Гравитационные двигатели

Открытие активных галактик изменило астрономию. До этого считалось, что Вселенная состоит из звезд и газа, собранных гравитацией в галактики, которые тихо разлетаются все дальше друг от друга по мере расширения Вселенной. Однако, когда выяснилось, что ядерные области некоторых галактик выбрасывают громадную энергию во всем электромагнитном спектре, изменилось наше понимание структуры галактики. Это открытие повлекло за собой и новые вопросы. Как в центре галактики образуется и растет сверхмассивная черная дыра? Есть ли свидетельства того, что сила гравитации может создать такие ослепительные объекты, как квазары?

Первые ответы пришли откуда не ждали — из центра нашей собственной Галактики.

Напомню, что черные дыры — это гравитационные машины. Они преобразуют гравитационную потенциальную энергию в лучистую. Иными словами, черные дыры создают свет из вещества. Ускоряясь в направлении горизонта событий, материя производит высокоэнергетическое электромагнитное излучение. Эффективность этого процесса в десятки раз выше, чем у реакции термоядерного синтеза, снабжа­ющей энергией звезды, в том числе Солнце. Эти астрономические объекты, будучи воплощением темноты, возможно, являются ярчайшими во Вселенной среди объектов сопоставимой массы.

Большая черная дыра по соседству

Зевс был распутником, он сходился как с богинями, так и земными женщинами. Его сын Геракл был рожден от смертной, но отец приложил младенца к груди своей божественной супруги Геры, пока та спала. Проснувшись, Гера пришла в ярость и вырвала сосок изо рта ребенка. Молоко расплескалось по всему небу. Поэтому мы называем неровную полосу света, олицетворяющую нашу звездную систему, Млечным Путем — или «галактикой», что на греческом означает «молоко».

Более 400 лет назад Галилей навел примитивный телескоп на светящуюся дымку Млечного Пути и увидел мириады бледных звезд. Теперь мы знаем, что Млечный Путь выглядит как лоскутное одеяло из-за космической пыли, которая делает свет звезд красным и тусклым. Темные фрагменты не говорят о том, что звезды на этих участках отсутствуют — просто в этих местах они затемнены. Свет, идущий до нас из центра Галактики, с расстояния около 27 000 световых лет, почти полностью перекрыт. К нам пробивается только один из триллиона фотонов. С тем же успехом мы могли бы смотреть на закрытую дверь.

Карл Янский, отец радиоастрономии, в 1933 г. доказал, что радиоизлучение Млечного Пути достигает максимума в созвездии Стрельца. Это согласуется с наблюдением Уиль­яма Гершеля: в Стрельце находится самый плотный участок нашего «города звезд». Пыль не действует на радио­волны. Однако простая радиоантенна Янского не могла точно определить положение источника радиосигналов. В 1974 г. Брюс Балик и Роберт Браун прибегли к методу интерферометрии с очень длинной базой и доказали, что радиоисточник в центре нашей Галактики является очень маленьким объектом. Недавние наблюдения говорят о том, что это самый компактный радиоисточник в небе (илл. 27). Он не похож на другие два источника, найденные в ранних исследованиях. Стрелец А* имеет ту же радиояркость, что Дева А и Лебедь А, но Дева А (М87) — это активная эллиптическая галактика на расстоянии 54 млн световых лет, а Лебедь А — деформированная галактика в 750 млн световых лет. Центр Млечного Пути в миллионы раз менее мощный, чем эти две прототипичные радиогалактики, и, видимо, природа этого явления совсем иная.

Что за радиоисточник может быть таким слабым? В 1974 г. молодой теоретик из Кембриджского университета Мартин Рис предложил объяснение в статье о черных дырах, которая осталась незамеченной. Он утверждал, что массивная черная дыра может быть темной, потому что не поглощает материю, и первым предположил, что звезды, движущиеся по ближним орбитам, подвергаются ее влиянию, — и это способ ее обнаружить.

Спустя некоторое время технологии дозрели до этой идеи. Пыль между нами и центром Галактики стала первой проблемой. Частицы пыли эффективно поглощают и рассеивают свет, но значительно слабее взаимодействуют с фотонами большей длины волны. Стоило переключиться с видимого света 0,5 мкм на волны почти инфракрасной части спектра 2 мм, как затемнение центра Галактики от триллиона раз снизилось до двадцати. Теперь мы не смотрели на закрытую дверь, а вглядывались через дымчатое стекло. Инфракрасные датчики придумали в 1970-х гг. в физических лабораториях, и в них имелся только один элемент — пиксель, поэтому, чтобы получить изображение, приходилось методично водить телескопом по сетке неба. Датчики были дорогими, капризными и ненадежными — как итальянский спорткар. К середине 1990-х гг. стали использоваться первые мегапиксельные матрицы, и цифровая инфракрасная астрономия выросла до полноценной науки — с оптической астрономией этой случилось на 15 лет раньше.

Второй проблемой оказалась высокая плотность звезд — из-за нее изображения накладывались друг на друга или сливались. Представьте 10 млн звезд в пределах нескольких световых лет от центра Млечного Пути. Эта плотность в 50 млн раз выше, чем в окрестностях Солнца. Если бы мы жили там, то ночное небо представляло бы собой ослепительное зрелище. Миллионы звезд сияли бы в сотни раз ярче полной Луны; под звездным небом можно было бы читать газету. Однако, в такой обстановке практически невозможно заниматься оптической астрономией. Хуже того, под большим вопросом была бы жизнь на планетах. Взрывы сверхновых были бы обычным делом и могли происходить в непосредственной близости, то есть уничтожать все живое. Частое взаимодействие звезд нарушало бы стабильность планетных систем, и планеты выбрасывало бы в открытый космос. Помехи движению кометных облаков на периферии солнечных систем приводили бы к столкновениям и массовым вымираниям биологических видов намного чаще, чем это происходило на Земле. Мы находимся на тихой окраине Млечного Пути — и должны быть благодарны за это.

Соединение двух технологий — массивов детекторов ИК-излучения и методов увеличения резкости астрономических изображений — позволило поставить увлекательный эксперимент. Делаем максимально четкие инфракрасные изображения центра Галактики. Находим звезды в пределах нескольких световых лет от компактного радиоисточника, движущихся настолько быстро, чтобы иметь возможность наблюдать их перемещение от года к году. Затем используем их орбиты, чтобы вычислить массу в центральной области нашей Галактики.

