Черные дыры как проверка теории гравитации

Законы тяготения Ньютона являются лишь приближением к более глубокому уровню реальности, описанному общей теорией относительности Эйнштейна. При сильной гравитации проявляется необычное поведение искривленного пространственно-­временного континуума. Свет отклоняется, часы идут медленнее, при этом на интуицию рассчитывать не приходится. За столетие, прошедшее после первой публикации, теория Эйнштейна триумфально выдержала все проверки, но почти все они подразумевали условия слабой гравитации.

Черная дыра — идеальный испытательный полигон для общей теории относительности. В черной дыре происходят экстремальные искажения пространства и времени. На горизонте событий, согласно предсказанию теории, время должно останавливаться. В фотонной сфере, отстоящей от сингулярности на 50% дальше горизонта событий, фотоны теоретически должны совершать орбитальное движение наподобие движения спутников вокруг Земли. Настолько сильную гравитацию невозможно создать ни в какой земной лаборатории. Идеально подошла бы достаточно близкая к Земле черная дыра, но до ближайших черных дыр звездной массы — сотни световых лет, а до сверхмассивных — миллионы. Астрономам приходится использовать далекие черные дыры и изобретать эксперименты, позволя­ющие по-новому протестировать теорию гравитации.

Гравитация от Ньютона до Эйнштейна и далее

Черные дыры можно понять только с помощью теории гравитации Эйнштейна, но необходимость в новой теории гравитации возникла не из-за них. История началась в Англии в 1665 г. К 33 годам Исаак Ньютон так и не стал фермером, и мать отправила его учиться в Кембридж. Университет был закрыт из-за чумы, Ньютону пришлось оставаться дома, где он размышлял о тяготении. Раскручивая камень, привязанный к бечевке, он заметил, что камень пытается улететь прочь от центра вращения, но бечевка создает силу противодействия. Какая сила противодействия удерживает Луну на орбите Земли и планеты на орбитах Солнца? К 1687 г. он вывел ответ: сила уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния. Ньютон подробно описал теорию гравитации в своем главном труде «Математические начала».

Скоро астрономы стали использовать этот закон для все более точных предсказаний — например, они рассчитали, что комета, носящая ныне имя Эдмунда Галлея, вернется в апреле 1759 г. Так и произошло, что окончательно укрепило репутацию Ньютона. Столетие спустя французский астроном Урбен Жан Жозеф Леверье решал проблему аномалии орбиты Урана — первой новой планеты, открытой с античных времен. Ученый пришел к выводу, что возмущения в орбиту вносит некое внешнее по отношению к ней тело, и предсказал его массу и местонахождение. Почти сразу после этого в Берлинской обсерватории открыли Нептун. Предсказательная сила теории Ньютона казалась безграничной.

Однако в этом чистом голубом небе висело маленькое облачко — орбита Меркурия. Меркурий имеет очень вытянутую орбиту, ближайшая к Солнцу точка которой — перигелий — смещается для земного наблюдателя на 5600 угловых секунд (около полутора диаметров Луны) за столетие. Самые точные расчеты Леверье показали, что известные планеты и закон Ньютона объясняют только прецессию в 5557 угловых секунд. Уверенность в теории Ньютона была так велика, что для объяснения этого крохотного расхождения было постулировано наличие внутри орбиты Меркурия не открытой пока планеты, названной Вулканом. Леверье до самой смерти верил, что Вулкан будет найден, но этого не произошло. В действительности же теория Ньютона оказалась не столь совершенной.

В 1907 г. миновало всего два года после «чудесного года», когда Эйнштейн переосмыслил физику, но он и не думал о попытках «улучшить» закон тяготения Ньютона. Эйнштейн работал в патентном бюро в Берне и имел много свободного времени. Тогда его и озарила «счастливейшая мысль»: в состоянии свободного падения человек не будет ощущать своего веса. Это навело его на совершенно новые представления о гравитации.

Прошло восемь лет, и Эйнштейн пребывал в смятении. Он в одиночку проделал большую часть работы. Научные круги запоздало приняли его, и он стал профессором физики в Праге, но ситуация была непростой: в Европе усиливался антисемитизм, и Эйнштейн ощущал это на себе. Возможно, трудно поверить, но у него возникли сложности с математической составляющей общей теории относительности. Лучше всего Эйнштейну работалось, когда он следовал своему выдающемуся чутью физика. Годами он продумывал разные варианты своей теории, но то и дело возникали ошибки и недочеты. Летом 1915 г. Эйнштейн выступил с циклом лекций о принципе относительности в Гёттингенском университете, а в ноябре того же года совершил переворот в науке, о котором рассказал на своей четвертой лекции — под названием «Уравнения гравитационного поля» — в Прусской академии наук. Объяснение аномального смещения орбиты Меркурия стало решающей проверкой этих уравнений. Теория предсказывала эффект в 43 угловые секунды за столетие — именно настолько расходились практические наблюдения с предсказанием теории Ньютона. «На протяжении многих дней я был сам не свой от радости и воодушевления, — рассказывал Эйнштейн коллеге. — Я весьма удовле­творен результатами по движению перигелия Меркурия. Какой полезной для нас оказалась педантичная точность астрономии, над которой я привык втайне посмеиваться!»

В теории Ньютона источником гравитации является масса. В теории Эйнштейна масса — часть более общего параметра, так называемого тензора энергии-­импульса. Тензор можно понимать как своеобразную форму вектора, включающего информацию о физической величине в любой точке пространства. Масса в общей теории относительности определяется в искривленном пространственно-­временном континууме и имеет энергию и импульс в каждом из трех измерений, поэтому для описания отношения массы и пространственно-­временного континуума теории Эйнштейна требуется десять уравнений. Вот и все, что мы можем сказать, если не собираемся вместе с Безумным Шляпником прыгнуть в кроличью нору системы дифференциальных уравнений в частных производных второго порядка.

Общая теория относительности была лишь одной из фундаментальных физических теорий начала XX в. Другой была квантовая механика, объясняющая поведение атомов и суб­атомных частиц. Эти две теории большого и малого несовместимы. Теория относительности является «однородной», поскольку события и пространство непрерывны и детерминированы. Все происходящее имеет выявляемую локальную причину. Квантовая механика «зерниста»: события происходят дискретно, квантовыми скачками, а результаты носят вероятностный, а не однозначный характер. Самым поразительным примером несогласованности теорий является квантовая запутанность, в которой свой­ства частиц могут влиять друг на друга мгновенно на огромных расстояниях. Эйнштейн называл это «пугающим дальнодействием» и был убежден, что имеется более основательная теория природы, которая снимет парадоксальность квантовой механики.

