Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна

Торн Кип

Представьте себя на месте Якова Борисовича Зельдовича. 1964-й год, член вашей команды разработчиков водородной бомбы Михаил Подурец только что завершил компьютерное моделирование схлопывания звезды, учитывающее эффекты давления, ударных волн, тепловыделения, излучения и потерю массы (глава 6). Модель порождает черную дыру (по крайней мере, ее компьютерную версию). Теперь вы совершенно убеждены, что некоторые звезды, умирая, формируют черные дыры. Будете ли вы теперь сидеть вместе с астрономами и планировать поиск черных дыр? Да, конечно. Если вы Зельдович, то у вас не вызывает симпатии одержимость Уилера конечной точкой схлопывания звезды. Эта точка будет скрыта за горизонтом черной дыры, она будет невидима. Наоборот, сам горизонт и влияние черной дыры на все окружающее должны быть вполне наблюдаемы, надо лишь быть достаточно умным,

чтобы понять, каким образом. Понять наблюдаемую Вселенную — вот ваша одержимость, если вы Зельдович: как же вы сможете сопротивляться вызову — найти черные дыры?

Где начнется ваш поиск? Ясно, что вам следует начать в нашей собственной галактике Млечный Путь — дисковом скоплении 10¹² звезд. Другая ближайшая к нам галактика — Туманность Андромеды, находится от нас на расстоянии в 2 миллиона световых лет, что в 20 раз больше, чем размер Млечного Пути (см. рис. 8.1). Поэтому любая звезда или газовое облако в Туманности Андромеды покажутся в 20 раз меньше и в 400 раз более тусклыми, чем в нашей галактике. И поэтому, если черные дыры трудно обнаружить в Млечном Пути, в Туманности Андромеды их будет найти в 400 раз трудней и невообразимо тяжелей в примерно 1 миллиарде других галактик, более далеких, чем Туманность Андромеды.

Если настолько важен поиск именно в ближайших окрестностях, почему бы не поискать в нашей Солнечной системе, простирающейся от Солнца до планеты Плутон. Не может ли быть где-нибудь здесь, среди планет, черной дыры, незаметной из-за своей черноты? Нет,

очевидно, нет. Гравитационное тяготение такой черной дыры было бы намного больше солнечного, она бы совершенно нарушила орбиты планет, что не наблюдается. Поэтому ближайшая черная дыра должна находиться много дальше орбиты Плутона.

Насколько далеко? Можно сделать грубую оценку. Поскольку черные дыры образуются после смерти массивных звезд, ближайшая к нам черная дыра, скорее всего, не может быть намного ближе, чем ближайшая массивная звезда — Сириус, который находится на расстоянии 8 световых лет от Земли и почти наверняка не ближе, чем ближайшая из всех звезд (не считая Солнце) — Альфа Центавра, на расстоянии в 4 световых года.

Как астрономы смогли бы засечь черную дыру на таком огромном расстоянии? Нельзя ли астроному просто осматривать небо в поисках движущегося черного объекта, пятном закрывающего свет от более далеких звезд? Нет. Имея окружность примерно в 50 километров и

расстояние, по крайней мере, в 4 световых года, темный диск черной дыры был бы виден под углом в 10^{– 7} угловой секунды. Что приблизительно соответствует толщине человеческого волоса при наблюдении его с расстояния, равного расстоянию до Луны, и что в 10 миллионов раз меньше, чем разрешение лучших в мире телескопов. Движущийся темный объект был бы невидимой крошкой.

Если нельзя заметить темный диск черной дыры, когда она проходит перед другой звездой, может быть можно увидеть действие гравитации черной дыры на звездный свет, подобное увеличивающему действию линзы (рис. 8.2)? Не будет ли вначале тусклая звезда становиться ярче, когда черная дыра проходит между ней и Землей и затем опять бледнеть? Нет, тоже не годится. Причина, по которой этот способ не годится, зависит от того, обращаются ли звезда и черная дыра вокруг друг друга и поэтому находятся на близком расстоянии или они разделены типичным межзвездным расстоянием. Если они близко друг к другу, то крошечная черная дыра будет подобна увеличительному стеклу, помещенному на подоконнике восемьдесят девятого этажа Эмпайр Стэйт Билдинг, в которое смотрят с расстояния в несколько километров. Конечно же, крошечное увеличительное стеклышко не в состоянии увеличить вид здания, и точно так же черная дыра не оказывает влияния на вид звезды.