Первой этот эксперимент поставила исследовательская группа из Института Макса Планка возле Мюнхена. Она использовала 3,5-метровый телескоп в Чили, построенный специально для создания идеально четких снимков. Через два года группа Калифорнийского университета в Лос-­Анджелесе начала такой же эксперимент с помощью только что построенного десятиметрового телескопа обсерватории Кека на Гавайях — самого большого в мире. Обеим группам пришлось решить проблему нечетких изображений, причиной чему была земная атмосфера. Если вы посмотрите на звезду в телескоп из идеального места для астрономических наблюдений, то увидите яркое светящееся ядро, хаотически пляшущее и трепещущее в окружении вспыхивающих и исчезающих пятнышек света. Эти пятнышки вызываются быстрыми изменениями плотности воздуха и температуры в верхних слоях атмосферы Земли, которая искажает свет, делая изображение размытым и рваным. При фотографировании с длинной выдержкой световые пятнышки нивелируются, и звезда выглядит ровной, но нечеткой. Короткая выдержка «замораживает» атмосферу. Ученые обрабатывают, сдвигают и накладывают эти изображения друг на друга, получая намного более четкую фотографию, но это очень кропотливый и медленный процесс. Нужно проанализировать и наложить друг на друга тысячи изображений, каждое с выдержкой в десятые доли секунды, чтобы получить единственную четкую фотографию.

После нескольких лет использования такого трудоемкого метода ученые выделили несколько десятков звезд в области их высокой концентрации и отследили их движение по эллиптическим орбитам (илл. 28). Данные по каждой звезде использовались для оценки массы, которая отвечает за групповые перемещения звезд.

Обе группы исследователей пришли к одному и тому же поразительному выводу: некоторые звезды, находящиеся ближе к центру Галактики, движутся быстрее 130 км/с, а предполагаемая масса в нескольких центральных световых годах Галактики в миллионы раз больше массы Солнца. Однако ничего похожего на звездный свет в подобных количествах из этой области не исходило. Даже гипотеза о плотном скоплении тусклых звезд не смогла объяснить такую концентрацию массы в центре, учитывая порядок величины. Возможен был только один ответ: одиночный компактный темный объект в миллионы солнечных масс. Сверхмассивная черная дыра находилась в шаге от нашего дома.

Звезды на краю бездны

Как писал Роберт Фрост: «Мы танцуем по кругу и гадаем, а Тайна сидит в центре и знает». Природа ревниво охраняет свои секреты, и, чтобы пролить на них свет, нужны настойчивость и решимость. Поиск доказательств массивной черной дыры в центре Млечного Пути стал примером яростного соперничества в астрономии.

Одну сторону в этом состязании представлял Райнхард Генцель. Рыжеволосый здоровяк, краснолицый и усатый, Генцель являлся директором Института внеземной физики общества Макса Планка в немецком Гархинге, занимая одну из самых завидных должностей в астрономии. Директоров различных институтов Макса Планка назначает элитная научная организация Германии — Общество Макса Планка, и должность сохраняется пожизненно. Они получают абсолютную власть над всей иерархической системой и могут использовать ресурсы крупной организации на исследовательские цели по собственному выбору. Генцель был назначен директором всего в 34 года, его группа первой опубликовала результаты исследования центра Галактики и заявила о наличии там темного компактного объекта.

Другую сторону в гонке возглавила Андреа Гез. Уроженка Нью-­Йорка итальянского происхождения, она в четырехлетнем возрасте объявила матери, что хочет стать первой женщиной на Луне. Вместо этого Андреа Гез стала астрономом, получив научные степени в Массачусетском технологическом институте (МТИ) и Калтехе. Уже в 29 лет она стала доцентом Калифорнийского университета в Лос-­Анджелесе, впервые получив возможность посмотреть на центр Галактики при помощи телескопа «Кек» на Гавайях. На следующий год Андреа Гез вернулась в ту же обсерваторию и увидела, что за короткий промежуток времени звезды переместились: «Если там черная дыра, они должны были весьма существенно сдвинуться. И в тот первый год мы с легкостью могли заметить, что звезды сдвигались — это привело нас в трепет. Думаю, отказ инструмента в начале ночи только усилил наше волнение. Очень трудно получить время в обсерватории Кека — возможно, вам выделят лишь несколько ночей в год. <…> И вдруг все заработало — уже почти перед заходом центра Галактики. После захода мы ничего бы не увидели, но мы получили изображение».

В астрономии случаются и моменты открытий, и периоды многолетнего скрупулезного сбора данных и медленного приближения к окончательному доказательству. В этом случае обе исследовательские группы, возглавляемые соответственно ученым с неограниченными возможностями и женщиной — стремительно восходящей звездой, знали, где и что именно нужно искать. Успех зависел от упорства и тщательности в разработке методики эксперимента.

В начале 2000-х гг. немецкая группа перешла с 3,5-мет­рового телескопа на 8,2-метровый «Очень большой теле­скоп» (Very Large Telescope, VLT), за который отвечает Европейская южная обсерватория в Чили. В середине 2000-х гг. обе группы начали использовать адаптивную оптику — важнейшую инновацию, которая изменила современную астрономию: теперь ученые могли «обманывать атмосферу» и получать изображения настолько четкие, насколько позволял дифракционный предел использовавшихся ими больших телескопов. Благодаря этой технике создаваемые атмосферой размытые и искаженные изображения сразу же компенсируются гибким вторичным зеркалом. Свет мощного лазера заставляет светиться атомы в верхней атмосфере выше тех слоев, где возникают турбулентные потоки. Мельчайшие отклонения фронта световой волны измеряются со скоростью в сотни раз в секунду, а команды на корректировку передаются механическим приводам в задней части вторичного зеркала.

Адаптивная оптика позволила ученым применить законы Кеплера к звездам, наблюдаемым в центре Галактики, — движущимся словно рой разъяренных пчел. За одной звездой следили на протяжении всей ее 16-летней орбиты. Астрономы также наблюдали процесс разрыва звезды или газового облака на части при попадании в зону сильной гравитации. Вероятно, вещество, поглощенное черной дырой, вызвало серию рентгеновских вспышек в 2014 г. Пользуясь законами Кеплера, ученые вывели массу объекта, вызывающего движение этих звезд. Американская и немецкая группы боролись за почетный приз. Тем временем радиоастрономы доказали, что радио­источник не превышает предполагаемого размера горизонта событий. Расчетная масса оказалась в 4,02 млн раз больше массы Солнца с погрешностью всего 4%. Поскольку такие расчеты теперь возможны, у ученых больше нет необходимости в употреблении слов «кандидат» и «гипо­тетический» при работе над научными статьями. Существование сверхмассивной черной дыры получило неопро­вержимое доказательство.

