально‑двойных системах удалось объяснить невидимость спутника естественным путем, не прибегая к черным дырам. Предложенный способ поиска оказался слишком трудным, так как «черноте», обнаруженной окольным путем, почти всегда можно придумать объяснение, почему она черна. Да и вообще, «невидимость» служит плохим доказательством существования чего‑либо. Это звучит, подобно старой шутке о названии диссертации: «Отсутствие телеграфных столбов и проводов в археологических раскопках как доказательство наличия радиосвязи у древних народов».

Выяснилось к тому же, что указанный способ и в принципе вряд ли мог привести к успеху. Причина этого была связана с особым характером эволюции звезд в тесных двойных системах. Оказывается, в ходе эволюции газ должен перетекать с одной звезды на другую, и в результате первоначально более массивная звезда, заканчивая свою эволюцию и превращаясь в черную дыру, передает часть массы менее массивной. В конце концов оказывается, что видимая звезда обладает массой, большей, чем масса первоначально возникшей черной дыры. У такой двойной системы нельзя определить, почему спутник невидим, – то ли он нормальная звезда, но светится слабее соседки (так как его масса меньше), то ли он – потухшая звезда и может быть черной дырой.

Необходимо было найти такие физические явления, в которых черная дыра проявляла бы себя активно и однозначно. И такое явление было найдено – это падение газа в поле тяготения черной дыры.

В межзвездном пространстве имеются обширные газовые туманности. Если черная дыра находится в такой туманности, газ будет падать в ее поле тяготения. В падающем газе, кроме того, имеется магнитное поле, а в ходе падения развиваются турбулентные движения. Энергия магнитного поля газа в ходе падения должна переходить в тепло. «Нагретые» электроны, двигаясь в магнитных полях, излучают электромагнитные волны. Вблизи горизонта черной дыры вступают в игру эффекты общей теории относительности. Часть излучения захватывается черной дырой. Основная доля излучения, видимая далеким наблюдателем, уходит с расстояния в несколько гравитационных градусов. Так, еще на подлете к черной дыре, до того как провалиться в нее, нагретый газ излучает энергию в окружающее пространство. Может быть, это излучение достаточно для обнаружения черной дыры с большого расстояния?

Общее количество излучения (или, как говорят астрофизики, светимость) зависит от количества падающего газа. В типичных для межзвездной среды условиях светимость газа, падающего на черную дыру, того же порядка, что и светимость нормальных, не очень ярких звезд. Это значит, что найти таким способом черные дыры очень трудно. Они затеряны среди огромного количества слабых звезд Галактики. Правда, в падающем на черную дыру газе турбулентные движения приводят к быстрым колебаниям яркости с продолжительностью вспышек от сотых до десятитысячных долей секунды.

Советский астрофизик В. Шварцман именно таким способом предлагал в конце 60‑х годов искать черные дыры. Он вместе со своими товарищами создал в специальной астрофизической обсерватории АН СССР целый комплекс приборов для этой цели под названием «Многоканальный анализатор наносекундных импульсов изменения яркости», или, сокращенно, МАНИЯ. Название оказалось символичным. Многие годы упорного труда по конструкции, созданию и отладке приборов, пробные наблюдения, наконец, поиски… В. Шварцман долго шел этим путем экспериментатора почти с маниакальным упорством. По ходу дела были выполнены интересные наблюдения разных небесных объектов. Но, увы, черные дыры так обнаружены и не были…

 

 

Черные дыры открыты?

В 1966 году был предложен еще один способ поиска черных дыр. Чтобы его разъяснить, ответим сначала на вопрос – почему светимость газа, падающего в черную дыру, относительно невелика?

Дело в том, что в межзвездном пространстве мала плотность газа, и, следовательно, его мало падает на черную дыру. А могут ли осуществляться в Галактике условия, когда газа падает гораздо больше?

Оказывается, да. Такие условия могут осуществляться, если, например, черная дыра входит в состав очень тесной двойной системы, где вторая компонента является нормальной звездой‑гигантом. В этом случае газ из оболочки нормальной звезды под действием тяготения компаньона будет к нему перетекать мощным потоком. Мы уже говорили об этом процессе, когда обсуждали рентгеновские пульсары в двойных звездных системах.

Газ в такой двойной системе не сможет просто упасть на черную дыру: из‑за наличия орбитального движения он закручивается, образуя вокруг черной дыры диск. Вследствие трения слоев газа происходит его разогрев до температуры 10⁷ градусов (еще до того, как он провалится в черную дыру). При такой температуре газ испускает рентгеновские лучи.

Следовательно, черные дыры следует искать как рентгеновские источники в составе тесных двойных звездных систем, где они могут быть наряду с нейтронными звездами. Такое предсказание было сделано академиком Я. Зельдовичем и мной в 1966 году, вскоре после открытия первых рентгеновских источников. И. Шкловский, сделавший такое же предсказание в 1967 году, построил подробную астрофизическую картину процессов, которые должны происходить в источниках рентгеновских лучей в двойных звездных системах.

