Глава 5
Черные дыры во вселенной

В 1960-е и 1970-е годы, прозванные Золотым веком общей теории относительности, в понимании черных дыр произошла настоящая революция. Современное теоретическое представление о черных дырах, описанное в предыдущих главах, было в целом построено именно тогда благодаря математическим достижениям и глубоким прозрениям многих исследователей, среди которых были Джон Уилер, Кип Торн, Вернер Израэль, Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг. В то же самое время астрономы все глубже и дальше вглядывались во Вселенную, используя все более чувствительные оптические и радиотелескопы. Впервые появилось представление о том, как выглядит небо в рентгеновских лучах. Были открыты два новых и в то время казавшихся совершенно загадочными класса астрономических объектов: квазары и рентгеновские двойные системы. Именно там, как мы сейчас думаем, и находятся черные дыры.

Рентгеновская двойная – это звездная система, состоящая из обычной звезды и расположенного очень близко к ней второго, невидимого компаньона, как полагают, белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры. Оба компаньона обращаются вокруг общего центра масс. Считается, что вещество переносится с наблюдаемой звезды на поверхность невидимого компаньона, что и объясняет интенсивное испускание этими системами рентгеновских фотонов.

Но если мы не видим второго объекта, откуда мы знаем, что он там есть? Ответ на этот вопрос дает вызванное орбитальным движением доплеровское смещение длины волны фотонов, рождающихся в атмосфере наблюдаемой звезды. Атомы и молекулы поглощают и излучают фотоны только на определенных длинах волн. Так образуются спектральные линии; каждый атом или молекула отличаются уникальным набором таких линий, при помощи которого присутствие этих атомов можно распознать. Например, натриевые уличные фонари светят ярко-желтым светом, потому что в их излучении преобладают две спектральные линии натрия с длиной волны 589,0 и 589,6 нанометра. Когда астрономы получают спектры звезд, они видят в этих спектрах множество линий поглощения и излучения, порожденных атомами и молекулами в атмосферах этих звезд. Если звезда входит в двойную систему, линии будут периодически демонстрировать попеременно то красное, то голубое смещение, причиной которого является орбитальное движение звезды относительно общего со второй звездой центра масс. Попеременное смещение линий – то же самое явление, которое мы обсуждали в связи с эллипсо-вихревой орбитой в главе 3.

Итак, теперь мы знаем, что рентгеновские двойные – это действительно двойные, хоть мы и видим в них лишь одну звезду. Но откуда нам известно, что в некоторых случаях, таких, например, как Cyg X-1 (яркая рентгеновская двойная в созвездии Лебедь), компаньоном оптической звезды является черная дыра? Что, если, скажет скептик, это просто обычная звезда, но слишком тусклая и потому невидимая с Земли? Ответ на это скептическое замечание оказывается очень простым: для тусклой звезды невидимый компаньон имеет слишком большую массу. Чтобы обосновать этот ответ, нам понадобится привлечь и связать друг с другом некоторые другие наблюдения, законы орбитального движения Кеплера и теорию звездной эволюции. Начнем с наблюдений. Из доплеровских смещений спектральных линий мы можем вывести не только сам факт двойственности звезды, но и подробные свойства ее орбиты. Период колебаний спектральных линий в точности воспроизводит орбитальный период двойной системы. Точные измерения доплеровских смещений в течение одного периода позволяют вычислить эллиптичность орбиты. Амплитуда сдвигов линий дает нижний предел максимальной скорости звезды. (Он будет равен истинной максимальной скорости только в том случае, если мы видим орбиту «с ребра», но наклонение орбиты может быть определено только в очень редких случаях.) Соединяя все эти наблюдательные данные с кеплеровскими законами движения по орбите, мы можем оценить нижний предел суммарной массы обоих компаньонов двойной системы. И если мы сумеем определить массу видимой звезды, то сможем вычислить и массу ее невидимого компаньона. Тут нам на помощь приходит теория эволюции звезд. Она говорит, что если мы знаем температуру поверхности и светимость звезды (и то и другое можно определить непосредственно из наблюдений), то наши представления о звездной эволюции позволяют довольно точно оценить ее массу.