Его работа в этом направлении завершилась неудачей. Несмотря на множество попыток, Эйнштейн не смог найти ни фатальные ошибки, ни хотя бы существенные упущения квантовой теории. Он пытался обобщить свою геометрическую теорию гравитации и включить в нее электромагнетизм, но исследования, которыми ученый был вынужден заниматься в одиночестве, привели лишь к дальнейшим разочарованиям. Эйнштейн умер в Принстоне в 1955 г., на его доске остался список нерешенных вопросов.

Следующие поколения физиков удостоились чести, а может быть — взяли на себя бремя поисков согласования двух великих теорий. Конечной целью является «теория всего», объясняющая все физические явления. В природе имеется четыре фундаментальные силы. Две действуют на суб­атомном уровне: сильное и слабое ядерные взаимодействия. Другие две — на очень больших расстояниях: электромагнетизм и гравитация. Физики частично сумели объединить эти силы во второй половине XX в. Эксперименты на ускорителях в 1970-е гг. показали, что электромагнетизм и слабое взаимодействие, обусловливающее радиоактивность, являются проявлениями одной электрослабой силы. Благодаря дополнительным экспериментам почти удалось увязать с остальным и сильное ядерное взаимодействие. Эта конструкция называется Стандартной моделью физики частиц. Однако гравитация упрямо сопротивляется включению в эту модель. Никто никогда не видел гравитон — гипотетической частицы-­носителя силы гравитации. Унификация, включающая гравитацию, возможна лишь при фантастической температуре 1032 кельвинов (илл. 44). Единственная известная нам ситуация с такой температурой — 10–43 секунд после Большого взрыва, когда Вселенная была размером с элементарную частицу и общий принцип относительности разбивался о начальную сингулярность и сгорал в ней.

Существуют разные подходы к решению вопроса квантовой гравитации. Идея петлевой квантовой гравитации основывается на рассуждениях Пифагора, который представлял, что берет от камня половину, от полученного куска — еще половину — и так до тех пор, пока не достигнет предела. В данном случае дюйм делится пополам — и так далее, вплоть до «атомов», или неделимых единиц пространства. Петлевая квантовая гравитация — это попытка напрямую перенести логику квантовой механики на силу гравитации. К более радикальным подходам относятся теория струн и дополнительные пространственные измерения, помимо известных трех. Переход от Ньютона к Эйнштейну и далее — от жесткого и линейного к гибкому и искривленному, а затем к туманному и дискретному — это самый важный незавершенный проект в физике. Прогресс идет медленно, а работа невероятно трудна.

В главе 1 мы увидели, что черные дыры характеризуются не только экстремальной гравитацией — для них также важны квантовые эффекты. Для любой новой теории, согласовывающей «однородный» мир искривленного пространственно-­временного континуума с «зернистым» миром субатомных частиц, черные дыры оказываются самой сложной проблемой.

Эйнштейн однажды сказал, что только две вещи могут быть бесконечными: Вселенная и человеческая глупость. Насчет Вселенной он сомневался. Умнейшие люди планеты пытаются создать теорию квантовой гравитации. Возможно, они преуспеют, возможно, нет. Тем временем испытания и попытки опровержения общей теории относительности могут способствовать прогрессу. По словам другого великого физика, Ричарда Фейнмана: «Мы стараемся как можно быстрее доказать свою неправоту, поскольку только так можем двигаться вперед».

Как черные дыры влияют на пространство-­время

Черную дыру можно определить как область пространственно-­временного континуума, искривленную настолько, что она «выдавлена» из остальной Вселенной. И даже на некотором расстоянии от черной дыры искривление пространственно-­временного континуума будет отклонять частицы и свет. О черных дырах еще не знали в тот момент, когда Эйнштейн создал общую теорию относительности, поэтому ее проверяли по гораздо более слабому эффекту — легкому отклонению света далекой звезды, проходящему у края Солнца по пути к Земле. Этот эффект проще всего наблюдать во время солнечного затмения, когда Солнце закрывается Луной и фоновые звезды становятся видимыми. В 1919 г., всего через три года после выхода статьи об общей теории относительности, Артур Эддингтон и другие ученые измерили это отклонение одновременно в Бразилии и Центральной Африке. Результаты совпали с предсказанием Эйнштейна.

Эксперимент попал на передовицы большинства газет. Безусловно, драматизму ситуации способствовала ее символичность: британский ученый подтверждает работу немецкого ученого в конце длинной кровопролитной вой­ны. Эйнштейн проснулся знаменитым. Он был абсолютно уверен в результатах. На вопрос, что бы он почувствовал, если бы экспедиция Эддингтона не подтвердила общую теорию относительности, он ответил: «Мне было бы жаль Господа. Теория в любом случае верна».

Масса отклоняет свет. Этот факт был исключительно важен для теории и репутации Эйнштейна, и удивительно, что ученый не торопился признавать его более широкие последствия. Он знал, что если лучи света проходят вблизи достаточно массивного тела, то могут отклониться так сильно, что сойдутся и дадут увеличенное или множественное изображение фонового источника. Поскольку этот процесс напоминает отклонение света линзой, ученые назвали его гравитационным линзированием. По настоянию коллеги-­инженера Эйнштейн в 1936 г. наконец опубликовал статью по линзированию с удивительно осторожным предисловием: «Некоторое время назад Р. У. Мандл нанес мне визит и предложил обнародовать результаты небольших вычислений, проделанных по его настоянию. Выполняя его просьбу, я публикую это сообщение». Он послал самоуничижительную записку редактору журнала: «Позвольте также поблагодарить вас за помощь с этой статейкой, которую мистер Мандл из меня выдавил. Ценности она почти не представляет, но бедняга счастлив».

Эйнштейн фатально заблуждался по поводу ценности гравитационного линзирования. Это один из важнейших инструментов современной астрофизики. Он используется для картирования темной материи в галактиках и во всей Вселенной, выделения темной энергии, исследования коричневых и белых карликов и обнаружения экзопланет меньше Земли (илл. 45).