Для поиска рентгеновских источников на небе необходим вынос рентгеновских телескопов за пределы атмосферы, а для длительных наблюдений они должны быть установлены на искусственных спутниках (полет ракеты ведь очень непродолжителен). С помощью такого телескопа, установленного на спутнике «Ухуру», были открыты в 1972 году рентгеновские источники в составе нескольких двойных звездных систем. Они‑то и были подвергнуты подробному изучению, в частности, с помощью аппаратуры, установленной на советских спутниках и пилотирующих космических кораблях.

Так началась эра рентгеновской астрономии. Эта увлекательная ветвь науки заслуживает написания отдельной книги, и не одной, но нас сейчас интересуют рентгеновские источники в двойных звездных системах. Среди них были такие, которые строго периодически меняли свою яркость с периодом около секунды. Они заведомо не могут быть черными дырами. Это вращающиеся нейтронные звезды, обладающие магнитным полем, магнитные полюса которых не совпадают с полюсами оси вращения звезды. Газ здесь падает на магнитные полюса вдоль магнитных силовых линий, и в результате возникает направленное рентгеновское излучение. Вращение же делает эти объекты как бы вращающимися рентгеновскими прожекторами. Но у черной дыры, как мы видели, нет каких‑либо активных пятен на поверхности, и она не может приводить к явлению прожектора. Сгустки горячего газа в газовом диске вблизи черной дыры, вращаясь во внутренних областях, могли бы дать периодические вспышки. Однако довольно быстро этот период должен сильно измениться – ведь сгусток не жестко прикреплен к этому чему‑то вращающемуся, – а из‑за трения постепенно приблизиться к звезде (в результате период обращения уменьшается).

Таким образом, черные дыры должны находиться среди рентгеновских источников в двойных системах, не являющихся пульсарами. Отметим прежде всего, что эти источники не могут быть обычными звездами. Ведь для того чтобы газ нагрелся до температуры, достаточной для испускания рентгеновских лучей, гравитационное поле, в котором он движется, должно быть очень велико. Такими полями обладают только компактные (сжавшиеся) «умершие» звезды: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Но как выделить именно черные дыры среди «умерших» звезд?

Мы знаем, что надежным критерием этого является измерение массы. Если масса «умершей» звезды больше критического значения двух солнечных масс, то это черная дыра. Измерить же ее можно по орбитальному движению звезд в двойной системе. И вот оказалось, что из найденных двойных рентгеновских источников по крайней мере один обладает массой, значительно большей критического значения. Этот источник, расположенный в созвездии Лебедя, получил название Лебедь X‑1.

Нормальная видимая звезда в этой двойной системе является массивной звездой с массой около 20 солнечных масс. «Умершая» звезда, из окрестностей которой идет рентгеновское излучение, имеет массу около 10 солнечных масс. Это намного больше критического значения. Многочисленные новые исследования делают этот результат все более надежным. Мы можем поэтому с большой степенью достоверности сказать, что в системе, в которую входит источник Лебедь X‑1, вероятно, открыта первая черная дыра во Вселенной.

Рассмотрим несколько подробнее процессы, происходящие в этой системе. Компоненты двойной звезды обращаются вокруг центра масс с периодом 5,6 суток. Черная дыра массой около 10 солнечных масс притягивает к себе газ из атмосферы «нормальной» звезды‑гиганта массой около 20 масс Солнца. Этот газ закручивается орбитальным движением, а центробежные и гравитационные силы сплющивают его в диск.

Струи газа из‑за трения соседних слоев движутся вокруг черной дыры по сходящейся к центру спирали. Однако скорость движения к центру намного меньше, чем скорость движения по орбите. Только через месяц газ достигает внутреннего, ближайшего к черной дыре края диска. Здесь, как мы знаем, орбитальное движение становится неустойчивым, и газ сваливается в черную дыру.

За все время путешествия в диске газ нагревается трением: в наружных слоях диска его температура всего несколько десятков тысяч градусов, а во внутренних частях – больше 10 миллионов градусов. Общая рентгеновская светимость этого газа в тысячи раз превосходит полную (во всех областях спектра) светимость Солнца. Основная часть рентгеновского излучения, которая наблюдается на Земле, приходит из самых внутренних частей диска радиусом, не превышающим 200 километров. Размер самой черной дыры около 30 километров.

Еще одним важным доказательством того, что рентгеновское излучение в источнике Лебедь X‑1 рождается в очень малой области вблизи черной дыры, являются чрезвычайно быстрые хаотические колебания рентгеновского излучения, происходящие за тысячные доли секунды. Если бы излучающий объект был больше, он бы не мог столь быстро изменять свою яркость.

Таков этот удивительный источник рентгеновских лучей, находящийся от нас на расстоянии около 6 тысяч световых лет.

Со времени открытия источника Лебедь X‑1 прошло больше десяти лет. Он тщательно изучен. Почему же мы столь осторожно говорим о «вероятном» открытии черной дыры?