Жизнь звезды определяется противодействующими друг другу силами: направленной к ее центру силой тяготения и направленной вовне силой давления раскаленного газа. Это, вообще-то, верно и для холодных планет, в том числе и для нашей Земли, но в отличие от планет звезды слишком массивны для того, чтобы давление, создаваемое холодным веществом, уравновесило тяготение, по крайней мере на ранних стадиях их жизни. Зарождающаяся звезда представляет собой коллапсирующее (сжимающееся) облако газа, по преимуществу водорода. В процессе сжатия облака давление и температура в его ядре растут до тех пор, пока не начинается термоядерное горение: слияние атомов водорода. При этом выделяется колоссальное количество энергии в форме фотонов и нейтрино, которое продолжает разогревать ядро, и, наконец, тепловое давление становится достаточным для того, чтобы остановить сжатие. Вот в этот момент и рождается звезда. Со стороны это выглядит как достижение звездой состояния равновесия, но химический состав ядра непрерывно меняется по мере того, как водород в нем в процессе горения превращается в гелий. Что происходит в ядре звезды, когда запасы водорода в нем истощаются, зависит от массы звезды. Здесь мы не хотим слишком углубляться в разбор различных возможностей звездной эволюции. Скажем только, что самые массивные звезды (с массой от десяти до ста масс Солнца) проходят через множество фаз равновесия, разделенных моментами сжатия, в процессе которого в ядре каждый раз происходит рост температуры и давления, вследствие чего опять начинаются новые реакции термоядерного синтеза. Это длится до тех пор, пока не образуется ядро, состоящее в основном из атомов железа.

Прежде чем обсуждать, что происходит на завершающих стадиях жизни звезд, мы вернемся к вопросу о том, как знание температуры поверхности и светимости звезды помогает нам определить ее массу. Пожалуй, проще подойти к этому вопросу с другой стороны: если мы знаем массу и химический состав звезды, мы можем вычислить температуру ее поверхности и светимость при помощи уравнений строения звезд. Здесь есть множество технических подробностей, но основные принципы следующие. Чтобы уравновесить силу тяжести, более массивной звезде требуется большее тепловое давление. Поэтому в ее недрах идет более интенсивное термоядерное горение, испускается больше фотонов, и звезда становится ярче. Самая высокая температура достигается в центре звезды, по мере удаления от центра она снижается, а на поверхности становится минимальной. Конкретное значение температуры поверхности звезды зависит от ее строения, но по крайней мере в начальной фазе водородного горения, которую астрономы называют фазой главной последовательности, у более массивных звезд наблюдается и более высокая температура поверхности. А она, в свою очередь, определяет видимый цвет звезды. Таким образом, на основе наблюдений цвета и яркости звезд астрономы могут выполнить обратные вычисления и оценить их массу и химический состав.

Так удалось установить, что в системе CygX-1 находится звезда с температурой поверхности 30 000 кельвинов и массой 20 солнечных масс. При такой высокой температуре эта звезда выглядит голубой (хотя заметить это довольно трудно – она настолько далеко от Земли, что увидеть ее можно только в хороший бинокль или в телескоп). По размеру она по крайней мере вдесятеро больше Солнца и классифицируется как голубой сверхгигант.

По этим данным и по наблюдаемым доплеровским сдвигам спектральных линий астрономы смоделировали орбиту двойной и вычислили из этой модели массу невидимого компаньона: она оказалась равной примерно 15 массам Солнца. Почему же это непременно должна быть черная дыра? Ответ снова дает теория строения звезд. Как мы уже объясняли, за время своей эволюции массивная звезда проходит различные стадии выгорания своего ядерного топлива, и выделяемая при этом энергия обеспечивает давление, необходимое для уравновешивания силы тяжести. Термоядерные реакции идут до тех пор, пока в недрах звезды не образуется ядро из атомов группы железа. Такие ядра наиболее устойчивы; любые дальнейшие процессы ядерного синтеза или распада требуют поступления энергии. На рассматриваемой стадии атомы в ядре звезды полностью ионизованы: все электроны сорваны с орбит и свободно «плавают», образуя специфическое состояние вещества: ферми-газ, или вырожденный газ. Одним из свойств этого вырожденного состояния является то, что даже при нулевой температуре оно может оказывать существенное давление. Для маломассивных звезд типа Солнца давления вырожденного электронного газа достаточно, чтобы поддерживать равновесие ядра, когда прекращается термоядерный синтез (заметим, что у маломассивных звезд это происходит еще до образования в их ядре железа). Такие звезды заканчивают жизнь, превращаясь в белые карлики.