Эйнштейн считал, что эффект линзирования слишком слаб и его невозможно измерить, но через считаные месяцы после появления этой статьи астроном Калтеха Фриц Цвикки понял, что миллиарды звезд, объединенные в галактики, могут вызывать линзирование, доступное для наблюдения. В своей пророческой статье он описал практически все современные виды использования гравитационного линзирования. Однако только в 1979 г. — через 40 с лишним лет — линзирование стали наблюдать. Инструментом послужила сверхмассивная черная дыра, удаленная на миллиарды световых лет.

Группа ученых под руководством британского радио­астронома Денниса Уолша, используя 2,1-метровый телескоп обсерватории Китт-­Пик, обнаружила два квазара с одинаковыми спектрами. Шансы найти два квазара с одинаковыми спектрами, находящихся так близко в небе, были очень малы — настолько малы, что по пути в Китт-­Пик Уолш написал на доске своего коллеги Дерека Уилла условия пари: «Нуль квазаров: я плачу Дереку 25 центов. Один квазар: он платит мне 25 центов. Два квазара: он платит мне доллар». Уолш вспоминал: «Когда я позвонил Дереку на следующее утро и рассказал о нашей находке, он засмеялся, и я сказал: “Ты должен мне доллар. Если бы я поставил сто долларов на два квазара с одним и тем же красным смещением, ты бы принял пари?” Он ответил: “Конечно”. Так я потерял 99 долларов и сохранил друга. <…> У меня было четверо сыновей-­подростков, никто из них не проявлял особого интереса к науке. Теперь на их вопрос: “Ну, и кому оно нужно, это гравитационное линзирование?” — я мог ответить, что я на нем заработал».

Квазары выглядели как близнецы, но оказались миражом, а не двумя квазизвездными объектами, по случайному совпадению имеющими одинаковые спектры. Свет одного квазара двумя разными путями огибал находящуюся на линии наблюдения галактику, давая два изображения. Массивная галактика отклоняет свет очень слабо, всего на одну тысячную градуса. К этой первой гравитационной линзе свет идет 8,7 млрд лет, но чуть больше одного светового года у него уходит на то, чтобы обойти галактику с одной стороны — в сравнении с другой. Поскольку свет квазара имеет переменную яркость, имеется временная задержка в год с небольшим в изменениях, наблюдаемых в одном и другом изображениях. Это было использовано при хитроумном измерении скорости расширения Вселенной.

Гравитационное линзирование встречается редко, поскольку требует, чтобы фоновый квазар и галактика переднего плана находились почти точно на одной линии. При многих тысячах изученных квазаров обнаружено менее ста случаев линзирования. В дюжине из них совпадение идеально, и вместо нескольких изображений находящаяся на луче зрения галактика превращает точечный источник света, квазар, в эйнштейново кольцо — наглядную демонстрацию общего принципа относительности в действии. В зависимости от геометрии свет, порождаемый энергией аккреции вблизи сверхмассивной черной дыры, предстает в виде дуги, множественных изображений или идеального кольца.

В 1990-х гг., когда начал работу космический телескоп «Хаббл», была открыта другая ситуация линзирования: не свет единичного квазара распадался на несколько изобра­жений, а свет множества далеких галактик на луче зрения линзировался галактическим скоплением. Иногда формируются множественные изображения, но чаще свет фоновой галактики деформируется в дугу. Отличительным признаком этого типа линзирования является скопление, окруженное маленькими дугами, собранными в концентрические круги вокруг центра скопления (илл. 46). Каждое искаженное изображение — это эксперимент в области гравитационной оптики. Такие дуги были замечены у нескольких сотен скоплений — таким образом, астрономы накопили десятки тысяч примеров отклонения света массой.

Любая масса отклоняет свет, будь она видимой или невидимой, поэтому линзирование — это лучший инструмент астрономов для картирования темной материи в галактиках, их скоплениях и межгалактическом пространстве. Линзирование дает самое убедительное свидетельство того, что темная материя существует и является преобладающим и повсеместно распространенным компонентом Вселенной.

Как черные дыры влияют на излучение

Горизонт событий черной дыры — это место, где останавливается время и замирает излучение. Таково положение специальной теории относительности Эйнштейна: свет имеет универсальную и постоянную скорость 300 000 км/с. Свет, покидающий черную дыру, встречается со столь сильной гравитацией, что теряет скорость и энергию. Этот эффект называется гравитационным красным смещением. Горизонт событий черной дыры соответствует месту с бесконечным красным смещением, и свет оказывается в ловушке.

Раз мы не можем экспериментально проверить теорию на черной дыре, откуда мы узнаем о влиянии гравитации на излучение? Давайте поставим мысленный эксперимент на Земле. Представим, что выпускаем фотон с вершины башни к основанию, превращаем его энергию в массу (согласно формуле Е = mc2), роняем массу к подножию башни и превращаем ее обратно в фотон. Казалось бы, все очевидно, но не торопитесь! Когда мы роняем массу, она набирает скорость и приобретает гравитационную энергию. Энергия вычисляется по формуле mgh, где m — масса, g — ускорение вследствие гравитации Земли, а h — высота башни. Когда мы превращаем массу обратно в фотон, он имеет бо́льшую энергию. Мы можем повторять это действие многократно, создавать энергию и богатеть! Но никто пока не заработал на цикличном подбрасывании света, и значит, в рассуждении кроется ошибка. Единственная возможность сохранить энергию в этом сценарии — иными словами, сделать так, чтобы она не изменилась, — предположить, что свет находится под влиянием гравитации, то есть теряет энергию, когда поднимается с поверхности Земли на вершину башни. Потеря энергии означает, что свет смещается к более длинным — или красным — волнам. Это и есть гравитационное красное смещение.

Представим себе часы, в которых время измеряется час­тотой света. Поместим часы к подножию башни. Глядя на них с вершины, мы понимаем, что фотоны, направляясь к нам, теряют энергию, следовательно, частота снижается. Мы видим, что часы идут медленнее. Наоборот, если мы стоим у подножия башни и смотрим вверх, то видим, что часы на вершине идут чуть быстрее. Замедление времени в условиях сильной гравитации — еще одно предсказание общей теории относительности. Удивительным примером является приписываемое физику Ричарду Фейнману предсказание: центр Земли на два с половиной года моложе ее поверхности. Это явление называется гравитационным замедлением времени. Красное смещение и замедление времени тесно связаны. Свет и другие формы электромагнитного излучения имеют длину волны, обратно пропорциональную частоте. Поскольку энергия света уменьшается, когда он борется с гравитацией, его волны становятся более длинными — или более красными, а частота снижается — иными словами, световые «часы» идут медленнее.

