Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна - Кип Торн

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.

8.3. Метод поиска черных дыр, предложенный Зельдовичем, (а) Черная дыра и звезда обращаются вокруг друг друга. Если черная дыра тяжелее, чем звезда, то ее орбита меньше, как и показано на рисунке (т. е. черная дыра двигается мало, а звезда много). Если бы черная дыра была легче, чем звезда, то она двигалась бы по большей орбите (т. е. мало двигалась бы звезда, а черная дыра много). Когда звезда движется от Земли, свет от нее краснеет (сдвигается в сторону больших длин волн), (б) Свет, попавший в телескоп на Земле, пропускается через спектрограф и дает спектры. Здесь показаны два спектра: верхний получен для звезды, движущейся от Земли, нижний через полпериода обращения, когда звезда движется к Земле. Длины волн резких линий сдвинуты друг относительно друга, (в) Измеряя последовательность таких спектров астрономы могут определить, как изменяется во времени скорость звезды при ее движении от Земли и к Земле, и из этого изменения скорости они могут определить массу объекта, вокруг которого обращается звезда. Если масса составляет величину большую, чем две солнечные массы, и от объекта не видно никакого света, такой объект может быть черной дырой

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.

В течение десятилетий астрономы напряженно работали над составлением каталогов двойных звездных систем, и поэтому Зельдовичу не было надобности вести свой поиск прямо на небе, вместо этого он мог просто искать в звездных каталогах. Однако у Зельдовича не было ни времени, ни терпения, чтобы самому копаться в каталогах, не было у него и соответствующего опыта, чтобы обойти все ловушки. Поэтому, как он обычно поступал в подобных ситуациях, он распорядился временем и талантом другого, на этот раз Октая Гусейнова, аспиранта астронома, уже достаточно много знавшего о двойных звездах. Среди многих сотен хорошо описанных в каталогах двойных звезд Гусейнов и Зельдович вместе нашли пять обещающих кандидатов в черные дыры.

В течение последующих нескольких лет астрономы почти не обращали внимания на этих пять кандидатов. Меня немного раздражало это отсутствие интереса с их стороны, и поэтому 1968 г. я завербовал Вирджинию Тримбл, астронома из Калтеха, помочь мне пересмотреть и расширить список Гусейнова — Зельдовича. Тримбл, которая хотя и защитила кандидатскую диссертацию лишь за несколько месяцев до этого, получила основательную подготовку в астрономии. Она знала обо всех ловушках, с которыми мы могли столкнуться — описанных выше и многих других, и могла их аккуратно учесть.

8.4. Предложенный Зельдовичем и Салпетером способ обнаружения черной дыры

Поискав непосредственно в каталогах и собрав все опубликованные данные, касающиеся наиболее обещающих двойных звезд, которые мы только смогли найти, мы предложили новый список из восьми кандидатов в черные дыры. К сожалению, во всех восьми случаях Тримбл могла изобрести почти рациональные объяснения темного спутника, не привлекающие черные дыры. Сегодня, четверть века спустя, ни один из наших кандидатов не выжил. Как кажется сегодня, ни один из них в действительности черной дырой не является.

* * *

Зельдович хорошо знал, когда все это задумывал, что метод поиска с использованием двойных звезд был, в сущности, лотереей, ни коим образом не обеспечивающим успеха. К счастью, его мозговой штурм проблемы поиска черных дыр принес вторую идею — идею, одновременно и независимо от Зельдовича, предложенную в 1964 г. Эдвином Салпетером, астрофизиком из Корнельского университета в Итаке, штат Нью-Йорк.

Представьте, что черная дыра движется через облако газа или, что эквивалентно, с точки зрения черной дыры, мимо нее движется облако газа (рис. 8.4). Потоки газа, ускоренные гравитацией черной дыры до околосветовых скоростей, облетают ее с разных сторон и сталкиваются позади черной дыры. Столкновение в виде ударного фронта (неожиданное резкое возрастание плотности) преобразует огромную энергию падения газа в теплоту, заставляя его сильно излучать. Фактически, черная дыра будет служить машиной для превращения части массы падающего газа в тепло и затем в излучение. Как показали Зельдович и Салпетер, эта «машина» может быть весьма эффективной — гораздо эффективней, чем, например, горение ядерного топлива.

В группе Зельдовича эта идея муссировалась в течение двух лет, ее рассматривали то с одной, то с другой точки зрения, ища пути сделать ее более обещающей. Однако это была лишь одна из десятков других, разрабатывавшихся ими идей, касающихся черных дыр, нейтронных звезд, сверхновых и природы Вселенной, и поэтому ей уделялось довольно мало внимания. Затем, однажды в 1966 г., в ходе жаркой дискуссии Зельдович и Новиков поняли, что можно совместить идею двойных звезд и идею падающего газа (рис. 8.5).

С поверхности многих звезд дуют мощные ветры газа (в основном гелия и водорода). (Солнце тоже порождает такой ветер, хотя и очень слабый.) Представьте, что черная дыра и звезда, порождающая такой ветер, обращаются по орбите друг относительно друга. Черная дыра будет захватывать часть газового потока, нагревать его в ударном фронте и заставит излучать. На однометровой грифельной доске в своей московской квартире Зельдович вместе с Новиковым оценил температуру сталкивающегося газа — несколько миллионов градусов.

При такой температуре газ излучает немного света. Зато он испускает рентгеновские лучи. Таким образом, заключили Зельдович и Новиков, среди черных дыр, обращающихся вместе со спутником, некоторые (хотя и не многие) должны ярко светиться в рентгеновском диапазоне.

Поэтому для того чтобы искать черные дыры, надо использовать комбинацию оптического и рентгеновского телескопа. Кандидатами в черные дыры будут в таком случае такие двойные звезды, в которых один объект представляет собой оптически яркую, но слабую в рентгеновском диапазоне звезду, а другой — темный в оптическом диапазоне, но яркий в рентгене (черная дыра). Поскольку нейтронные звезды также могут захватывать газ у компаньона, нагревать его в ударном фронте и давать рентгеновское излучение, правильное «взвешивание» оптически темного, но яркого в рентгеновских лучах объекта весьма критично. Нужно быть уверенным, что этот объект тяжелее, чем 2 Солнца, и поэтому это не нейтронная звезда.

В этой стратегии поиска, однако, существовала, по крайней мере, одна проблема. В 1966 г. рентгеновские телескопы были еще чрезвычайно примитивны.