8 ПОИСК

8 ПОИСК

глава, в которой предложен, воплощен и {возможно) привел к успеху метод поиска на небе черных дыр

Метод

Представьте себе, что вы Роберт Дж. Оппенгеймер. 1939-й год, вы только что убедились, что массивные звезды, когда умирают, должны образовывать черные дыры (главы 5 и 6). Засядете ли вы вместе с астрономами за разработку плана поиска на небе свидетельств того, что черные дыры действительно существуют? Вовсе нет. Если вы Оппенгеймер, то ваши интересы лежат в сфере фундаментальной физики. Вы можете предложить свои идеи астрономам, но ваше собственное внимание теперь сосредоточено на атомных ядрах и на разразившейся второй мировой войне, которая вскоре втянет вас в разработку атомной бомбы. А что же астрономы? Примут ли они ваши идеи? Тоже нет. В сообществе астрономов укоренился консерватизм, исключая, правда, этого «дикаря» Цвикки, проталкивающего свои нейтронные звезды (глава 5). Принятая во всем мире точка зрения, отвергающая максимальную массу Чандрасекара (глава 4), все еще удерживает свои позиции.

Вообразите теперь, что вы Джон Арчибальд Уилер. 1962-й год, после долгого сопротивления вы начинаете убеждаться, что некоторые массивные звезды, умирая, должны создавать черные дыры (главы 6 и 7). Станете ли вы разрабатывать вместе с астрономами план их поиска? Вовсе нет. Если вы Уилер, то ваше внимание теперь приковано к соединению обшей теории относительности и квантовой механики, соединение, которое, возможно, имеет место в центре черной дыры (глава 13). Вы проповедуете физикам, что конечная точка схлопывания звезды является величайшим кризисом, из которого может возникнуть новое глубокое понимание. Но вы не станете обращаться с проповедью к астрономам, что они должны искать на небе черные дыры, или хотя бы нейтронные звезды. О поиске черных дыр вы вообще ничего не скажете; что же касается более обещающей идеи поиска нейтронных звезд, то вы в своих заметках выразите консервативную точку зрения астрономического сообщества: «Такой объект будет иметь диаметр порядка 30 километров… он будет быстро остывать… Надежда увидеть такой тусклый объект столь же мала, как и надежда увидеть планету, принадлежащую другой звезде» (другими словами, надежды нет).

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,

8.1. Картины структуры Вселенной

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

8.2. Гравитация черной дыры должна действовать подобно линзе, изменяя кажущийся размер звезды при ее наблюдении с Земли. На этом рисунке черная дыра находится точно на линии, соединяющей Землю и звезду, и поэтому световые лучи от звезды могут достичь Земли, пройдя сверху или снизу черной дыры, либо обойдя ее спереди или сзади. Все световые лучи, достигающие Землю, испускаются звездой в виде расходящегося конуса, проходя мимо черной дыры, они изгибаются по направлению к Земле и приходят к ней в виде сходящегося конуса. Получающееся изображение звезды имеет вид тонкого кольца. Такое кольцо имеет гораздо большую поверхность и поэтому гораздо большую полную яркость, чем та, которую звезда имела бы при отсутствии черной дыры. Получающееся кольцо будет слишком мало, чтобы его можно было бы рассмотреть в таком виде с помощью телескопа, но полная яркость звезды будет увеличена в десять, сто, а может, и большее число раз

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.

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.

8.5. Предложенный Зельдовичем и Новиковым способ поиска черных дыр. Звездный ветер, дующий с поверхности звезды-спутника, захватывается гравитацией черной дыры. Потоки газов, из которых состоит звездный ветер, огибают черную дыру в противоположных направлениях и сталкиваются с образованием резкого ударного фронта, где нагреваются до температуры в миллионы градусов и испускают рентгеновское излучение. Оптические телескопы должны видеть звезду, обращающуюся вокруг тяжелого темного объекта. Рентгеновские телескопы должны увидеть от этого объекта рентгеновское излучение

Поиск

Для астронома недостаток рентгеновских лучей состоит в том, что они не могут проникать через земную атмосферу. (Для людей это достоинство, поскольку рентгеновские лучи вызывают рак и мутации.)