Последние стадии эволюции массивных звезд происходят более бурно. Как только масса железного ядра становится больше так называемого предела Чандрасекара, составляющего примерно 1,4 массы Солнца, давление вырожденного электронного газа становится недостаточным для поддержания равновесия ядра звезды, и оно коллапсирует – обрушивается к центру. Температура и плотность растут с огромной скоростью, и высокоэнергетические фотоны начинают разрушать атомы железа. В этой крайне плотной среде свободные электроны и протоны быстро объединяются, образуя нейтроны, – формируется нейтронный газ. Нейтроны являются фермионами, а значит, они тоже создают давление вырожденного газа, и оно оказывается гораздо выше, чем у газа из вырожденных электронов, – таким высоким, что оно способно остановить коллапс ядра. Происходит это довольно быстро и бурно, в результате чего сквозь всю толщу звезды наружу распространяется мощная ударная волна. Многие подробности всё еще остаются неясными, но в целом астрономы уверены, что именно так начинается то, что в конце концов наблюдается как взрыв сверхновой II типа. В ходе него внешние слои звезды выбрасываются в пространство, но некоторая часть вещества падает обратно на ядро, которое теперь можно назвать прото-нейтронной звездой.

Подобно тому как для массы звездных ядер, равновесие которых поддерживается давлением электронного вырожденного газа, существует предел Чандрасекара, аналогичная предельная масса может быть вычислена и для нейтронного вырожденного газа: ее иногда называют пределом Толмена – Оппенгеймера – Волкова (TOV). Физика ядерного вещества при критических плотностях, существующих в нейтронных звездах, еще не вполне понятна, и поэтому истинное значение предела TOV известно не вполне точно. Из наблюдений нейтронных звезд мы знаем, что оно составляет по крайней мере две массы Солнца. Теория при этом утверждает, что оно не может превышать примерно трех солнечных масс, если сделать разумное предположение о том, что звуковые волны в нейтронной звезде не могут распространяться быстрее скорости света. Если на ядро в результате аккреции свалится достаточно вещества, чтобы масса ядра превысила предел TOV, то прото-нейтронная звезда тоже сколлапсирует. При плотностях выше ядерной могут, конечно, существовать и еще не открытые фазовые состояния вещества, но если скорость звука и в этих состояниях меньше скорости света, то никакое ядро с массой выше трех солнечных не сможет оставаться в равновесии, и тогда общая теория относительности с неизбежностью предсказывает образование черной дыры.

Вернемся к CygX-1. Мы знаем, что масса компаньона около 15 солнечных. Существуют и гораздо более массивные видимые звезды (как раз видимая звезда в системе Cyg X-1 именно такая!), но так как компаньон невидимый, его равновесие не может поддерживаться за счет тепловыделения, как у обычных звезд. Однако 15 солнечных масс – это намного выше предела TOV. И мы поэтому заключаем, что компаньон не может быть ни обычной звездой, ни белым карликом, ни нейтронной звездой, ни вообще каким-либо звездообразным объектом, состоящим из обычного (барионного) вещества. Возможно, это «темная звезда», образовавшаяся из темного вещества? Это вещество должно состоять из гипотетических частиц, которые очень слабо взаимодействуют (или вообще не взаимодействуют) с обычным веществом. Поэтому мы и не можем видеть ее: она слишком слабо взаимодействует с электромагнитным полем, чтобы быть способной порождать достаточно видимых фотонов. Гипотеза темного вещества возникла несколько десятилетий назад как попытка объяснить следующий наблюдательный парадокс: на масштабах размеров галактик и выше наблюдаемые звезды и галактики двигаются так, как если бы на них действовали гравитационные силы гораздо большие, чем те, которые можно объяснить за счет всех известных форм окружающего их вещества: галактик, звезд, пыли, газа, света, нейтрино и т. д. Мы не имеем ни малейшего представления о том, чем обусловлена эта аномальная сила, но по крайней мере на сегодняшний день многие ученые уверены, что всё дело в присутствии некоторой формы темного вещества. Если основываться на этом допущении, то можно пойти дальше и предположить, что темное вещество может конденсироваться и образовывать темные компактные объекты, один из которых и мог бы быть невидимым компаньоном в двойной системе Cyg X-1. Однако сама по себе гипотеза темного вещества не противоречит возможности существования черных дыр (некоторые даже предполагали, что черные дыры и есть форма темного вещества). Чтобы показать, что «темная звезда» теоретически возможна и действительно может претендовать на роль невидимого компонента в системе Cyg X-1, придется принимать еще больше допущений, чем для черной дыры.