Темное ядро в каждой галактике

Квазары встречаются чрезвычайно редко — в миллион раз реже нормальных галактик. В среднем, чтобы найти один квазар, приходится обследовать область пространства со стороной в миллиард световых лет. После открытия активных галактик астрономы заинтересовались, проходит ли активную фазу каждая галактика? Блестящий молодой теоретик из Англии высказал важную догадку.

Дональд Линден-­Белл имел самые разносторонние интересы. Прежде чем обратить внимание на квазары, он занимался гидродинамикой, эллиптическими орбитами звезд в галактиках, отрицательной теплоемкостью и гравитационным эффектом бурной релаксации. В пророческой статье 1969 г. Линден-­Белл пришел к следующему умозаключению: квазары имеют активные периоды и редко бывают очень яркими. По его оценкам, широко распространены мертвые квазары и ближайший может быть менее чем в 10 млн световых лет от нас (всего в четыре раза больше расстояния до галактики Андромеды). Он утверждал, что темные центральные массы должны собирать вокруг себя многочисленные звезды, по влиянию на которые их можно обнаружить.

Мне было 12 лет, когда Линден-­Белл написал эту статью, и я прочел ее намного позже, но в тот момент она повлияла на мою жизнь. Мы с отцом отправились на машине по южной Англии: навестили родственников в Гастингсе, посидели на галечном пляже в Брайтоне, а затем направились через Саут-­Даунс в замок Херстмонсо. Практически идеальный замок — средневековое сооружение из красного кирпича, окруженное рвом, — но в том возрасте я уже не интересовался замками. В поисках других развлечений отец заметил указатель на Гринвичскую обсерваторию, занимавшую часть замка. Через полчаса начиналась лекция.

Дональд Линден-­Белл расхаживал туда-сюда за кафедрой, погруженный глубоко в свои мысли. Мы заняли места и скоро поняли, что материал нам не по зубам. Акцентируя на чем-то свое особое внимание, Линден-­Белл энергично жестикулировал, бросался к доске и рисовал бесконечные и загадочные уравнения. Он рассказывал о галактиках и черных дырах. Понять лекцию можно было лишь в самых общих чертах.

Я не представлял, чем буду заниматься в жизни, и подумывал о карьере фермера, архитектора или летчика, но теоретик в твидовом пиджаке чем-то меня зацепил. Он рассказал, что в космосе — великое множество галактик, которые необходимо исследовать. Что в этих галактиках находятся темные объекты, которые можно понять с помощью красивой математики. Он был восхищен тем, что Вселенная — постижима, и его восхищение передавалось всем вокруг. Первое зерно упало на почву моей души.

Линден-­Белл предполагал, что все массивные галактики имеют в ядре сверхмассивную черную дыру и что квазары редки, потому что лишь малую часть своей жизни активно поглощают газ. Мы видим только ничтожную долю «работающих» квазаров. Большинство погрузилось в спячку, поскольку рядом не осталось пищи, и их пульс и жизненные показатели опустились до очень низких уровней.

Как найти нечто компактное, массивное и темное в центре галактики? Это зависит от того, насколько возможно выделить центральную область, где гравитацией управляет черная дыра, — сферу ее гравитационного влияния. В пределах радиуса этой сферы за перемещение звезд и газа отвечает черная дыра. Вне этого радиуса движение задается главным образом звездами вблизи центра галактики; влияние черной дыры не столь существенно. В большой галактике с внушительной черной дырой в 100 млн солнечных масс это расстояние составляет около 10 парсек, или 33 световых года. Это чрезвычайно близко к центру галактики диаметром 100 000 световых лет: если бы галактика была величиной с суповую тарелку, область влияния черной дыры имела бы размер пылинки. В далекой галактике очень трудно наблюдать движение звезды или газа ввиду крошечного масштаба.

Мы вычислили, что черная дыра в центре нашей Галактики находится всего в 27 000 световых лет от нас, в 100 раз ближе центра ближайшей большой галактики — Андромеды. Астрономы могут выбирать звезды в интервале, который в тысячу раз меньше сферы гравитационного влияния, что дает достоверные сведения о массе черной дыры. Таков «золотой стандарт» обнаружения массивной черной дыры — однозначного подтверждения ее существования. Однако ученые также очень хотели найти спящие черные дыры и в других галактиках. Они возложили свои надежды на космический телескоп «Хаббл».

В 1990 г., когда телескоп был выведен на орбиту, всех постигло горькое разочарование. «Хаббл» был создан, чтобы получать сверхчеткие изображения с орбиты Земли, в 10 раз более резкие, чем у лучших наземных телескопов. Но первое изображение, полученное с телескопа «Хаббл», повергло официальные лица NASA в оторопь, а затем в жгучий стыд. При итоговых испытаниях в лаборатории была допущена ошибка, из-за чего главное зеркало имело сферическую аберрацию, и изображения получались искаженными. СМИ неверно поняли суть проблемы и заявили, будто для «Хаббл» использовалось дешевое некачественное зеркало. В действительности же это было безупречно изготовленное зеркало, отшлифованное до идеально неправильной формы из-за неверного расположения калибровочной линзы во время лабораторного тестирования. На исправление ошибки ушло три года, был отправлен шаттл с очень рискованной миссией: астронавты должны были работать 35 часов в открытом космосе, чтобы решить эту проблему. Когда телескоп был полностью отлажен, он начал делать идеально четкие изображения ядер галактик с расстояния в десятки миллионов световых лет.

Для поиска черных дыр в ближних галактиках телескоп ориентируют так, чтобы ядро галактики находилось в пределах узкой щели спектрографа. Можно получать спектры при разных положениях ядра вдоль щели, соответствующие разным расстояниям от центра галактики. Ширина спектральных линий определяется средней скоростью движения вещества. В спиральных галактиках по эмиссионным линиям измеряется скорость газа. В эллиптических галактиках по линиям поглощения измеряется скорость звезд. Красно­речивое свидетельство наличия черной дыры — резкое увеличение разброса скоростей газа или звезды непосредственно у центра галактики (илл. 29). Ближайшей крупной концентрацией галактик является скопление Девы в 60 млн световых лет. Для галактики этого скопления угловой размер сферы гравитационного влияния составляет 0,14 угловой секунды. Это всего в два раза больше углового разрешения спектрографа телескопа «Хаббл», поэтому поиск черных дыр на таких расстояниях велся на пределе его возможностей.