Первым гравитационное красное смещение наблюдал Уолтер Адамс в 1925 г. Он измерил смещение спектральных линий ближнего белого карлика Сириус В. Поскольку Сириус В входит в двой­ную систему, его масса известна, а смещение составляет несколько десятитысячных, а не несколько миллионных долей, как в случае менее компактной звезды — например, Солнца. К сожалению, измерения были искажены световым загрязнением намного более яркого партнера — Сириуса А, и ученые не признали эффект подтвержденным.

Первым лабораторным тестом общей теории относительности стал эксперимент Роберта Паунда и его аспиранта Глена Ребки в 1959 г. Они измерили спектральный сдвиг гамма-­излучения радиоактивного железа, поднятого на 22,5-метровую башню в кампусе Гарварда. Ничтожная потеря энергии — менее трех долей из 1015 — подтвердила предсказание общей теории относительности с точностью 10% (илл. 47). Эксперимент был усовершенствован, когда для проверки влияния гравитации использовали атомные часы. В 1971 г. цезиевые атомные часы, которые были взяты в полет на большой высоте на гражданском реактивном самолете, ушли вперед на 273 наносекунды в сравнении с такими же часами в Вашингтонской военно-­морской обсерватории, а в 1980 г. в ходе еще более точного теста с лазерными часами, находившимися в летящей ракете, соответствие теории увеличилось до 0,007%. Сегодняшние продвинутые технологии позволяют измерять квантовую интерференцию атомов. Общая теория относительности подтверждается с феноменальной точностью — менее одной миллионной доли процента. Мы можем доказать, что часы действительно идут быстрее, если поднять их меньше чем на метр!

Астрономы не остались в стороне. Скопления галактик являются самыми массивными объектами во Вселенной. Фотоны из центра скопления с большим количеством галактик должны терять больше энергии, чем фотоны с окраины, где галактик меньше. Группа под руководством Радека Вой­така из Института Нильса Бора искала этот эффект — настолько слабый, что для его обнаружения пришлось объединить данные 8000 скоплений. Теория Эйнштейна снова подтвердилась.

На хороший умозрительный эксперимент люди обычно реагируют словами: «Ну конечно, это же очевидно!» Вспомним отзыв английского биолога Томаса Гексли на теорию естественного отбора Дарвина: «Какая невероятная глупость не подумать об этом!» Мысленные эксперименты Эйнштейна с лифтами раскрыли красоту общей теории относительности. Свободное падение лифта в направлении Земли аналогично ситуации парения лифта в открытом космосе ввиду отсутствия силы гравитации. Лифт, разогнанный в космосе до 9,8 м/с, аналогичен лифту, стоящему на Земле, потому что ускорение, создаваемое гравитацией, невозможно отличить от ускорения, созданного любой другой силой. Во втором случае представьте, что светите прожектором через лифт. За крохотный промежуток времени, необходимый свету, чтобы достичь противоположной стороны кабины, лифт ускоряется, и свет двигается через него по нисходящему криволинейному пути. Согласно теории Эйнштейна, то же самое должно происходить с неподвижным лифтом на земной поверхности. Свет «падает» из-за гравитации. То есть в терминах теории относительности масса Земли искривляет пространство, и свет немного отклоняется, следуя возле Земли искривленному пространственно-­временному континууму.

Мы описали «классические» проверки общей теории относительности. Они используют ситуации с настолько слабой гравитацией, что искривление пространственно-­временного континуума и искажение — малы, и потому требуются исключительно точные измерения. Около 50 лет назад Ирвин Шапиро, долгое время возглавлявший Гарвард-­Смитсоновский центр астрофизики, предложил оригинальный способ проверки теории в условиях слабой гравитации. Он понял: если путь фотонов лежит мимо Солнца, то во времени прохождения сигналов радара, отража­ющихся от других планет, до цели и обратно должна быть маленькая задержка. Измерив сигналы радара, отраженные от Меркурия и Венеры, до и после того, как их заслонило Солнце, он подтвердил общую теорию относительности на уровне 5%. Этот эксперимент был повторен во внешней Солнечной системе зондом NASA «Кассини» с соответствием 0,002%.

Эти тесты подтверждают общую теорию относительности и ее превосходство над теорией Ньютона. Однако проверка теории относительности там, где пространство плоско, как кукурузные поля Айовы, оставило ощущение легкой неудовлетворенности. Это сродни тест-драйву «Ламборджини» на парковке. Разумеется, он поедет лучше вашего старого «Форда Таурус», но это явное занижение планки. Гораздо лучше промчаться за рулем по горной трассе: вы почувствуете, как резво «Ламборджини» штурмует склоны и вписывается в повороты, а «Таурус» перегреется и съедет на обочину. Астрономы надеются ­когда-­нибудь проверить эту теорию на настоящих черных дырах: излучение обещает быть зрелищным. Из следующего раздела мы узнаем, как спектроскопия аккреционного диска позволила обнаружить сильное гравитационное красное смещение.

По ту сторону железного занавеса

Область вокруг черной дыры — подходящее место для решающей проверки общей теории относительности. Какое расстояние будет максимально близким для наблюдений? Предел устанавливает горизонт событий, через который к нам не проходит никакая информация. Общая теория относительности также описывает несколько важных рубежей вне горизонта событий. Первый — так называемая фотонная сфера, где свет попадает в ловушку и начинает двигаться по круговым орбитам вокруг черной дыры. Поскольку масса отклоняет свет, можно представить массу, загнувшую свет в кольцо. Попади вы туда, фотон, начав путь от вашего затылка, обогнул бы черную дыру по орбите и достиг бы вашего глаза, и вы увидели бы собственный затылок. У неподвижной черной дыры радиус фотонной сферы в полтора раза больше радиуса Шварцшильда. Вращающаяся черная дыра имеет две фотонные сферы и по мере своего вращения утягивает за собой пространство. Внутренняя фотонная сфера движется в направлении вращения, а внешняя — в противоположную сторону. Представьте себе пловца, пытающегося вырваться из водо­ворота. Для этого нужно плыть против течения — плывя по течению, он лишь приблизит печальную судьбу. Наблюдать фотонную сферу невозможно, поскольку фотоны пойманы в ловушку.