Рис. 5.1. Так могла бы выглядеть двойная система типа Cyg X-1, состоящая из звезды и черной дыры.

Звезда может иметь радиус в миллионы километров, в то время как черная дыра, притаившаяся в центре аккреционного диска, самое большее – несколько сотен. Поэтому внутренняя часть диска вокруг самой близкой из возможных устойчивых круговых орбит (где и возникает большая часть рентгеновского излучения) в масштабе этого рисунка показана быть не может. Из внутренних областей диска также может бить струя раскаленного вещества, энергию которого обеспечивает вращение черной дыры.

Есть еще одно, и, может быть, самое убедительное подтверждение предположения, что невидимый компаньон системы Cyg X-1 – черная дыра. Это яркое рентгеновское излучение из окрестностей системы. Хотя видимые звезды тоже излучают некоторое количество рентгеновских фотонов, их далеко не достаточно, чтобы объяснить наблюдаемую рентгеновскую светимость Cyg X-1. Если компаньон – черная дыра, то он расположен достаточно близко к звезде, чтобы захватывать большое количество газа и пыли, переносимых ее звездным ветром. Это вещество обращается вокруг черной дыры в виде толстого аморфного диска. Благодаря вязкости и магнитным эффектам, часть его постоянно мигрирует в направлении черной дыры, пока не достигает самой внутренней устойчивой круговой орбиты (ISCO). Напомним, что в главе 3 уже говорилось, что это ближайшая к черной дыре орбита, на которой любая частица, движущаяся по геодезической, может обращаться вокруг черной дыры, не падая в нее. Для невращающейся шварцшильдовской черной дыры эта орбита находится на утроенном радиусе горизонта событий, но если черная дыра вращается, она может быть и ближе, а в случае вращающейся с максимальной скоростью керровской черной дыры эта орбита практически прилегает вплотную к горизонту событий. После достижения ISCO-орбиты газ быстро падает в черную дыру, которая, таким образом, постоянно подпитывается аккрецией вещества. Диск вокруг черной дыры называется аккреционным. В процессе продолжительной миграции на внутреннюю орбиту газ разогревается – источником энергии для этого служит гравитационная потенциальная энергия, высвобождающаяся по мере приближения газа к черной дыре. Чем ближе газ к черной дыре, тем больше он разогревается, а это означает, что излучаемые им фотоны имеют в среднем более высокие энергии. Самые высокоэнергетические фотоны, следовательно, приходят из окрестностей ISCO-орбиты. Размер этой орбиты связан с массой черной дыры, а это значит, что энергия фотонов, излученных аккреционным диском, несет информацию о размере черной дыры. Для черных дыр с массой в несколько солнечных масс, таких как та, что предположительно находится в системе Cyg X-1, эта энергия соответствует рентгеновскому диапазону. Более того, нерегулярный приток вещества в диск может обусловить изменения яркости рентгеновского потока, называемые квазипериодическими осцилляциями, и самая короткая шкала времени этих осцилляций соответствует орбитальному периоду частиц на ISCO-орбите. Для черных дыр звездной массы эта переменность имеет порядок величины в несколько сотен герц (что соответствует временной шкале в несколько миллисекунд), что и наблюдается в системе Cyg X-1 и многих других рентгеновских двойных системах, где, предположительно, тоже есть черные дыры.

Как ни прост ответ на вопрос, почему компаньон в системе Cyg X-1 является черной дырой (у него слишком большая масса, чтобы он мог ею не быть), этот ответ, как мы уже видели, опирается на длинную цепь теоретических аргументов. Некоторые из них довольно хорошо подтверждаются наблюдениями и экспериментами (звездная эволюция при плотностях ниже ядерных), другие выглядят несколько неопределенно (природа вещества при ядерных плотностях), а один аргумент в высшей степени правдоподобный, но полностью спекулятивный (что не существует массивных, компактных «звезд» из темного вещества, излучающих в рентгеновском диапазоне). Поэтому более консервативным утверждением было бы то, что наблюдаемые свойства рентгеновских двойных больших масс наподобие Cyg X-1 хорошо описываются моделью с черной дырой и что никто пока не предложил альтернативного объяснения свойств таких систем в рамках общепринятых и хорошо проверенных теорий. И до 14 сентября 2015 года это был, пожалуй, самый хороший аргумент в пользу физической реальности черных дыр, какой только можно было придумать. Но в тот день все изменилось: установка LIGO зарегистрировала слияние двух черных дыр. Наука никогда не может дать стопроцентно однозначного толкования явлений такого рода, но наблюдение гравитационных волн от этого слияния с очевидностью лишает силы все негравитационные теоретические аргументы, которые могли бы использоваться для объяснения случая Cyg X-1 (или квазаров, о которых мы собираемся поговорить ниже), и может основываться только на свойствах общей теории относительности в вакууме. Мы более подробно расскажем об этих исторических наблюдениях, результатом которых стало ни больше ни меньше как рождение новой ветви астрономии, в главе 6.