Десятилетие медленной и трудной работы увенчалось успехом: в ближних галактиках было зарегистрировано около двух десятков черных дыр. Наша ближайшая соседка, галактика Андромеды (М31), имеет черную дыру в 100 млн солнечных масс, окруженную скоплением молодых голубых звезд. Мы пока не вполне понимаем, как они формируются и выживают в экстремальных условиях, хотя это, возможно, общее явление для спиральных галактик. Карликовый компаньон галактики Андромеды М32 также имеет черную дыру — чуть менее массивную, чем в центре Млечного Пути, в 3,4 млн масс Солнца, в пределах области пространства менее одного светового года. На другом полюсе шкалы размеров — радиоисточник Дева А, о котором теперь известно, что это гигантская эллиптическая галактика М87. Черная дыра в центре М87 — настоящее чудовище, в 6,4 млрд раз массивнее Солнца. Ее горизонт событий больше Солнечной системы! Черные дыры в локальной вселенной сильно различаются размерами, имея разброс масс в 2000 раз.

Через 40 лет после написания своей провидческой статьи Линден-­Белл поднялся на сцену в Осло, чтобы получить первую премию Кавли. Рядом с ним стоял не менее выдающийся ученый — Мартен Шмидт, первооткрыватель квазаров. Догадка Линден-­Белла о черных дырах идеально дополнила открытие Шмидта: в сердце каждой галактики таится тьма.

Рис, барон из Ладлоу, укрощает чудовище

Всего за десять лет черные дыры превратились из теоретической концепции для посвященных в центральный элемент эволюции массивных звезд — после объяснения активности в ядрах галактик. В те времена Кембриджский университет был самым подходящим местом для теоретика. Там Дональд Линден-­Белл в 1961 г. получил степень доктора философии и написал свою основополагающую статью в 1969-м, а Стивен Хокинг стал доктором философии в 1966 г. и написал статью об излучении черных дыр в 1974-м. Мартин Рис получил докторскую степень через год после Хокинга и написал свою классическую статью о сверхмассивных черных дырах в 1974 г.

Именно Мартин Рис — тогда еще не имея титула лорда — подвел прочный теоретический фундамент под утверждение о роли сверхмассивных черных дыр как гравитационных машин. Для любого изучающего космологию Рис — это титан. Его награды неисчислимы: премия Темплтона, медаль Дирака, премия Ньютона, медаль Кэтрин Брюс, премия Декарта, японский орден Восходящего солнца, британский Орден заслуг. Он являлся президентом Королевского научного общества, магистром кембриджского Тринити-­колледжа, директором Астрономического института, профессором почетной кафедры астрономии и экспериментальной философии Томаса Плума в Кембриджском университете и Королевским астрономом Великобритании (неизменно скромный в отношении своих профессиональных достижений, Рис назвал свои должностные обязанности на этом посту «настолько необременительными, что их можно было бы исполнять посмертно»).

Поэтому перед нашим знакомством я приготовился к чему-то грандиозному. В реальности же это был коротышка с орлиным носом и пронзительными серыми глазами, с такой негромкой речью, что приходится наклоняться, чтобы его расслышать, с характерными ритмичными модуляциями уроженца Шропшира (илл. 30). Рис доказал, что аккреция на вращающуюся черную дыру может вызывать парные релятивистские джеты и нетепловое излучение во всем электромагнитном спектре, от метровых радиоволн до гамма-­лучей с длиной волны меньше размера протона.

Активные галактики — многоплановые феномены, для понимания которых нужен целый арсенал наблюдений на разных длинах волны и методов изучения. Они представляют живой интерес для теоретиков, но трудны для наблюдения. Размытые лепестки радиоизлучения могут простираться на миллионы световых лет от галактики. Подпитка центральной массивной черной дыры зависит от ближайшего окружения и содержания газа в родительской галактике. Есть центральная область звездообразования и пылевой тор — в масштабе нескольких сотен световых лет. В центре тора, в пределах от световых недель до световых месяцев, плотные облака быстро движущегося газа генерируют широкие эмиссионные линии. Еще ближе к центру, в масштабе размеров Солнечной системы, интенсивное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение производит горячий аккреционный диск. Это излучение распределено по всему диапазону длин волн в виде непрерывного спектра. Наконец, в центре космической матрешки находится сверхмассивная черная дыра.

В частности, именно стараниями Риса аккреция на черную дыру стала парадигмой функционирования активных галактик, которую редко подвергали сомнениям. На конференции 1977 г. астрофизик Ричард Маккрей высмеял склонность астрономов (и ученых вообще) подпадать под влияние популярных идей. Он продемонстрировал диаграмму со схематичными фигурками и границами, отмеченными пунктирными линиями: одна обозначала сферу гравитационного влияния, другая — горизонт событий черной дыры (илл. 31). Вот его собственное описание рисунка и соответствующего социологического явления: «Система характеризуется двумя радиусами. Вне радиуса аккреции астрофизики занимаются другими проблемами и не испытывают существенного влияния этой модной идеи. Те же, кто находится внутри радиуса, тонут в этой идее с головой. Коммуникация между индивидами слаба, поскольку они находятся на случайных баллистических траекториях, в зависимости от начальных условий. В стремлении стать первыми они почти всегда промахиваются мимо центральной точки и отлетают по той или иной касательной. При достаточном количестве астрофизиков, сплотившихся вокруг идеи, должна происходить коммуникация, но обычно это выливается в жесткие столкновения. <…> Единственный долгосрочный эффект — это то, что некоторые индивиды могут пересечь горизонт рациональности, за которым модная идея становится символом веры. Эти несчастные уже не смогут вернуться назад». Презентация Маккрея была шуткой. Он находил аргументы в пользу черной дыры убедительными, но напоминал коллегам о необходимости сохранять здоровый скептицизм.

Напомню, что к середине 1980-х гг. только в Млечном Пути было найдено убедительное доказательство существования массивной черной дыры. В одну из своих статей Рис включил схему, показывающую, как газ из межгалактической среды просачивается в галактику и медленно прокладывает себе путь к области ядра. Этот газ, а также газ, выброшенный эволюционировавшими звездами, способствует формированию центрального звездного скопления — плотной группы многих тысяч звезд, собранных вместе гравитацией. Звездное скопление не может выдержать гравитации такого множества звезд и коллапсирует в черную дыру, которая растет, поглощая газ и звезды. Хотя это была только схема, Рис представил убедительные физические доказательства каждого шага. В результате формирование черной дыры представляется неизбежным. В этом — талант величайших ученых: излагать сложные аргументы так, что они кажутся очевидными.

Как изучать Вселенную с помощью квазаров

Пока что мы пытались заглянуть внутрь массивной черной дыры и понять ее через изучение влияния на окружение. Но оказалось, что с помощью черных дыр можно исследовать еще более крупный темный компонент Вселенной. Метод использует квазары как мощные источники света, видимые с огромных космических расстояний.

