Глазами физика. От края радуги к границе времени - Уолтер Левин

Я спросил об этом Эндрю Гамильтона из университета Колорадо (Объединенный институт лабораторной астрофизики), который считается общепризнанным в мире экспертом в области черных дыр, и, как я и ожидал, его ответ был довольно сложным. Красное и фиолетовое смещение более или менее сходят на нет для свободно падающего объекта, но внешний мир выглядит как имеющий красное смещение вверху и внизу и фиолетовое – в горизонтальных направлениях. (Если хотите почувствовать, что значит быть объектом, падающим в черную дыру, и одновременно получить огромное удовольствие, посмотрите потрясающий фильм Гамильтона «Путешествие в черную дыру Шварцшильда» на сайте: http://jila.colorado.edu/~ajsh/insidebh/schw.html.)

Однако встать вам будет негде, так как там нет поверхности. Вся материя, создавшая черную дыру, свернута в точку, в сингулярность. А как насчет приливных сил? Не разорвет ли вас на куски из-за разницы между силой гравитационного притяжения, действующей на вашу голову и пальцы ног? (Под влиянием этого эффекта на сторону Земли, обращенную к Луне, действует большая сила притяжения, чем на сторону Земли, находящейся дальше от Луны; именно это и вызывает океанские приливы и отливы на нашей планете.)

Конечно же, вас разорвало бы: черная дыра Шварцшильда весом в три солнечных массы разорвет вас в клочья за 0,15 секунды до того, как вы пересечете горизонт событий. Это явление весьма символически названо спагеттификацией; оно предполагает, что тело растягивается за пределы, выходящие за рамки нашего воображения. Как только вы пересечете горизонт событий, различные куски вашего тела достигнут точки сингулярности примерно за 0,00001 секунды – за это время вы будете раздавлены в точку бесконечной плотности. А если говорить о черной дыре массой четырех миллионов Солнц, вроде той, которая находится в центре нашей Галактики, то вы пересечете горизонт событий беспрепятственно (по крайней мере на первых порах), но рано или поздно вам не миновать судьбы спагетти! (И поверьте, это случится скорее рано, чем поздно, потому что у вас будет лишь около 13 секунд до того, как это произойдет, а затем через 0,15 секунды вы достигнете точки сингулярности.)

Идея черных дыр кажется экстравагантной всем, и особенно тем астрофизикам, которые их наблюдают – например, моим бывшим аспирантам Джеффри Мак-Клинтоку и Джону Миллеру. Мы знаем, что черные дыры звездной массы существуют. Они были обнаружены в 1971 году, когда оптические астрономы показали, что Cyg X-1 является системой двойной звезды и что одна из двух звезд – черная дыра! Я расскажу вам об этом в следующей главе. Готовы?

13. Звездный балет

Думаю, теперь вас не удивит, что многие звезды, которые вы видите на небе – с телескопом любого типа или невооруженным глазом, – куда более сложны, чем просто удаленные версии нашего собственного, такого знакомого нам Солнца. Но вы, возможно, еще не знаете, что около трети звезд на небе вовсе не одиночные, а двойные. Это пары звезд, которые связаны силой гравитации и вращаются друг вокруг друга. Иначе говоря, когда вы смотрите на ночное небо, около трети звезд, которые вы там видите, представляют собой двойные системы, даже если кажутся вам одиночной звездой. Во Вселенной существуют даже системы тройных звезд – три звезды, вращающиеся друг вокруг друга, – но они менее распространены. Поскольку многие яркие источники рентгеновского излучения в нашей Галактике оказались двойными звездами, мне довольно часто приходилось иметь с ними дело. И они, признаться, завораживают.

Каждая звезда в двойной системе путешествует вокруг того, что мы называем центром массы двойной системы, то есть точки, расположенной между этими двумя звездами. Если обе звезды имеют одинаковую массу, то центр массы находится на равном расстоянии от центра обеих. Если их массы не совпадают, то центр масс находится ближе к более крупной звезде. Поскольку обе звезды полностью оборачиваются вокруг орбиты за совершенно одинаковый промежуток времени, более массивная звезда должна иметь меньшую орбитальную скорость, чем менее массивная.