Во Вселенной есть и другая популяция черных дыр, свидетельства существования которой постепенно накапливались с конца 1960-х. Это черные дыры, вначале ассоциировавшиеся с квазарами. Слово «квазар» появилось незадолго до этого. Оно происходит от термина «квазизвездный объект», что в то время просто значило: «мы не знаем, что это такое, – какая-то очень яркая штуковина, похожая на звезду». Сейчас мы считаем, что квазар – это разновидность активного галактического ядра (active galactic nucleus, AGN): небольшой области в центре галактики вокруг огромной черной дыры. Эта область заполнена веществом, которое испускает мощные потоки излучения, вливаясь по спирали в черную дыру. Квазары очень яркие и очень далекие: до них многие миллиарды световых лет. Чтобы представить себе, насколько это далеко, подумайте просто о том, что поперечник нашей Галактики около ста тысяч световых лет, а один световой год – это чуть меньше десяти триллионов километров. Квазар гораздо ярче целой галактики, содержащей миллиарды звезд. Считается, что черные дыры в центрах квазаров имеют массу от нескольких миллионов до нескольких миллиардов масс Солнца, поэтому их называют сверхмассивными. Таким образом, можно сказать, что квазары – явление гораздо более грандиозное, чем даже первое зарегистрированное приемником LIGO слияние черных дыр, в результате которого черные дыры с общей массой всего около 65 солнечных выплеснули в ходе своего столкновения энергию, эквивалентную всего-навсего трем солнечным массам. Правда, эта энергия выделилась всего за несколько десятых долей секунды. Вообразите, что могло бы случиться, если бы слились две сверхмассивных черных дыры!

Как и тогда, когда мы говорили о рентгеновских двойных, мы должны проявить осторожность, думая о том, насколько уверенно мы можем утверждать, что ядра квазаров являются черными дырами. Это утверждение восходит к 1969 году, когда британский астрофизик Дональд Линден-Белл понял, что единственный способ объяснить фантастическую светимость AGN – это предположить, что источником их энергии являются черные дыры. Правда, он употреблял забавное выражение «горловина Шварцшильда» вместо термина «черная дыра», предложенного за несколько лет до того Джоном Уилером. Идея Линден-Белла для объяснения излучения квазара была все той же, что и для рентгеновской эмиссии источника Cyg X-1: аккреционный диск.

Отличие AGN состоит в том, что черные дыры в них гораздо больше, чем в двойных системах, поэтому пик светимости аккреционных дисков достигается на соответственно более длинных волнах. В результате AGN имеют наибольшую яркость в радио и оптическом диапазонах спектра. Большой размер объясняет также и наблюдаемую переменность излучения квазаров на шкале времени от минут до часов: она имеет ту же природу, что и миллисекундные квазипериодические осцилляции, наблюдаемые у Cyg X-1, а более длинные периоды связаны с тем, что у сверхмассивных черных дыр гораздо большие радиусы ISCO-орбит. Аккреционные диски вокруг сверхмассивных черных дыр состоят из газа и пыли, поступающих из окружающего их внутригалактического пространства, а иногда и из случайных звезд, неосторожно подошедших слишком близко к черной дыре и разорванных на части мощными приливными силами вблизи ее горизонта. В целом количество вещества, поглощаемого черной дырой из ее аккреционного диска, может достигать десятков или даже сотен солнечных масс в год. Именно аккреционные диски, а не сами черные дыры испускают свет. Они – маяки ранней Вселенной: ведь свет, который доходит к нам от них, был испущен миллиарды лет назад.

На первый взгляд может показаться удивительным, что какой-то аккреционный диск может давать достаточно энергии для того, чтобы квазар мог затмевать своим сиянием все остальные звезды галактики, вместе взятые.