К счастью, физики-экспериментаторы с широким кругозором из Военно-морской исследовательской лаборатории США, под руководством Герберта Фридмана, с 1940 г. работали над тем, чтобы заложить основы космической рентгеновской астрономии. Фридман и его коллеги вскоре после второй мировой войны начали исследовать Солнце, запуская приборы на захваченных немецких ракетах V-2 (Фау-2). Фридман описал их первый запуск 28 июня 1946 г., когда на носу ракеты был установлен спектрограф для изучения ультрафиолетового излучения Солнца. (Поскольку ультрафиолетовые лучи, как и рентгеновские, не могут проникнуть через атмосферу Земли.) На короткое время взлетев над атмосферой и собрав данные, «ракета в соответствии с расчетом вернулась на Землю носом вниз, зарывшись в огромном кратере примерно в 80 футов в диаметре и 30 футов глубиной. Несколько недель, проведенных в раскопках, позволили обнаружить лишь маленькую кучку неидентифицируемых обломков; все обстояло так, будто при столкновении ракета испарилась».

Так неудачно начав, но благодаря изобретательности, настойчивости и напряженной работе Фридмана и других, ультрафиолетовая и рентгеновская астрономия, шаг за шагом, стала приносить свои плоды. К 1949 г. Фридман и его коллеги для изучения рентгеновского излучения Солнца запускали счетчики Гейгера на ракетах Фау-2. К концу 1950-х, Фридман с коллегами, устанавливая счетчики на ракетах теперь уже американского производства — Аэроби (Аэропчела), исследовали ультрафиолетовое излучение не только от Солнца, но и от звезд. Но рентгеновские лучи — дело другое. Каждую секунду Солнце обрушивает около 1 миллиона рентгеновских квантов на каждый квадратный сантиметр счетчиков Гейгера, и поэтому детектировать его рентгеновское излучение относительно несложно. Однако, как показывают теоретические оценки, самая яркая рентгеновская звезда будет в 1 миллиард раз слабее Солнца. Для того чтобы обнаружить такое слабое излучение, требовались детекторы в 10 миллионов раз чувствительнее тех, которые запускал Фридман в 1958 г. Такое усовершенствование, хотя и весьма существенное, все же не было невозможным.

К 1962 г. детекторы были улучшены в 10 000 раз. Осталось добиться тысячекратного выигрыша в чувствительности, и под впечатлением достижений группы Фридмана в соревнование включились другие исследователи. Одна из команд, руководимая Риккардо Джиаккони, станет грозным конкурентом.

Странным образом, успех Джиаккони мог бы разделить Зельдович. В 1961 г. Советский Союз неожиданно прервал взаимный советско-американский трехлетний мораторий на испытание ядерного оружия, испытав самую мощную бомбу, которую когда-либо взрывал человек, — бомбу, разработанную на Объекте группами Зельдовича и Сахарова (глава 6). Американцы в панике начали подготовку новых собственных испытаний. Они должны были стать первыми американскими ядерными испытаниями эры орбитальных космических полетов. Впервые открывалась возможность измерить из космоса рентгеновское и гамма излучение, а также частицы высокой энергии, образующиеся при ядерном взрыве. Такие измерения были необходимы для того, чтобы отслеживать дальнейшие советские испытания бомб. Однако чтобы провести такие измерения в ходе предстоящей американской серии испытаний, требовалась форсированная программа. Организация и руководство были поручены Джиаккони, двадцативосьмилетнему физику-экспериментатору из частной компании Американская наука и техника (Кембридж, штат Массачусетс), недавно начавшему разработку и запуск в космос детекторов рентгеновского излучения, подобных фридмановским.

