Александр Гордон - Диалоги (март 2003 г.) Страница 46

Поэтому задача наблюдателей очень простая: надо найти объекты, масса которых больше трех масс Солнца и радиусы которых равны гравитационному радиусу. Для чёрной дыры с массой десять масс Солнца, а это типичная масса звёздной чёрной дыры, гравитационный радиус это 30 километров. Если массу мы можем измерить по движению второй звезды в двойной системе или по движению газовых облаков и звёзд вблизи сверхмассивной чёрной дыры в ядре галактике, то измерить радиус в 30 километров, измерить на расстоянии, скажем, тысячи световых лет практически очень трудно, но тем не менее сейчас астрономы даже такие задачи собираются решать. Например, можно будет измерить радиус ядер чёрных дыр в ядрах галактик с помощью космических интерферометров.

Итак, задача – померить массу объекта, показать, что его размер близок к гравитационному или, ещё лучше, равен гравитационному, и, наконец, надо показать, что у объекта нет наблюдаемой твёрдой поверхности, а имеется вот этот горизонт событий. Горизонт событий – это не какая-то поверхность. Горизонт событий может быть устранён выбором системы отсчёта. Если мы сядем на космический корабль и будет свободно падать, то мы попадём в сингулярность и не почувствуем никакого горизонта событий. То есть это такая поверхность, которая зависит от системы отсчёта, с которой мы на неё смотрим, это не твёрдая поверхность вот это надо тоже доказать. Ну, и, кроме того, чёрные дыры, которые сформировались в наше время, не стопроцентные чёрные дыры. Сжатие вещества согласно общей теории относительности – коллапс происходит бесконечно долго для внешнего наблюдателя и из-за замедления хода времени. Но уже в первые миллисекунды времени звезда приближается очень близко к своему гравитационному радиусу, а дальше она приближается экспоненциально к своему гравитационному радиусу, и ей нужно прождать всё бесконечно большое время нашей Вселенной, чтобы она окончательно сформировала свой горизонт событий.

А.Г. А что значит «не наше время»? Вы сказали, что чёрные дыры, которые образуются в наше время, не совсем чёрные дыры.

А.Ч. Чёрные дыры, которые сформировались в нашу эпоху. Ну, например, система Лебедь Х-1. Примерно десять миллионов лет тому назад там был взрыв сверхновый, и образовалась чёрная дыра. Но что такое десять миллионов лет по сравнению с возрастом нашей Вселенной – это очень маленький промежуток. И за эти десять миллионов лет у чёрной дыры системы Лебедь Х-1 сформировался уже горизонт событий почти на сто процентов, но всё-таки не на сто процентов: нужно ещё много-много миллиардов лет подождать для того, чтобы горизонт событий сформировался окончательно. На самом деле, это отличие очень мало согласно экспоненциальному закону. И за очень короткое время, за доли секунды, когда нейтронная звезда коллапсирует в чёрную дыру, для внешнего наблюдателя это уже будет невидимый объект, это будет…

А.Ч. Это будет практически чёрная дыра. Поэтому мы сейчас ищем так называемые практически чёрные дыры, имеющие практически горизонты событий. Горизонт событий тоже ненаблюдаем, потому что там время бесконечно растягивается и любые процессы там замирают они там ненаблюдаемы. И поэтому это ненаблюдаемая поверхность какие бы там процессы ни были, мы их не можем заметить.

Итак, по каким признакам наблюдатели сейчас начали мерить чёрные дыры? В 64-м году, задолго до эры рентгеновской астрономии, которая и позволила открыть чёрные дыры, академик Зельдович Яков Борисович и американский учёный Салпитер опубликовали две фундаментальные работы. Они показали, что если на чёрную дыру падает… Сама чёрная дыра невидима, потому что даже свет не может вырваться за её пределы, но, если на чёрную дыру выпадает вещество не сферически симметричное, это очень важно: тогда вещество при выпадении на чёрную дыру достигает скоростей близких к скорости света и происходит столкновение газовых струй. Для этого и нужна несферическая симметрия. Естественно, если вы молотком бьёте по наковальне, она нагревается до 5-10 градусов. А здесь у вас скорости столкновения это скорость света, 300 тысяч километров в секунду, поэтому плазма нагревается в ударных волнах до температур в сотни миллионов градусов и выделяется огромная энергия в рентгеновских лучах, в тех самых рентгеновских лучах, которыми нас просвечивают в медицинских кабинетах. Это электромагнитные колебания очень короткой длины волны, порядка один ангстрем, а обычное оптическое излучение это пять тысяч ангстрем. Итак, жёсткое электромагнитное излучение. К сожалению, земная атмосфера, а может быть и к счастью, для этого излучения непрозрачна; и только когда началась эра космических исследований после запуска первого советского искусственного спутника Земли, появилась возможность наблюдать из космоса, за пределами земной атмосферы, рентгеновские источники. И вот ещё до начала эры рентгеновской астрономии вышли две эти работы Зельдовича и Салпитера в 64-м году… Хотя первый рентгеновский источник был открыт с борта ракеты в 62-м году, с ракеты «Аэроби», американской, кстати, одним из экспериментаторов в этом проекте был Рикардо Джиакони, который в прошлом году получил Нобелевскую премию за рентгеновскую астрономию.