Если же звезда и черная дыра разнесены достаточно далеко, как на рис. 8.2, фокусирующее действие может быть велико, приводя к 10-или 100-кратному или даже большему увеличению звездной светимости. Однако межзвездные расстояния столь огромны, что нужная расстановка Земля—черная дыра—звезда является чрезвычайно редким

событием, настолько, что ее поиск был бы безнадежным делом. Более того, даже если бы такое усиление и наблюдалось, световые лучи от звезды до Земли проходили бы от черной дыра с достаточно далекого расстояния, такого, что на месте черной дыры могла оказаться обычная звезда, также действующая как линза. Поэтому астроном на Земле не мог бы знать, действительно ли роль линзы играет черная дыра или обычная, но тусклая звезда.

Когда Зельдович искал метод наблюдения черной дыры, он, должно быть, прошелся по цепочке рассуждений, подобной приведенной выше. Его цепочка, наконец, привела его к довольно-таки обещающему методу (рис. 8.3). Представьте себе, что черная дыра и звезда обращаются по орбите вокруг друг друга (образуют двойную систему). Когда астрономы направят свои телескопы на такую двойную систему, они увидят свет только от одной звезды, черная дыра будет невидима. Однако свет звезды будет свидетельствовать о ее наличии: обращаясь по орбите вокруг черной дыры, звезда будет сначала двигаться по направлению к Земле, а затем от нее. Когда она движется к нам, эффект Доплера должен сместить звездный свет к синему краю, а когда от нас — к красному. Астрономы могут измерять подобные смещения с высокой точностью, поскольку свет звезды, пропущенный через спектрограф (дальнейшее развитие обычной призмы), дает резкие спектральные линии, и слабое изменение длины волны (цвета) таких линий легко выявляется. Из измерения сдвига длины волны астрономы могут извлечь скорость движения звезды от Земли и к Земле и, последив в течение некоторого временного промежутка за изменением сдвига, могут узнать, как скорость звезды меняется во времени. Типичная величина таких изменений должна лежать где-то между 10 и 100 километров в секунду, тогда как обычная чувствительность таких измерений составляет 0,1 километра в секунду.

Что мы узнаем из таких высокоточных измерений скорости звезды? Узнаем что-нибудь о массе черной дыры. Чем более массивна черная дыра, тем сильнее она притягивает к себе звезду, и поэтому тем больше должна быть центробежная сила, с помощью которой звезда противодействует тяготению черной дыры. Чтобы добиться большей центробежной силы, звезда должна быстрее обращаться по орбите. И

поэтому большая орбитальная скорость может свидетельствовать о большой массе черной дыры.

Значит, чтобы найти черную дыру, астрономы должны искать звезды, спектр которых посылает сигнал, периодически смещаясь от красного к синему. Такое смещение является недвусмысленным свидетельством того, что у звезды есть спутник. Астрономам остается изучить спектр звезды, чтобы получить скорость ее обращения вокруг спутника, и зная скорость, получить массу. Если спутник очень массивен, и света от него не видно, очень вероятно, что это черная дыра. Вот в чем состояло предложение Зельдовича.

Хотя этот метод много лучше, чем любой предыдущий, в нем кроятся несколько ловушек. Я расскажу лишь о двух. Во-первых, такое

взвешивание темной компоненты двойной звезды не совсем точное. Измеренная скорость зависит не только от массы компаньона, но и от массы самой звезды и от наклона плоскости обращения двойной звезды к линии наблюдения. Хотя масса звезды и наклон орбиты могут быть найдены путем тщательных наблюдений, хорошей точности получить нельзя. В результате легко допустить большие ошибки (скажем, в 2 или 3 раза) в оценке массы темного спутника. Во-вторых, черные дыры не единственный вид темного спутника, который может быть у звезды. Например, темным спутником была бы и нейтронная звезда. Чтобы быть уверенным, что спутник не нейтронная звезда, нужно быть уверенным, что он много тяжелее максимума, допускаемого для нейтронной звезды, примерно в 2 солнечные массы. Две близкие нейтронные звезды, обращающиеся друг относительно друга, также могут иметь массу до 4 солнечных. Такая система может стать темным спутником, или им может стать система из двух вместе вращающихся белых карликов с полной массой в 3 солнечные. Есть и другие виды звезд, хотя и не совершенно темные, которые могут быть достаточно массивными и чрезвычайно тусклыми. Нужно быть очень внимательным при изучении спектров, чтобы быть уверенным, что нет никаких признаков чрезвычайно слабого излучения от таких звезд.