Чтобы визуализировать этот принцип, представьте гантель с грифом, соединяющим два веса одинаковой массы, вращающуюся вокруг своей средней точки. А теперь представьте вторую гантель, с весом один килограмм на одном конце и пять килограммов на другом. Центр массы такой гантели находится ближе к более тяжелому концу, поэтому, если она начнет вращаться, вы увидите, что сторона с большей массой имеет меньшую орбиту, а стороне с меньшей массой приходится пройти за то же время большее расстояние. Если же вместо концов этой гантели будут две звезды, то звезда с меньшей массой будет вращаться на своей орбите со скоростью, в пять раз превышающей скорость своей громоздкой компаньонки.

Если одна из звезд гораздо крупнее второй, центр массы системы может даже находиться в самой массивной звезде. Например, в случае с Землей и Луной (которые представляют собой двойную систему) центр массы расположен почти на 1700 километров ниже поверхности Земли. (Я еще вернусь к этому вопросу в приложении II.)

Сириус, самая яркая звезда на небе (расположена на расстоянии около 8,6 световых года от Земли), тоже представляет собой систему из двух звезд, известных как Сириус А и Сириус Б. Они обращаются вокруг общего центра масс один раз за пятьдесят лет (мы называем это периодом орбитального движения).

Как же определить, что смотришь именно на двойную звезду? Увидеть эти звезды отдельно невооруженным глазом невозможно. Но, в зависимости от того, на каком расстоянии двойная звезда находится от Земли, и от мощности используемых телескопов, иногда можно получить визуальное подтверждение, увидев две такие звезды как отдельные небесные тела.

Известный немецкий математик и астроном Фридрих Вильгельм Бессель полагал, что самая яркая звезда на небе, Сириус, является двойной системой, состоящей из видимой и невидимой звезд. Он пришел к такому выводу на основании точных астрономических наблюдений: Бессель первым в 1838 году начал проводить параллакс-наблюдения (совсем чуть-чуть опередив Хендерсона – см. главу 2). В 1844 году он написал Александру фон Гумбольдту знаменитое письмо: «Я придерживаюсь убеждения, что звезда Сириус представляет собой двойную звезду, состоящую из видимой и невидимой звезд. Нет никаких оснований полагать, что светимость является неотъемлемым качеством космических тел. Видимость бесчисленных звезд не следует считать аргументом против невидимости столь же бесчисленного множества других». Это утверждение поистине огромной глубины, ведь мы, как правило, действительно не верим в то, что не можем увидеть. Бессель основал направление, которое сегодня называется астрономией невидимого.

Никто не видел «невидимого» спутника (Сириус Б) до 1862 года, пока Элвин Кларк не испытал совершенно новый 18,5-дюймовый телескоп (самый большой на то время, изготовленный компанией отца Кларка) в своем родном городе Кембридже. Ученый направил телескоп на Сириус, который как раз вставал над горизонтом Бостона, просто чтобы протестировать аппаратуру, и обнаружил на небе Сириус Б, который оказался в 10 тысяч раз менее ярким, чем Сириус А.

Боже, благослови астроспектроскопию: фиолетовое и красное смещение

Проще всего выяснить, является ли звезда двойной, особенно если она находится очень далеко, прибегнув к помощи спектроскопии и измерению доплеровского сдвига. На свете, наверное, нет более мощного астрофизического инструмента, чем спектроскоп, и более важного открытия в астрономии за последние несколько столетий, чем доплеровский сдвиг.

Вы уже знаете, что достаточно горячие небесные объекты излучают видимый свет (излучение черного тела). Разложение солнечного света на составные части так, как это делает призма, капель дождя, из которых состоит радуга (глава 5), показывает нам континуум цветов от красного на одном конце до фиолетового на другом, называемый спектром. Если разложить на части свет звезды, тоже увидишь спектр, но цвета в нем могут быть не равной насыщенности. Например, чем холоднее звезда, тем она (и ее спектр) краснее. Температура Бетельгейзе (в созвездии Орион) всего 2000 К – это самая красная звезда в небе. А температура Беллатрикс, тоже из Ориона, 28 000 К – это самая фиолетовая и яркая звезда в небе (ее часто называют «Звездой амазонок»).

При пристальном взгляде на звездный спектр видны узкие промежутки, где цвета урезаны или даже полностью отсутствуют; это линии поглощения. В спектре Солнца, например, тысячи таких линий. Они вызваны наличием многих различных элементов в атмосферах звезд. Атомы, как известно, состоят из ядер и электронов. Электроны не могут обладать произвольной энергией: у них дискретные энергетические уровни, и они не могут иметь энергию, промежуточную между этими уровнями. Иными словами, их энергии «квантованы» – этот термин лег в основу такой области физики, как квантовая механика.