Когда открыли квазары, их красное смещение говорило о том, что они находятся очень далеко. Через два года после открытия было зарегистрировано рекордное красное смещение z = 2, означающее, что свет идет 10 млрд лет — 75% возраста Вселенной. На момент открытия квазаров всего лишь z = 0,4 считался рекордом красного смещения нормальной галактики, что соответствует распространению света в течение 33% времени существования Вселенной. Использование сверхмассивных черных дыр как далеких прожекторов положило начало новому направлению в астрономии.

Представьте очень длинный черный ящик, темный внутри, но с открытыми торцами. Если посветить в ящик узкими лучами света и попробовать увидеть их с другой стороны, можно понять, есть ли ­что-нибудь внутри. Препятствие полностью перекроет путь свету, а туманная среда — например, газ — сделает свет тусклым. Когда астрономы с помощью спектроскопии детально проанализировали свет квазаров на разных длинах волн, то увидели, что равно­мерно распределенный свет испещрен «выемками» с отсутствующим или поглощенным светом. Важность этого поглощения впервые осознали 200 лет назад, когда Йозеф Фраунгофер построил карту темных узких линий в спектре Солнца, а Густав Кирхгоф доказал, что эти линии порождаются химическими элементами в относительно холодной солнечной атмосфере.

В спектрах квазаров встречаются линии поглощения двух типов. Линии поглощения — это узкие темные области спектра, возникающие из-за того, что излучение данных частот было поглощено объектами в пространстве, которое преодолел свет. Есть линии, порожденные элементами, образующимися в звездах, например неоном, углеродом, магнием и кремнием. И есть скопище линий поглощения водорода на коротких волнах. После долгого изучения стало ясно, что первый тип линий связан с химически обогащенным газом в галактическом гало на луче зрения в направлении на квазар. Линии водорода обязаны своим происхождением первичному водороду в огромном космическом пространстве между галактиками (илл. 32).

Абсорбционная спектроскопия чувствительна даже к крохотным количествам газа и позволяет зарегистрировать тусклые или темные газовые облака всего в 10–100 солнечных масс на расстоянии в миллиарды световых лет. Модель расширяющейся Вселенной определяет соотношение между красным смещением и удаленностью, поэтому спектр, то есть карту длин волн, легко превратить в карту красного смещения или расстояния. Как в нашей недавней аналогии, длинный черный ящик — это путь через Вселенную, квазары — маяки в его дальнем конце, астрономы получают спектры маяков, чтобы узнать, какое вещество находится в промежуточном пространстве. Это своего рода пробы, взятые из ядра Вселенной, указывающие на «слои» вещества по космическим, а не геологическим эпохам. Были обнаружены квазары с большим красным смещением — z = 7, и эти образцы могут охватывать 95% возраста Вселенной. Спектры поглощения квазаров позволили доказать, что в межгалактическом пространстве содержится в восемь раз больше вещества, чем во всех звездах всех галактик Вселенной.

Квазары также используются и как зонды для исследования Вселенной. Вернемся к свету, проходящему через «длинный черный ящик» Вселенной. Пространство по большей части пусто, но есть маленький шанс, что свет далекого квазара пройдет напрямую через галактику или скопление галактик. Согласно общей теории относительности Эйнштейна, свет будет отклонен массой встречного тела. При идеальных условиях точечный источник света, квазар, превращается в круг света — так называемое эйнштейновское кольцо. При небольшом отклонении точечный источник выглядит как двой­ное изображение. Вероятность этого всего 1%, поэтому, пока не были открыты сотни квазаров, это явление не наблюдалось. Поскольку линзирование работает как для темной, так и видимой материи, оно послужило доказательством того, что темная материя — обязательный компонент галактик, и ее в шесть раз больше по массе, чем обычной материи.

Квазары являются великолепным инструментом изучения Вселенной, — и это неожиданный бонус. Во Вселенной — десять тысяч миллиардов звезд в нескольких сотнях миллиардов галактик. Однако квазары говорят о том, что значительно большая масса находится в пространстве между галактиками, а еще больше массы является темной и ее невозможно обнаружить никакими другими способами. Все звезды и галактики составляют лишь 2% вещества Вселенной!

Черные дыры: счет на тысячи

Давайте вернемся к истории открытия квазаров. Чтобы обнаружить и понять квазары, нужна спектроскопия. Оптический спектр используется для измерения красного смещения, с помощью которого можно рассчитать светимость. По высококачественному спектру измеряется масса черной дыры. Однако процесс шел медленно. Большие телескопы могли получать спектр лишь одного кандидата за раз. На протяжении 1960-х и 1970-х гг. постепенно число известных квазаров выросло — от нескольких десятков до нескольких сотен.

Первый прорыв был совершен благодаря телескопам со специальной оптикой, позволяющей делать изображения больших сегментов неба. Строительство телескопа Шмидта с широким полем в Паломарской обсерватории было завершено в 1948 г., и в течение 1950-х гг. он использовался для исследования всего неба Северного полу­шария в двух цветах. Было получено почти 2000 фотографических пластинок. Каждая пластинка охватывает 36 квадратных градусов — это примерно размер сжатого кулака с расстояния вытянутой руки. Исследование финансировало Национальное географическое общество в рамках дополнительной космической программы, входящей в работы по картированию мира. Близнец паломарского «Шмидта» был построен в Австралии, с его помощью южное небо исследовали на протяжении 1970-х гг. Каждое изображение включало миллион галактик и 10 000 квазаров и активных галактик.

Для поисков 1% галактик с активностью в ядре требуется дополнительная информация. Инженеры-­оптики сконструировали большую призму, которую поместили на оптическом пути телескопа Шмидта. Через нее каждый слабый источник света размазывался в крохотный спектр на фото­пластинке. Квазары имеют четкие и широкие эмиссионные линии; и ученые надеялись, что они будут различимыми, поскольку эмиссионная линия будет выглядеть как капля поверх полосы (илл. 33). Чтобы находить квазары на глаз, требовался огромный опыт, но были созданы приборы, способные сканировать и оцифровывать пластинки и искать квазары с помощью алгоритмов, отличающих их от более многочисленных звезд и галактик.

В охоте на квазары я применял именно этот метод. Дело было в Кунабарабране, в горах Варрамбангл австралийского штата Новый Южный Уэльс. Этот сонный городок на краю Аутбэка служит базой для британского телескопа Шмидта — близнеца «Шмидта» из Паломарской обсерватории, расположенного в Южном полушарии. Меня отправили туда как магистранта Эдинбургского университета для участия в исследовании с использованием фотографической призмы. Попасть из мрачной шотландской зимы в жаркое австралийское лето было весьма приятно. Несколько дней после прибытия я тренировался в фотолаборатории, затем ночами вел наблюдения и проявлял фотопластинки, после чего отправлялся спать. Длина фотопластинки была 35 см, толщина — миллиметр, и управляться с ними в темноте было очень сложно. Это давняя история, но до сих пор я с болью вспоминаю, как перебил дюжину таких пластинок и потерял результаты многих часов работы телескопа. Иногда боль была реальной — края пластинок были остры, как бритва, и моя кровь капала в проявитель или фиксаж.