Предоставим слово американским специалистам Р. Блендфорду и К. Торну. «В обычной ситуации астрономы уверенно приняли бы этот результат, – говорят они, – но, поскольку в данном случае решается судьба первого открытия человеком черной дыры и поскольку твердые заключения иногда разрушаются своевременно не замеченными систематическими ошибками, астрономы проявляют осмотрительность. Пока не будет найдено дополнительное, независимое подтверждающее доказательство – доказательство скорее положительное, чем отрицательное, типа „чем же еще это может быть?“ – они не хотят делать вывод, что Лебедь X‑1 – действительно черная дыра».

За прошедшие годы открыто еще два‑три источника, подобных Лебедю X‑1 и являющихся кандидатами в черные дыры. Но пока лишь кандидатами…

Сколько всего черных дыр в нашей Галактике? И есть ли опасность встречи с одной из них и падения в эту бездну?

Точно ответить на первый вопрос трудно, так как неизвестно, какая часть массивных звезд в конце жизни полностью разрушается в термоядерном взрыве в ходе коллапса, а в какой части их все же остается достаточно массивное ядро, сжимающееся в черную дыру. Большинство астрономов считают, что черных дыр в Галактике должно быть многие миллионы, если не миллиарды.

Что же касается второго вопроса, то читатель, наверное, сам уже ответил на него – опасности случайного столкновения с умершей массивной звездой нет никакой. Ведь звезды столь далеко находятся друг от друга в пространстве, что вероятность их столкновения совершенно пренебрежима. Тем более ничтожна вероятность столкновения с черной дырой, которая гораздо меньше по размеру звезды. К тому же в черные дыры превратилась только очень малая часть всех звезд в Галактике.

 

 

Гигантские черные дыры

До сих пор мы говорили о возникновении во Вселенной черных дыр звездного происхождения. Астрономы имеют все основания предполагать, что, помимо звездных черных дыр, есть еще другие дыры, имеющие совсем иную историю.

Как читатель уже знает, в начале 60‑х годов нашего века были открыты необыкновенные небесные тела – квазары. Эти объекты находятся далеко за пределами нашей Галактики. Они необычайно мощно излучают энергию, их светимость иногда в сотни раз превышает светимость больших галактик. Уже само по себе это крайне интересно. Но астрономы были буквально поражены, когда им удалось установить, что основная энергия в квазаре излучается из области размером меньше одного светового года!

Для сравнения напомним, что поперечник Галактики – сто тысяч световых лет.

Как же удалось установить размеры квазаров? Ведь все они так далеки, что в любой телескоп выглядят как звездочки и непосредственно определить их размеры невозможно.

Советские астрономы Ю. Ефремов и А. Шаров решили эту задачу косвенным путем. Они обнаружили, что квазар может резко менять свою яркость за время меньшее, чем один год. Одновременно к таким же выводам пришли американские наблюдатели. Значит, и размер квазара должен быть меньше одного светового года. В самом деле, если бы он был больше, то свет, вышедший из дальней от нас его части, пришел бы к нам более чем на год позже, чем от ближних частей. Поэтому даже при резком увеличении светимости квазара мы бы видели одновременно свет разной яркости от разных его частей: от переднего края мы видели бы яркий свет, а от дальнего слабее, так как он вышел более чем на год раньше, когда интенсивность квазара еще была слаба. Этот слабый свет смешивается в наших приборах с ярким от переднего края (а порознь их увидеть нельзя!), изменение яркости всего квазара смазывается, оно не резкое, поскольку растягивается во времени.

Значит, несмотря на то, что квазар удивительно маленький – всего лишь в тысячу раз больше, чем Солнечная система, – светит он как десять тысяч миллиардов Солнц! Такого не может быть – единодушно заключили астрономы (я помню эту фразу, сказанную с трибуны семинара одним известным московским астрономом, когда все ломали голову над загадкой квазаров). Но как «не может быть», когда этот «диковинный зверь» был прямо перед глазами астрономов.

Последовал целый каскад гипотез, большей частью экзотических. Известные астрофизики Джефри и Маргарет Бербидж писали тогда: «Существует так много противоречивых идей относительно теории и интерпретации наблюдений (квазаров), что по крайней мере 95 процентов из них неверны».

Сегодня единственным кандидатом, имеющим основание претендовать на роль «основного двигателя» в квазарах, осталась гигантская черная дыра с массой в сотни миллионов солнечных масс. Размер такой дыры – миллиард километров.

В течение прошедших десятилетий выяснилось, что квазары – это необычно активные излучающие ядра больших галактик. Часто в них наблюдаются мощные движения газов. Сами звезды галактики вокруг таких ядер обычно не видны из‑за огромного расстояния и сравнительно слабого их свечения по сравнению со свечением квазара. Выяснилось также, что ядра многих галактик напоминают своего рода маленькие квазарчики и проявляют иногда бурную активность – выброс газа, изменение яркости и т. д., – хотя и не такую мощную, как настоящие квазары. Даже в ядрах совсем обычных галактик, включая нашу собственную, наблюдаются процессы, свидетельствующие о том, что и здесь «работает» мале