Мы входим в сферу наблюдений, оказавшись у внутреннего края аккреционного диска. Увлекаемые гравитацией к черной дыре, частицы трутся друг о друга, повышая температуру вещества, поэтому аккреционный диск представляет собой плазму, температура которой понижается по мере удаления от центра диска. Внутренний край определяется самой внутренней устойчивой орбитой, радиус которой в три раза больше радиуса Шварцшильда для неподвижной черной дыры и чуть выступает за горизонт событий у черной дыры, быстро вращающейся вокруг своей оси. Частица, оказавшаяся внутри устойчивой орбиты, втягивается в черную дыру и исчезает навсегда. Внутренняя кромка аккреционного диска черной дыры малой массы имеет температуру 10 млн кельвинов, а сверхмассивной — 100 000 кельвинов. Такой горячий газ дает мощное рентгеновское излучение.

Можем ли мы увидеть внутреннюю кромку аккреционного диска? Нет. Угловой размер слишком мал для любого телескопа. У ближней черной дыры — на расстоянии 100 световых лет — внутренняя кромка образует угол 10–9 угловых секунд. Это как если пытаться рассмотреть булавочную головку на поверхности Марса. Ситуация немного лучше в случае со сверхмассивными черными дырами — например, с неактивными, обнаруженными в центре ближних галактик. Они в несколько миллионов раз дальше, но их горизонт событий в миллиард раз больше, поэтому внутренние радиусы их аккреционных дисков видны под углами от 10–7 до 10–6 угловых секунд. Это в несколько сотен раз меньше разрешения даже описанных выше радиоинтерферо­метров, следовательно, все еще недоступно для наблюдательной астрономии.

У астрономов есть только одна возможность заглянуть за железный занавес — спектроскопия. Газ аккреционного диска почти полностью состоит из ионов водорода и гелия, но две из каждого миллиона частиц являются ионами железа. Область сразу за аккреционным диском — это экстремально горячая корона. Рентгеновские лучи короны облучают несколько более прохладный аккреционный диск, а их энергия вызывает спектральные переходы железа. Железо — редкий элемент, но его спектральные характеристики — четкие и однозначные. Рентгеновский спектр показывает движение газа, потому что приближающаяся к нам часть аккреционного диска имеет голубое смещение, а удаляющаяся от нас — красное. Рентгеновские лучи внутренней части аккреционного диска также подвергаются сильному гравитационному красному смещению, поэтому спектральная линия железа расширяется и сдвигается в область низких энергий (илл. 48). Рентгеновское излучение дает замечательную возможность измерить гравитацию в пределах крохотного горизонта событий.

Эти наблюдения стали возможны благодаря запуску рентгеновского спутника ASCA в 1993 г. Впервые рентгеновские лучи внутренней кромки аккреционного диска массивной черной дыры удалось зарегистрировать на следующий год. Гравитационное красное смещение линий рентгеновского спектра уже наблюдалось у десятка черных дыр звездной массы и аналогичного числа сверхмассивных черных дыр. Удивительный феномен в рентгеновском диапазоне, обнаруженный несколькими годами ранее, позволил открыть второе окно наблюдения за областями черных дыр.

Рентгеновское мерцание на краю бездны

В 1980-х гг. рентгеновские спутники начали мониторинг компактных звезд и звездных остатков и обнаружили быстро изменяющиеся источники рентгеновского излучения. Мерцание не было ритмичным, и явление назвали квазипериодическими осцилляциями. Впервые они наблюдались у белых карликов, затем у нейтронных звезд и черных дыр.

Астрономы не сразу поняли, какие астрофизические процессы лежат за этими изменениями. Временная шкала у разных источников составляла от секунды до всего лишь миллисекунды, а периодичность часто терялась в шуме более хаотических колебаний. У черных дыр наблюдался специфический рисунок нарастания и снижения яркости: сначала 10 секунд для завершения осцилляции, затем через несколько недель или месяцев — ускорение до десятой доли секунды, далее изменения прекращались, и цикл повторялся. Наблюдения и моделирование архетипичной черной дыры Лебедь Х-1 выявили источник колебаний. Это пульсации, вызванные газом, покидающим внутреннюю область аккреционного диска и увлекаемым к горизонту событий. Волнительно наблюдать в реальном времени за предсмертными конвульсиями материи, падающей в черную дыру.

Астрономы подозревали, что от массы черной дыры может зависеть частота изменений. Газ движется внутрь по спирали в аккреционный диск, ускоряясь, и скапливается у черной дыры, испуская мощное рентгеновское излучение. У маленьких черных дыр эта область затора находится близко, и «рентгеновские часы» тикают быстро. У больших дыр эта область дальше, поэтому ход «рентгеновских часов» медленнее. Данная зависимость настолько устойчива, что изменение яркости рентгеновского излучения используется для измерения массы черных дыр, в том числе самой маленькой из известных нам. При поперечнике 24 км и массе 3,8 солнечных она лишь чуть превышает критическую массу нейтронной звезды.

Недавно группа Адама Инграма из Амстердамского университета объединила данные об изменении яркости рентгеновского излучения и о форме спектральной линии железа. Инграм, занявшийся квазипериодическими осцилляциями в ходе работы над диссертацией в 2009 г., говорит: «Сразу стало ясно, что это нечто примечательное, поскольку происходит в области, очень близкой к черной дыре». Пользуясь данными двух рентгеновских спутников, его группа доказала, что вещество на орбите вокруг черной дыры попало в гравитационный «водоворот», созданный черной дырой: «Представьте, что вращаете ложку в меду. Мед — это пространство, и все, что в нем находится, будет “увлечено” в круговое движение вслед за враща­ющейся ложкой». Ученые выбрали черную дыру с периодом колебаний 4 секунды и внимательно наблюдали за ней почти три месяца. Линия железа вела себя именно так, как предсказывала общая теория относительности. «Мы измеряем непосредственно движение материи в сильном гравитационном поле возле черной дыры», — сказал Инграм. На сегодняшний день это один из нескольких примеров, как теория Эйнштейна проверялась в подобных условиях.