При ясном небе и правильной выдержке фотопластинок результат стоил затраченных усилий. Каждая пластинка представляла собой негатив с бледно-­серым фоном и тыся­чами маленьких темных черточек, представлявших собой спектры. Я спал до ланча, а во второй половине дня помещал пластинки на просмотровый стол и изучал их под микро­скопом. Я охотился за ускользающей черточкой с кап­лей на голубом конце, похожей на головастика. Капля являлась линией излучения водорода, которая отличает квазар от горячей звезды. Я помню свой восторг после обнаружения первого квазара, и это ощущение не утратилось после того, как я нашел еще несколько десятков — хотя после долгих часов вглядывания в микроскоп у меня все плыло перед глазами. Каждый из этих маленьких голо­вастиков был массивной черной дырой на расстоянии в миллиарды свето­вых лет, извергающей потоки излучения во Вселенную. Отловив сотый квазар, я отметил это походом в горы, где мне пришлось продираться через дикие заросли. За ужином местные астрономы потешались надо мной как могли, напомнив мне, что в Австралии обитают три из пяти самых смертоносных пауков и четыре из пяти самых ядовитых змей в мире.

Второй прорыв произошел в 1990-х гг., когда фотопластинки заменили крупноформатными электронными детекторами, или ПЗС. Через волокна и щели свет сотен объектов собирается и проектируется на ПЗС. Теперь у больших телескопов есть спектрографы, охватывающие один квадратный градус и более — что в несколько раз больше площади полной Луны. Исключительным инструментом охоты на квазары является 2,5-метровый телескоп, через который осуществляется Слоуновский цифровой небесный обзор. Телескоп не входит в 50 крупнейших телескопов мира (как, впрочем, и космический телескоп «Хаббл»), но превосходный спектрограф и ПЗС обеспечивают ему исключительную мощь. С его помощью измерили красное смещение 2 млн галактик и 500 000 квазаров (илл. 34). Что принципиально важно, эти цифровые спектры намного качественнее маленьких черточек, по которым я находил квазары в 1970-е гг. Спектры Слоуновского обзора имеют такое высокое качество, что по ним можно измерять массу черной дыры.

Мы видели, как трудно «взвесить» сверхмассивную черную дыру. Вес ближайшей из них, находящейся в центре нашей Галактики, был точно определен с помощью одиночных звезд, движущихся вокруг нее по эллиптическим орбитам. Второе точное измерение массы черной дыры было осуществлено в 1995 г., когда радиоастрономы открыли водяные мазеры — длинноволновые аналоги лазеров, возникающие, когда в газе (в данном случае молекулы воды) естественным образом складываются условия для мощного излучения. Именно это происходит в тонком диске, обращающемся вокруг центра соседней активной галактики NGC4258. В других галактиках также наблюдается мазерное излучение молекул воды в плотных центральных областях, и образующиеся спектральные линии позволяют очень точно измерить скорости мазеров радиоволновыми методами. В NGC4258 местонахождение и скорости мазеров соответствуют законам движения Кеплера и позволяют оценить центральную массу в 39 млн солнечных масс с погрешностью всего 0,3%. Мазерное излучение наблюдается на расстояниях не более одного светового года от центра галактики, что в 1000 раз меньше радиуса сферы гравитационного влияния. Это означает, что столь большая масса сконцентрирована в области, которая в норме должна содержать лишь несколько сотен звезд. Единственное достоверное объяснение — черная дыра. Мазерное излучение — редкость, и повторить такой эксперимент трудно, но скоро, возможно, это удастся благодаря интерферометрии на миллиметровых волнах.

Массу спящих черных дыр галактик в наших космических окрестностях можно оценить по движению газа или звезд вблизи их ядер, но несколько десятилетий этой работы принесли результаты всего по 70 черным дырам. Применить этот метод дальше скопления Девы, до которого около 60 млн световых лет, при нынешней технологии невозможно.

Квазары, как мы видели, имеют сверхмассивные черные дыры, действующие как гравитационные машины по преобразованию падающей в них массы в мощное излучение. Почему бы не оценивать массы черных дыр по яркости? Хорошая идея, но неприменима на практике. Яркость различных квазаров, в отличие от настоящих прожекторов со стандартными характеристиками, разнится в тысячи раз. У конкретной черной дыры яркость зависит от эффективности аккреции, скорости осевого вращения и количества газа и пыли в центральной области. К сожалению, по мощности квазара невозможно судить о массе черной дыры.

Как только показалось, что дальше двигаться некуда, астрономы предложили новый изящный метод оценки массы черной дыры в ближних активных галактиках. Он использует одну из отличительных особенностей квазара — широкие эмиссионные линии. Горячий газ, порождающий эти линии, находится в пределах одного светового года от центрального объекта, поэтому его движением управляет черная дыра. Газ в этой области должен подчиняться простому уравнению MBH ≈ RV2/G, где G — гравитационная постоянная, а V — скорость газа. При помощи того же уравнения мы можем вычислить массу Солнца, зная расстояние до обращающейся вокруг него планеты и ее скорость. В случае черной дыры скорость обращающегося газа легко вывести из ширины линий излучения. Неизвестным остается только R — размер области, в которой рождаются широкие эмиссионные линии. Различные предположения в физике оценивают его в 0,01 парсек, или 10 световых дней, — в десять раз больше Солнечной системы (илл. 35). Это слишком мало, чтобы область стала различимой даже через самый сильный телескоп — для большинства галактик. Как ее измерить? Оригинальный метод опирается на конкретный факт: интенсивность света квазаров и активных галактик непостоянна.

Давайте представим себе эту ситуацию. Аккреционный диск, обеспечивающий колоссальную яркость квазара, весьма мал — мы будем считать его точечным источником света. Его яркость меняется на интервале нескольких дней, что стало одним из первых аргументов в пользу сверхмассивных черных дыр, поскольку источник не может быть больше времени перемещения света через его поперечник. Логика этого аргумента такова: если причиной изменения яркости является единственный объект, то чем быстрее она меняется, тем меньше должен быть этот объект. Свет из центральной точки источника проникает наружу и через некоторое время сталкивается с быстро движущимся газом, порождающим эмиссионные линии. Этот газ повторяет изменения яркости центрального источника света («отзывается эхом») с задержкой t, определяемой временем движения света через газ: t = R/c, где с — скорость света. Метод называется эхо-картированием, поскольку мы составляем карту «эха» для колебаний света от точечного источника. Время прибытия отзвуков указывает на размер области горячего газа.