А начало эры рентгеновской астрономии связывают с 71-м годом, с запуском специализированного спутника «УХУРУ». Это на языке одной из африканских народностей означает «свобода». Этот специализированный спутник сканировал всё небо и открыл несколько сотен рентгеновских источников. И возникла проблема их оптического отождествления. Если это двойная система… А вот как раз теория аккреции вещества на чёрные дыры в двойных системах была развита уже несколько лет спустя учениками Якова Борисовича Зельдовича это Шакура и Щуняев, Новиков и Торн, Прингл и Рис и другие. Они показали, что если имеется двойная система, чёрная дыра и звезда типа Солнца, тогда перетекание вещества от оптической звезды на чёрную дыру приводит к формированию диска. В диске тоже скорости в центре близки к скорости света, и просто из-за взаимного трения слоёв происходит разогрев до температур в сотни миллионов градусов, и мы видим рентгеновский ореол вокруг чёрной дыры, сама чёрная дыра не видна, но ореол в рентгеновских лучах виден. Но вторая звезда не только является донором вещества она является пробным телом, по движению которого можно определить массу, используя законы Ньютона, и поэтому рентгеновская и оптическая астрономии прекрасно дополняют друг друга. Со спутника мы наблюдаем мощный рентгеновский поток, который говорит о том, что есть компактный объект с радиусом меньше радиуса Земли (это экспериментально измеренная величина) и с массой больше трех масс Солнца (то, что мы по оптической звезде меряем), а наземные наблюдения, обычные, оптические наблюдения с поверхности Земли, позволяют как раз изучать движение оптической звезды и мерить массу невидимого рентгеновского источника.

А.Г. Но при этом могут же возникать всякие неожиданности, скажем, система может оказаться не двойном, а тройной, чёрных дыр может оказаться не одна, а две…

А.Ч. Чтобы двойная система была устойчива, нужна иерархическая модель. Если третья звезда есть, она должна быть далеко, иначе система распадётся это задача трех тел получается. Вот чтобы была ограниченная задача трех тел, нужна, скажем, двойная система, а третий объект очень далеко; в этом можно разобраться, всё это можно распутать.

Но хочу подчеркнуть, тут вы правы, что двойная система видна как точка, то есть не видно отдельно ни чёрную дыру в рентгене, ни оптическую звезду; потому что размер орбит там порядка несколько радиусов Солнца, а расстояние тысячи световых лет, поэтому мы видим точку. Но в оптическом диапазоне эта точка мигает с орбитальным периодом, мы меряем её изменения. Измеряя спектр по доплеровским смещениям линии, можно померить так называемую кривую лучевых скоростей, то есть проекцию оптической скорости звезды на луч зрения. И вот это кривая изменения лучевых скоростей несёт информацию о массе, а кривая блеска несёт информацию о наклоне орбиты двойной системы; и таким образом оптические и рентгеновские наблюдения позволяют определить массу объекта и дать ограничения на радиус, что радиус меньше радиуса Земли.

Более тонкие ограничения на радиус даются по быстрой переменности. Рентгеновские излучение от многих аккрецирующих чёрных дыр (на которых выпадает вещество) переменно на временах до одной миллисекунды. Если мы возьмём десять в минус третьей секунды, умножим на триста тысяч километров в секунду (скорость света), то мы получим триста километров, это десять гравитационных радиусов. А идея такая, что если у нас объект со временем переменности одна миллисекунда, значит, его размеры не могут существенно превышать величины С на дельту Т, где дельта Т одна миллисекунда. Известно, что планеты не мерцают, потому что их угловые размеры минута, а звёзды мерцают, потому что у них очень маленькие угловые размеры, и когда свет звёзд проходит через земную атмосферу, он быстро преломляется и искажается. А у планеты от каждой точки происходит искажение света. Всё это осредняется, и планета светит не мигая. И тоже самое можно сказать о быстрой перемененности: если объект имеет очень маленький размер, он может иметь быструю переменность; если он имеет большие размеры, переменность от разных точек объекта будет усредняться и не будет большой переменности. Поэтому по быстрой переменности можно сказать о радиусе центрального объекта.