Квазипериодические осцилляции наблюдаются и у активных галактик. Время изменения измеряется не секундами, а периодом от нескольких часов до нескольких месяцев. Что замечательно, из этого следует, что аккреционные диски ведут себя одинаково, несмотря на колоссальный разброс физических параметров — от черных дыр звездной массы до сверхмассивных черных дыр в далеких галактиках.

Когда черная дыра съедает звезду

Что происходит, когда черная дыра проглатывает звезду? В 1998 г. Мартин Рис предложил ответ. Он годами размышлял о возможностях обнаружения черных дыр, которые должны скрываться в центре каждой галактики. Что случится с незадачливой звездой, угодившей в область экстремальной гравитации? По мере приближения звезды к черной дыре ее сначала растягивают, а затем разрывают приливные силы. Часть ее вещества выбрасывается вовне с большой скоростью, а остальное проглатывается черной дырой, вызывая яркое свечение, которое может длиться несколько лет.

Такая судьба грозит только звездам, которые подбираются слишком близко к черной дыре. У каждой черной дыры есть радиус, в пределах которого приливообразующие силы разрушают небесное тело. Вне этой границы звезды сохраняют свою форму. Как только звезда входит в это пространство, начинается разрушение. Около половины массы звезды выбрасывается наружу, другая половина движется по эллиптическим орбитам, постепенно приводящим газ в аккреционный диск. Черная дыра питается этим веществом, находящимся вплотную к горизонту событий, а преобразование гравитационной энергии в излучение вызывает яркое свечение. Иногда событие порождает релятивистские джеты (илл. 49). Представим, что Солнце приближается к черной дыре, которая находится в центре нашей Галактики. Ничего не случится до тех пор, пока Солнце не окажется в пределах 160 млн км от горизонта событий; затем Солнце разорвет на части, а все планеты, включая Землю, разметает, как кегли, и вероятность быть отброшенными на безопасное расстояние или проглоченными черной дырой будет равной. Приближение на такую близкую дистанцию маловероятно, поэтому разрыв приливными силами — редкое событие, случающееся в любой галактике примерно раз в 100 000 лет.

Swift J1644+57: возникновение релятивистского джета

При приближении солнцеподобной звезды к черной дыре в несколько миллионов солнечных масс радиус уничтожения приливными силами существенно превысит радиус Шварцшильда. Однако, поскольку радиус Шварцшильда увеличивается линейно с ростом массы, а радиус уничтожения приливными силами растет медленнее, черные дыры больше 100 млн солнечных масс пожирают звезды до того, как они будут разорваны. Можно сказать, что большая черная дыра заглатывает добычу целиком, а маленькая — рвет на части, прежде чем съесть. Судьба звезды также зависит от ее размера и стадии эволюции. Большие звезды испытывают более мощные приливные силы, поэтому красный гигант, направляющийся в центр галактики, будет разорван на гораздо большем расстоянии от черной дыры, чем Солнце, а белый карлик исчезнет внутри горизонта событий целиком. Судя по численному моделированию, интенсивность аккреции после уничтожения звезды зависит от массы черной дыры. Если доверять результатам моделирования, время между разрыванием звезды и максимальной яркостью свечения можно использовать для «взвешивания» черной дыры. Для такой звезды, как Солнце, временная задержка составляет месяц в случае с черной дырой в 106 солнечных масс и увеличивается до трех лет, если черная дыра имеет массу в 109 солнечных.

Что говорят наблюдения? Рентгеновские телескопы позволили увидеть около 20 случаев разрыва небесного тела приливными силами, включая пару событий, когда аккреция была так эффективна, что яркость намного превосходила пределы, установленные Эддингтоном 100 лет назад. Маленькая выборка событий показала, что резкий всплеск аккреции может питать релятивистские джеты, замеченные у радиоквазаров. Все это — примеры из далеких галактик, поэтому, поняв, что газовое облако G2 направляется к черной дыре в центре нашей Галактики, астрономы пришли в восторг. В конце 2013 г. газовое облако прошло очень близко от массивной черной дыры и… ничего. Однако примерно через год после этого частота рентгеновских вспышек увеличилась в десять раз, до одной за день. Это навело на мысль о том, что объект G2 был не облаком, а звездой с большой оболочкой, и нужно больше времени, чтобы черная дыра схватила и поглотила вещество. Шоу продолжается. После 15 лет сбора данных рентгеновские астрономы ждут второго прохождения G2 мимо черной дыры. Надежды слегка омрачаются тем, что все события, наблюдаемые нами в центре Галактики, произошли 27 000 лет назад.

Тем временем оптическая астрономия внимательно следит за S2 — звездой, которая делает оборот вокруг черной дыры в центре Галактики за 16 лет. У ученых есть новый инструмент GRAVITY, объединяющий свет четырех 8,2-метро­вых телескопов VLT Европейской южной обсерватории и обеспечивающий точность угловых измерений, сопоставимую с точностью одиночного 130-метрового телескопа. В 2018 г. S2 пройдет очень близко от черной дыры, и у нас будет беспрецедентная возможность проверить общую теорию относительности. Предполагается, что она пройдет всего в 17 световых часах от горизонта событий со скоростью в 3% скорости света. Она может быть разорвана на части или проглочена целиком.

Уничтожение звезды черной дырой, безусловно, пробуждает воображение. В 2015 г. это подсказало авторам одного репортажа аналогию с кулинарией: «Черные дыры заглатывают звезды целиком и кусками», а английскую газету Daily Mail — на пафосный заголовок «Отзвуки космической бойни: зарегистрированы предсмертные вопли умирающих звезд, разрываемых на части сверхмассивными черными дырами». Звезды ничего не чувствуют и не издают звуков, а звук не может распространяться в вакууме, но остальное верно.

Вращение черной дыры

Черные дыры поразительно просты, теорема «об отсутствии волос» гласит, что они описываются всего двумя показателями: массой и осевым вращением. В первой части книги мы обсудили способы измерения массы черной дыры. Обычно нужен или видимый орбитальный компаньон, если черная дыра является коллапсировавшей звездой, или влияние на движение ближних звезд, если дыра массивна и находится в центре Галактики. Что можно сказать о вращении?