Необходимо вести несложные, но тщательные наблюдения. Начинается наблюдательная «кампания»: телескопы по всему миру измеряют спектры отобранных квазаров или активных галактик. Если несколько телескопов в разных точках мира обеспечивают круглосуточное наблюдение за изменениями светимости, это гарантирует получение данных, даже если в одном или двух местах наблюдения невозможны из-за облачности. Спектры собирают в течение недельных наблюдений, повторяющихся несколько раз в год, поэтому в выборку попадают все временные шкалы, от нескольких дней до нескольких месяцев. Газ, вызыва­ющий свечение эмиссионных линий, «откликается» на излучение черной дыры с задержкой, равной времени движения света до него. Эта задержка позволяет определить размер области свечения широких спектральных линий, который, в свою очередь, дает информацию о массе черной дыры.

Итак, эхо-картирование основывается на временном, а не пространственном разрешении. Метод был впервые применен к NGC5548 — одной из активных галактик, открытых Сейфертом; черная дыра в ее центре в 65 млн раз массивнее Солнца, с погрешностью 4%. Кампании интенсивного мониторинга с использованием малых телескопов позволили установить массы 60 черных дыр ближних активных галактик. Исследования показывают: чем мощнее активная галактика, тем больше ее область быстро движущегося газа.

Здесь начинается самое интересное. Кропотливая работа по эхо-картированию показывает, как размер области свечения эмиссионных линий соотносится со светимостью активной галактики. Теперь вместо долгосрочного мониторинга с сотнями или тысячами измерений по интересующей нас активной галактике можно оценивать массу черной дыры по одному-­единственному спектру. Ширина линий излучения дает V, а светимость — R, и это все, что нужно для решения уравнения MBH ≈ RV2/G. Массы черных дыр рассчитываются по единичным спектрам с погрешностью в три раза большей, то есть 300%, — этого достаточно для статистики. Больше не нужно тратить месяцы наблюдений на определение массы одной черной дыры — можно за одну ночь оценить массы ста черных дыр. Уже опубликованы массы десятков тысяч этих объектов. Астрономы собирают урожай черных дыр в промышленных масштабах.

Энергия аккреции в космосе

Материя падает в черную дыру и нагревается. Кроме того, энергия вращения черной дыры ускоряет частицы, которые затем испускают излучение. Это чрезвычайно эффективный процесс. Если определять эффективность отношением выделенной энергии к энергии массы всех входящих ингредиентов, то эффективность аккреции черной дыры составит около 10%. Для сравнения: у ядерного распада или синтеза этот показатель равен 1%, а у химических процессов с выделением энергии — 10–7%. Материя может высвободить 10% своей массы-­энергии просто в процессе падения!

Сколько нужно массы, чтобы превратить сверхмассивную черную дыру в квазар? Не слишком много. Чтобы черная дыра в 100 млн солнечных масс выделяла энергию уровня квазара, 1039 Вт при эффективности в 10%, она должна поглощать всего одну массу Солнца за год. Вдумайтесь, проглатывая лишь одну звезду в год, черная дыра может сиять ярче целой галактики со всеми ее звездами! Говоря словами Джона Апдайка: «В одной незамеченной звезде хватит энергии для всех небес, ­когда-либо выдуманных сумасшедшими». Однако питать черную дыру сложно, поскольку излучение квазара вызывает давление, отталкивающее материю от центрального источника. Оно аналогично давлению излучения, разворачивающему хвост кометы в противоположную от Солнца сторону. Для аккреции материи гравитация, направленная внутрь сверхмассивной черной дыры, должна превышать направленное вовне давление излучения.

Астрономам потребовалось много времени, чтобы составить полную картину аккреции в активных галактиках. Дело в том, что физические процессы вблизи черных дыр приводят к выделению энергии в огромном диапазоне частот. Например, эталонный квазар 3С 273 был зарегистрирован на частотах от 108 Гц до 1024 Гц — разброс длин волн в 10 000 трлн раз, от трехметровых радиоволн до гамма-­излучения длиной в одну треть размера протона (илл. 36). Однако из всего этого разнообразия наземные обсерватории способны зарегистрировать лишь широкую полосу радиочастот и узкий сегмент от ближней инфракрасной до оптической области. Для остального нужны специальные спутники на орбите Земли.

Если смотреть на Вселенную лишь в одной части электро­магнитного спектра, информация о ней будет неполной: возникает проблема «слона и слепцов». Чтобы всесторонне изучить энергию аккреции, нужно увидеть слона целиком. Оказалось, что радиоизлучение, впервые привлекшее внимание к активным галактикам в 1950-х гг., — это очень малая часть энергии квазара. Излучение исходит от релятивистских электронов возле черной дыры и в парных джетах — назовем его хвостом слона. Следующим по значимости компонентом является высокоэнергетическое рентгеновское излучение, источником которого также являются релятивистские электроны, — это хобот слона. Еще более важное — инфракрасное излучение холодной пыли (температурой 10–100 кельвинов) находящейся еще дальше от черной дыры. Пыль — слоновья нога. Основную роль в энергии квазара играет аккреционный диск, очень близкий к черной дыре. Он имеет температуру около 100 000 кельвинов и выделяет большую часть своей энергии в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Это основная часть слона, его тело.

Радиоизлучение позволило вычислить активные галактики, различимые на обычно тихом радионебе. Однако за несколько лет астрономы поняли, что большинство активных галактик невидимо при радиопоиске, так как имеет слабое радиоизлучение. Оптический поиск обнаружил в десять раз больше этих объектов, чем радиоисследования. Затем в 1980-е гг. специалисты по рентгеновской астрономии занялись слабым рентгеновским сигналом, наблюдающимся по всему небу. Они предположили, что это сумма многих дальних источников — слишком слабых, чтобы зарегистрировать их по отдельности, но когда они добавили в картину расчетное рентгеновское излучение имевшихся оптических образцов активных галактик, оно оказалось в десять раз слабее рентгеновского фона. Проблема окончательно не решена, но теперь ясно, что рентгеновский фон создают активные галактики, выпадающие из оптических исследований. Пыль делает их невидимыми. Наличие пыли может радикально изменить распределение энергий активной галактики, преобразуя оптическое излучение в инфракрасное. Пыль не влияет на фотоны рентгеновских лучей, поэтому рентгеновские исследования дают самую четкую и полную картину популяции активных галактик.