Источник этой энергии – гравитационная потенциальная энергия вещества, обращающегося по орбите вокруг черной дыры. Это та самая потенциальная энергия, с которой мы каждый день сталкиваемся на Земле. Например, именно ее преобразуют в электрический ток гидроэлектростанции. Вода, падающая с большой высоты, отдает свою гравитационную потенциальную энергию, которую электростанции преобразуют в то самое электричество, что заставляет светить наши настольные лампы. В квазарах происходит нечто похожее, только энергия, которую они производят, в миллион триллионов триллионов раз больше той, которую вырабатывает крупная гидроэлектростанция. Когда мы говорим о черных дырах, количество потенциальной энергии, которая может превращаться в другие формы энергии при падении вещества с большого расстояния на ISCO-орбиту, удобно характеризовать как долю потенциальной энергии от общей энергии, соответствующей массе покоя (E = mc²) этого вещества. Эта величина зависит от вращения черной дыры, так как от него зависит положение ISCO-орбиты. Для невращающейся черной дыры она составляет 6 %, возрастая до 42 % для максимально быстро вращающейся. Это огромный процент! Ведь, например, потенциальная энергия воды, падающей с высоты 100 метров, составляет триллионную долю процента от ее общей энергии, соответствующей массе покоя. Наиболее эффективный доступный нам сегодня источник энергии – энергия распада ядер урана в ядерных реакторах. Если полностью использовать все урановое топливо в реакторе, эквивалент выделившейся энергии составит менее 0,1 % массы покоя урана. И все же энергия, выделяемая аккреционным диском, составляет лишь небольшую долю теоретически возможной для черной дыры. Считается, что большинство AGN «работают» с эффективностью, близкой к максимально возможной, но все-таки не равной ей. Главная причина этого вот в чем: когда газ нагревается и начинает излучать гигантскую энергию, тепловое давление в нем становится достаточно большим, чтобы противодействовать центростремительному потоку газа. В результате часть его выбрасывается наружу, образуя подобие звездного ветра.

Когда концепция черных дыр окрепла и астрономы начали соглашаться с тем, что эти объекты могут объяснить природу квазаров, возник естественный вопрос: не могут ли сверхмассивные черные дыры находиться в центрах и тех галактик, которые не имеют активного ядра? Первым такую возможность предположил Линден-Белл в своей статье 1969 года. Такие черные дыры можно было бы назвать «спящими» в том смысле, что вокруг них нет большого количества газа для формирования мощного аккреционного диска, и поэтому они не могут быть такими же яркими, как AGN. В близлежащих галактиках можно измерить доплеровские смещения линий в спектрах звезд, расположенных близ ядер этих галактик. Полученные из этих измерений данные о динамике орбитального движения звезд показывают, что в центральных областях практически всех крупных галактик действительно есть сверхмассивные черные дыры. Это, конечно, верно и для нашего Млечного Пути, центр которого находится достаточно близко к нам, чтобы в его окрестности можно было измерить движение звезд. Из этих измерений получается, что черная дыра в центре нашей Галактики имеет массу примерно в четыре миллиона масс Солнца. На шкале масс сверхмассивных черных дыр это значение ближе к ее нижнему концу, но все же согласуется с размером Млечного Пути (в бóльших галактиках обычно находятся и бóльшие черные дыры). Положение этой черной дыры совпадает с ярким радиоисточником Стрелец A* (или Sgr A*) в созвездии Стрельца. По-видимому, излучение источника Sgr A* порождается аккреционным диском вокруг черной дыры, но по сравнению с обычным AGN Sgr A* выглядит тусклым – наша черная дыра «спит».