В теории Ньютона гравитация не зависит от вращения, но в теории Эйнштейна масса участвует в геометрии пространственно-­временного континуума. В 1918 г. было предсказано, что вращение массивного объекта должно искривлять пространство-­время, вызывая прецессию орбиты находящегося рядом меньшего объекта, что напоминает покачивание верхушки волчка. Такое закручивание координатной сетки называется увлечением инерциальной системы отсчета. Вспомните живое описание водоворота в рассказе По. Как и другие слабые эффекты общей теории относительности, этот первым делом надо искать поблизости.

Земля закручивает пространство-­время, вращаясь вокруг своей оси, но эффект настолько ничтожен, что десяти­летиями ученые полагали, что обнаружить его невозможно. В 2004 г. NASA запускает спутник Gravity Probe B для измерения искривления пространственно-­временного континуума, созданного Землей, и еще более слабого движения инерциальной системы отсчета, вызываемого ее вращением. Инструментами выступали четыре гироскопа размером с шарик для настольного тенниса. Гироскопы часто используются для управления космическим кораблем: их оси вращения сохраняют постоянное направление. Внутри гиро­скопов Gravity Probe B находились кварцевые сферы, покрытые ниобием. Это одни из наиболее точно выточенных устройств — отклонение от идеальной сферы не более чем на 40 атомов. Если увеличить их до размеров Земли, то высочайшие пики и глубочайшие впадины были бы не больше роста среднего человека. От стенок контейнеров их отделял тонкий слой жидкого гелия. При такой температуре сферы стали сверхпроводниками, и создаваемые ими электрические и магнитные поля использовались для поддержания их направленности.

Gravity Probe B начал 16-месячную миссию через 50 лет после получения первого финансирования. Гироскопы были зафиксированы в направлении яркой звезды в созвездии Пегаса. Спутник измерял искривление пространственно-­временного континуума по крохотному углу, на который гироскопы смещала земная гравитация, а увлечение инерциальной системы отсчета — по еще меньшему углу, на который «оттягивала» гироскопы Земля, вращающаяся вокруг своей оси. Неожиданный шум снизил точность эксперимента и замедлил анализ данных. Из-за этих проблем окончательные результаты были опубликованы только в 2011 г. Предсказание Эйнштейна об искривлении пространственно-­временного континуума подтвердилось с точностью до 0,5%, его же прогноз увлечения инерциальных систем отсчета — до 15% (илл. 50). Когда страсти улеглись, оказалось, что Gravity Probe B стал успешным (хотя и трудоемким) проектом — шедевром технического мастерства.

Осевое вращение имеет разные последствия для черных дыр малой и большой массы. Черные дыры в двой­ных системах массивнее своих компаньонов, и из-за такого взаимо­действия их вращение почти не меняется. Скорость вращения — прямое следствие их формирования во взрыве сверхновой. Напротив, массивные черные дыры растут с течением космического времени, поглощая газ и звезды внутренних областей своих галактик, а также сливаясь с черными дырами других галактик. Поэтому вращение массивной черной дыры хранит историю ее роста посредством аккреции и слияний. Это объясняет стремление ученых заниматься столь сложными измерениями.

Было измерено осевое вращение нескольких десятков сверхмассивных черных дыр. Чаще всего при измерениях используется спектральная линия железа, отраженная от внутренней кромки аккреционного диска. Большинство черных дыр массой от миллиона до миллиарда солнечных вращается со скоростью от 50 до 95% скорости света. Такая высокая скорость предполагает, что черные дыры выросли после одного масштабного слияния с другой галактикой, когда большая часть вещества поступила с одной стороны. От этого отличается ситуация с несколькими слияниями и относительно небольшим количеством вещества, поступающего с разных сторон, что приводило бы в среднем к медленному вращению.

Лучший способ измерить вращение — воспользоваться данными о внутренней зоне аккреции: спектроскопией линии железа, квазипериодическими осцилляциями и редкими событиями разрыва небесного тела приливными силами. Каковы пределы скорости вращения компактных звезд? Если речь идет о нейтронных звездах, ее можно измерить только у тех, чья горячая точка излучает радиоволны, пере­секающие небо, как луч прожектора. Самый быстрый пульсар совершает 716 оборотов в секунду. Тео­рия предполагает, что предел равен 1500 оборотов в секунду и что при большей скорости нейтронная звезда развалится. Максимальная скорость вращения черной дыры не зависит от структуры материи, поскольку всю информацию скрывает горизонт событий. Она определяется скоростью вращения, при которой точка на окружности горизонта событий имеет скорость света. GRS1915 + 105 в 35 000 световых лет отсюда совершает головокружительные 1000 оборотов в секунду. Это больше 85% максимальной скорости. Эталонная черная дыра Лебедь Х-1 вращается не так быстро, но и ее 790 оборотов в секунду — это 95% теоретического предела.

Попробуем вообразить подобных кружащихся дервишей. GRS1915 + 105 имеет массу в 14 солнечных, поэтому ее радиус Шварцшильда — 42 км. Представим, что такая черная дыра зависла в стратосфере над Лондоном. Это было бы темное пятно, закрывающее десятую часть неба и отбрасывающее тень не только на Лондон, но и на бо́льшую часть южной Англии. GRS1915 + 105 в 300 раз меньше Земли, но намного массивнее Солнца. Турбина боевого реактивного самолета вращается так быстро, что издает звук двумя октавами выше среднего «до» из диапазона сопрано. Если бы черная дыра могла издавать звук, он был бы такой же высоты, хотя черная дыра — размером с мегаполис!

Рассмотрим противоположную крайность — большого компаньона в двой­ной системе черных дыр из активной галактики OJ 287 в 3,5 млрд световых лет от нас. Масса этой черной дыры составляет 18 млрд масс Солнца, радиус Шварцшильда — 50 млрд км, а точка на ее экваторе движется со скоростью 100 000 км/с — это треть скорости света. Такая картина труднее поддается визуа­лизации, но давайте попробуем сопоставить подобную сверхмассивную черную дыру с Солнечной системой. Она в десять раз больше Солнечной системы, но имеет массу маленькой галактики. Черная дыра такого размера лениво вращается вокруг своей оси, но ­все-таки успевает совершить оборот за пять недель. Для сравнения приведем следу­ющий пример — чтобы показать, насколько это необычно: небесное тело в Солнечной системе, подчиняющееся законам Ньютона и расположенное на таком же расстоянии от Солнца, что и горизонт событий этой черной дыры, совершало бы полный оборот за 5000 лет. Ничто в ближней Вселенной не предупреждало нас о столь быстром движении.