Массивные черные дыры — не страшные

Давайте попробуем побороть страх, который вызывают черные дыры. Это не космические пылесосы, втягивающие в себя все, что их окружает. У них действительно есть сфера гравитационного влияния, как у любого тела, имеющего массу, но, если бы Солнце внезапно уплотнилось в черную дыру, гравитация на расстоянии Земли не изменилась бы, и ничем не потревоженная Земля продолжила бы движение по своей орбите (хотя восемь минут спустя людей чрезвычайно потревожила бы утрата солнечного света и энергии). Во-вторых, нам не грозит опасность повстречаться с черной дырой. Лишь малая доля звезд умирает как черные дыры, и в окрестностях Солнца нет черных дыр.

Ближайшая черная дыра звездной массы — V616 Mon. Она примерно в десять раз больше Солнца по массе и находится в 3000 световых лет. Следующая по удаленности — эталонная черная дыра Лебедь Х-1: 15 солнечных масс, дистанция 6100 световых лет. Однако еще много десятилетий у нас не будет технологий, чтобы посетить черную дыру — даже с помощью миниатюрных космических зондов, поэтому любой разговор о падающих в нее людях остается гипотетическим. Ближайшая массивная черная дыра — в 4 млн солнечных масс — находится в центре Млечного Пути на расстоянии 27 000 световых лет. Ближайшая сверхмассивная черная дыра расположена в центре гигантской эллиптической галактики М87 в 60 млн световых лет, в скоплении Девы. Это чудище «тянет» на целых 5 млрд масс Солнца.

Однако массивные черные дыры — вовсе не монстры. Формула радиуса Шварцшильда, определяющего горизонт событий, — Rs = GM/c2, поэтому размер горизонта событий пропорционален массе. Он составляет 300 млн км, или двой­ное расстояние от Земли до Солнца, у черной дыры квазара — в 100 млн раз более массивной, чем Солнце. Поскольку с увеличением массы линейно растет размер, плотность в пределах горизонта событий падает пропорционально квадрату массы. Черная дыра звездной массы в три раза массивнее Солнца имеет плотность в 10 000 трлн раз выше, чем вода, тогда как черная дыра в центре галактики всего в 1000 раз плотнее воды. Черная дыра квазара в 100 млн солнечных масс имеет плотность всего 10% плотности воды, а плотность самых больших черных дыр — еще в 10 000 раз меньше. Как же страшна черная дыра с меньшей плотностью, чем воздух, которым мы дышим!

Задумайтесь об этом. Если взять пространство размером с Солнечную систему и наполнить его воздухом, получилась бы черная дыра. А если бы вы создали достаточно большой океан, черная дыра всплывала бы в нем, как пузырь.

Пересечение горизонта событий массивной черной дыры, возможно, намного менее опасно, чем проникновение в черную дыру звездной массы. Как минимум спагеттификация гораздо менее вероятна. Ускорение вследствие силы растяжения быстро падает с увеличением массы компактного объекта. На горизонте событий черной дыры в 100 млн солнечных масс оно на порядки меньше ускорения вследствие земного тяготения. Бесстрашный путешественник пере­сек бы горизонт событий, ничего не почувствовав.

И здесь начинается самое отчаянное приключение космического путешественника из далекого будущего. Найдите черную дыру — подойдет любая, если она более чем в 1000 раз массивнее Солнца. Соберите друзей и родных в космическом корабле и держите их на безопасном расстоянии. Они будут знать, что видят вас в последний раз, поскольку выбраться из черной дыры невозможно. Затем отправьте свой корабль по курсу свободного падения на горизонт событий. Приближаясь к горизонту событий, помашите им как ни в чем не бывало. Друзья увидят, как растягивается и деформируется ваше изображение. Оно еще и покраснеет, поскольку фотонам придется преодолеть мощную гравитацию черной дыры. Вы же не увидите и не почувствуете ничего необычного, проходя через горизонт событий и направляясь к своей интригующей, но неведомой судьбе. Близкие же наблюдают прощальную сцену: незавершенный взмах рукой — и ваш образ растворяется в красном и застывает в вечности.

•••

Давайте подытожим, что мы узнали.

Хотя некоторые ученые прошлого предвидели существование черных дыр, для научного предсказания потребовалась совершенно новая теория гравитации. Их свой­ства настолько необычны, что даже автор теории Альберт Эйнштейн не верил в существование подобных чудовищ. Физики загорелись идеей черных дыр и с двой­ным рвением бросились приводить в соответствие теории гравитации и квантового мира.

Далее все зависело от наблюдателей. Реально не всё, что мы можем вообразить, разработать в теории и рассчитать. Черные дыры формируются, когда умирает массивная звезда, но они неразличимы для глаза, и их можно увидеть только тогда, когда они вращаются вокруг видимой звезды. После нескольких десятилетий кропотливой работы ученые нашли несколько десятков двой­ных систем, в которых темный партнер настолько массивен, что может быть только черной дырой. Наблюдения оказались убедительными. Теоретики, оспаривавшие существование черных дыр, были посрамлены.

Тем временем астрономы накапливали свидетельства того, что галактики — не просто большие скопления звезд. В центре некоторых галактик находится завихренный горячий газ и заметные почти через всю Вселенную источники мощного радио- и рентгеновского излучения — более яркого, чем целая галактика. Источником излучения является гравитация черных дыр в миллионы или даже миллиарды раз массивнее Солнца. По иронии астрофизики настолько темный объект может давать столько света. Наша собственная Галактика прячет массивную черную дыру. Она темна и дремлет, переваривая пищу, но она обнаружима по сонму звезд, носящихся вокруг нее со скоростями в миллионы километров в час.

Теоретики предсказывали, что черные дыры должны находиться во всех галактиках. С помощью таких инструментов, как космический телескоп «Хаббл», астрономы подтвердили эту гипотезу, обнаружив черные дыры. Какие-то — неактивные и темные, другие — жадно поглощающие газ и ярко сияющие. Ученые установили массу огромного количества черных дыр. Это исследование лишило черные дыры ореола исключительности и мрачности и превратило их в неотъемлемый элемент Вселенной — что не делает их менее потрясающими.

Теперь можно рассмотреть и результаты существования черных дыр. Мы проследим историю их жизни и роль в эволюции Вселенной ретроспективно вплоть до Большого взрыва. Мы узнаем, как их моделируют на компьютере, и зададимся вопросом, возможно ли создать их в лаборатории в принципе. Мы узнаем, как с помощью черных дыр проверить теорию гравитации и как были обнаружены колебания пространственно-­временного континуума, вызываемые их слиянием. Наконец, мы попробуем предсказать судьбу черных дыр на протяжении почти бесконечного космического времени.

Отправить