В отличие от механизма происхождения черных дыр звездных масс, механизм образования сверхмассивных черных дыр пока неясен – на этот счет не существует общепринятой теории. Одна из возможностей заключается в том, что они зародились в результате коллапса первого поколения массивных звезд, образовавшихся спустя несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва (который произошел почти 14 миллиардов лет назад). Первоначальная масса этих черных дыр, должно быть, достигала от десяти до ста солнечных. Но после того как они оказывались в центрах новообразованных галактик, они должны были расти за счет аккреции газа и слияний с другими черными дырами. Трудность этой гипотезы вот в чем: как объяснить наблюдения некоторых очень далеких квазаров, свет от которых, регистрируемый нами сейчас, был излучен всего примерно через миллиард лет после Большого взрыва? Из этих наблюдений следует, что в эту эпоху сверхмассивные черные дыры уже существовали, и значит, гипотеза аккреции/слияния каким-то образом должна объяснить, как они успели вырасти до таких размеров за столь космологически короткое время: каких-то несколько сотен миллионов лет. Другая гипотеза предполагает, что зародыши современных сверхмассивных черных дыр появились во Вселенной в гораздо более раннюю эпоху (или даже и вовсе в ходе того, что мы называем Большим взрывом, а может, и еще раньше). Этот гипотетический класс черных дыр называется первичными черными дырами. В настоящее время нет ни убедительных теоретических механизмов их образования, ни наблюдательных подтверждений их существования.

Рис. 5.2. «Тень» черной дыры. В теории тяготения Ньютона (вверху) лучи света, выходящего из диска вокруг массивного объекта, не искривляются. В этом случае мы видим неискаженное изображение доступной взгляду части диска. Вокруг черной дыры (внизу) кривизна пространства-времени настолько велика, что лучи света сильно искривляются – настолько, что мы видим все части диска, включая те, что находятся за черной дырой. Траектории нескольких из этих световых лучей показаны внизу справа, что позволяет построить изображение, приведенное внизу слева.

Мы закончим эту главу кратким упоминанием одного увлекательного астрономического проекта. Он называется «Телескоп горизонта событий», и в его рамках сделана попытка получить изображения так называемой тени сверхмассивной черной дыры в центре нашей Галактики. Кроме того, с ним планируются наблюдения черного монстра массой более чем в миллиард Солнц в галактике M87, которая расположена относительно близко к нам: на расстоянии всего немногим более 50 миллионов световых лет. Эти две черные дыры выбраны для наблюдений потому, что из всех известных черных дыр их шварцшильдовские радиусы имеют самые большие угловые размеры на небе. Для черной дыры в Sgr A* это объясняется тем, что она находится очень близко к нам (относительно, конечно), а для дыры в M87 – тем, что она такая огромная. Телескоп горизонта событий представляет собой группу больших радиотелескопов, разбросанных по всему земному шару и работающих как единый инструмент. Это позволяет реализовать что-то вроде измерения параллакса: одновременно регистрируя на разных телескопах радиоволны от одного и того же источника в рамках метода, называемого интерферометрией, можно достичь такого углового разрешения, какое было бы у телескопа размером с весь земной шар. Поэтому такие интерферометры способны разглядеть у космических объектов крайне мелкие детали, что и необходимо, если мы хотим увидеть окрестности горизонта черной дыры! Например, угловые размеры горизонта событий источника Sgr A* составляют всего 6 наноградусов. Пытаться рассмотреть такие детали – все равно что различить в телескоп цифры на поверхности серебряного доллара, лежащего на поверхности Луны! Правда, интерферометрические методы не способны обеспечить составному телескопу ту же светособирающую силу, которую имел бы гипотетический телескоп размером с Землю (мы можем использовать только тот свет, который собрали все антенны наших индивидуальных телескопов, вместе взятые). Но для целей, которые мы преследуем, наблюдая Sgr A* и M87, именно разрешающая сила наиболее важна. Конечно, наши телескопы не смогут «увидеть» ни одной из самих черных дыр. Но зато они смогут зарегистрировать свет, выходящий из вихрящихся вокруг них аккреционных дисков. Этот свет (большая его часть) будет следовать геодезическим пространства-времени черной дыры. Но, как мы видели в главах 3 и 4, очень близко к горизонту сворачивание пространства-времени столь сильно, что траектории фотонов будут крайне искривлены, а некоторые из фотонов, прежде чем отправиться к нам, даже опишут несколько оборотов вокруг черной дыры, вблизи ее светового кольца. В результате аккреционный диск будет выглядеть довольно сильно искривленным. Внутренняя круговая часть его изображения, соответствующая области, в несколько раз превышающей размер радиуса Шварцшильда, будет казаться темнее (назовем это «тенью»), за исключением яркого ободка, отмечающего положение светового кольца. Если мы смотрим на аккреционный диск с ребра, ближняя к нам часть диска будет пересекать его «тень». Кроме того, над и под тенью мы, по сути, сможем увидеть часть диска позади черной дыры – снова оттого, что в процессе выхода наружу фотоны движутся по изогнутым траекториям.