Телескоп горизонта событий

«Мы сделали невозможное». Шеп Долеман потягивал чай из листьев коки, чтобы справиться с последствиями пребывания на высоте 5000 м, на вершине вулкана в южной Мексике. Несмотря на оптимистичное заявление, ночью не все идет гладко: возникают проблемы с инструментом, а в радиотелескоп неуклонно забивается свежий снег. «Если что-то пляшет на краю черной дыры, более фундаментальных наблюдений быть не может. Будем надеяться, что найдем что-то удивительное».

Долеман изучал физику в Рид-колледже в Портленде, штат Орегон — там естественники ставили эксперименты на собственном ядерном реакторе, а в студенческом клубе было не продохнуть от марихуаны. Одолеваемый тягой к путешествиям, он взял двухлетний тайм-аут перед магистратурой и бо́льшую часть этого времени посвятил научным экспериментам в Антарктике. В магистратуре Массачусетского технологического института он попробовал себя в физике плазмы и геологии и остановился на радиоастрономии, увидев красивые изображения джетов квазаров, полученные методом интерферометрии с очень длинной базой. Долеман понял, что этот метод идеально подходит для получения изображений черной дыры, и он точно знал, где ее искать — в сверхкомпактном радиоисточнике в направлении Стрельца, который называется Стрелец А*.

Центр нашей Галактики — отличное поле для подобного исследования. Именно в нем находится самое убедительное свидетельство существования объекта-­кандидата на звание черной дыры, к тому же очень простого в изучении. Горизонт событий черной дыры в центре Галактики виден под углом в 50 угловых микросекунд. Это крохотный угол, но его в десять раз проще рассмотреть, чем горизонт событий сверхмассивных черных дыр во внешних галактиках, и в несколько тысяч раз проще, чем горизонт событий ближайших черных дыр звездной массы. Поэтому вокруг объекта собрались астрономы, мечтающие «прозондировать» черную дыру и проверить общую теорию относительности новыми способами.

Долеман — молодой руководитель проекта под названием «Телескоп горизонта событий». Телескоп горизонта событий — не отдельная конструкция, а система из 11 радио­телескопов, рассредоточенных по всему миру. Все эти тарелки, от Чили до Антарктики и от Гавайев до Аризоны и Испании, работают согласованно, воспроизводя предполагаемую разрешающую способность одного телескопа — размером с Землю. Для работы с телескопом размером с весь мир нужны атомные часы, отклоняющиеся лишь на секунду за столетие. В проекте участвуют астрономы из 20 научных организаций. Данные собираются на коротких радиоволнах миллиметровой длины или меньше. На миллиметровые радиоволны влияет водяной пар в атмосфере, поэтому большинство телескопов находится в холодных и сухих местах. В результате Долеман вынужден не только работать с телескопами, которые забиты снегом, но и носить кислородную маску, тестируя оборудование на высоте более 5,3 км в Андах, и рисковать получить обморожение при работе с телескопом на Южном полюсе.

Группа из 30 ученых и инженеров работает с тарелкой радиотелескопа на горе Китт-­Пик в южной Аризоне — это критически значимая часть системы. Мои коллеги из Аризонского университета Ферьял Озел и Димитриос Псалтис с помощью численных релятивистских расчетов и трассировки лучей на мощном суперкомпьютере могут вывести внешние признаки черной дыры. Другой коллега, Дэн Мэррон, каждую зиму проводит в Антарктиде, обслуживая одну из антенн системы — телескоп Южного полюса. Всем этим ученым — за сорок, они принадлежат к поколению, твердо решившему добраться до дна черных дыр — по крайней мере в переносном смысле.

В борьбе за звание самого высокого и сухого места в мире Южный полюс не имеет конкурентов. Ледовый купол поднимается над уровнем моря на 2,8 км, а влажность здесь меньше 10%. Вся вода вморожена в лед, твердый, как гранитное материковое основание. Я надеюсь ­когда-­нибудь попасть туда, но, пожалуй, не бесконечной зимней ночью, когда воет штормовой ветер и температура колеблется около –60 °C. Если вы зимуете на Южном полюсе, то должны быть совершенно уверены в крепости психики — собственной и коллег. Поскольку Дэн Мэррон — радиоастроном, для регистрации миллиметровых волн ему не нужно темное небо, поэтому он приезжает сюда во время антарктического лета, меняя теплую зиму Таксона на температуру чуть ниже нуля, — здесь, у подножия мира, теплее не бывает. Есть что-то поэтическое в том, чтобы отправиться в край бесконечного света, чтобы сделать снимок бесконечной тьмы.

Проект уже принес ряд впечатляющих результатов, хотя система еще даже не вышла на полную мощность. В центр Галактики падает вещество, и эта область должна быть очень яркой — с учетом размера, измеряемого телескопом горизонта событий. Однако она является тусклой — энергия, очевидно, исчезает на горизонте событий, что является сильным аргументом в пользу черной дыры. Первичные данные говорят о том, что аккреционный диск повернут к нам практически ребром, и это позволяет измерить скорость вращения диска, таким образом определив границы параметров вращения черной дыры. Переменная яркость компактного радиоисточника связана с изменениями потока аккреции — очень близко от черной дыры. Результаты моделирования говорят о том, что система скоро станет весьма чувствительной и поставленные цели будут достигнуты — будет получено первое в истории изображение черной дыры (илл. 51).

Изображение — если его удастся получить — будет выглядеть как маленький темный кружок, состоящий из ничего. Общая теория относительности утверждает, что тьма должна иметь 80 млн км в поперечнике, что при наблюдении с Земли аналогично размеру макового семечка, находящегося в Нью-­Йорке, если смотреть на него из Лос-­Анджелеса. Силуэт будет удвоен в размерах в силу гравитационного отклонения света и обрамлен светом окружающих звезд. Если его форма не будет правильным кругом, у нас по­явится повод усомниться в верности теоремы «об отсутствии волос» у черных дыр. Если же форма и размер изображения точно совпадут с предсказаниями общей теории относительности, оно на данный момент станет лучшим визуальным подтверждением того, что пространство и время действительно могут сворачиваться в мячик и что четыре миллиона солнц могут исчезнуть почти бесследно.

Отправить