Слева: Герберт Фридман, примерно в то время, когда его группой было открыто рентгеновское излучение Солнца. Справа: Риккардо Джиаккони, примерно тогда, когда его группа открыла первую рентгеновскую звезду. [Слева: предоставлено Военно-морской исследовательской лабораторией США; справа: предоставлено Р. Джиаккони]

Военно-воздушные силы Соединенных Штатов предоставили Джиаккони все требуемые средства, но мало времени. Менее чем за год он расширил свою группу рентгеновской астрономии, первоначально состоявшую из шести человек, введя в нее семьдесят новых участников, разработал, изготовил и испытал множество приборов слежения за взрывами военного назначения, запустив их в космос, достигнув 95-процентного успеха, на двадцати четырех ракетах и шести спутниках. Этот опыт сформировал из костяка его группы верную, знающую и высоко квалифицированную команду, идеально подходящую для того, чтобы обойти всех конкурентов в создании рентгеновской астрономии.

Временная команда Джиаккони сделала свои первые шаги в астрономии, начав с поиска рентгеновского излучения Луны, используя детектор, сделанный по образцу фридмановского, и как и Фридман, запустив его на ракете Аэроби. Их ракета, запущенная в Вайт-Сэндз, Нью-Мексико, за одну минуту до полуночи 18 июня 1962 г., быстро набрала высоту 230 километров, а затем упала назад на Землю. В течение 350 секунд она находилась за пределами земной атмосферы, на высоте достаточной, чтобы зарегистрировать рентгеновское излучение Луны. Данные, переданные на Землю телеметрией, были загадочны: рентгеновское излучение оказалось значительно сильнее, чем ожидалось. При более внимательном изучении данные показались еще удивительней. Казалось, что рентгеновское излучение шло не от Луны, а из созвездия Скорпиона (рис. 8.6б). Два месяца Джиаккони и члены его команды (Герберт Гурский, Франк Паолини и Бруно Росси) искали ошибку в данных и в аппаратуре. А когда таковой не нашлось, объявили о своем открытии. Впервые была обнаружена рентгеновская звезда, в 5000 раз более яркая, чем предсказывали астрофизики. Десятью месяцами позже группа Фридмана подтвердила открытие, и звезде было дано имя Sco Х-1 (1 — потому что самая яркая; X — потому что источник Х-лучей[88]; Sco — по латинскому названию созвездия Скорпиона — Scorpius).

Почему ошиблись теоретики? Как получилось, что они в 5000 раз недооценили силу космического рентгеновского излучения? Они неверно полагали, что на небе в рентгеновском диапазоне будут преобладать объекты, уже известные по оптическим наблюдениям — такие объекты, как Луна, планеты и обычные звезды, слабые источники рентгеновских лучей. Однако Sco Х-1 и другие вскоре открытые рентгеновские звезды не были подобны ранее наблюдавшимся объектам. Они являлись нейтронными звездами и черными дырами, захватывающими газ у нормальных звезд-спутников и нагревающими его до высоких температур, как это вскоре предположат Зельдович и Новиков (рис. 8.5 сверху). Для того чтобы показать, что такова в действительности природа наблюдаемых рентгеновских звезд, однако, потребовалось еще десятилетие работы рука об руку таких экспериментаторов, как Фридман и Джиаккони, и таких теоретиков, как Зельдович и Новиков.

8.6. Совершенствование технологии и разрешения рентгеновских астрономических инструментов в 1962—1978-х гг. (а) Схема конструкции счетчика Гейгера, использовавшегося группой Джиаккони в 1962 г. при открытии первой рентгеновской звезды, (б) Данные, полученные с помощью счетчика Гейгера, которые показывают, что звезда находится не там где Луна; обратите внимание на плохое угловое разрешение (большую погрешность измерений), составляющую 90 градусов, (в) Рентгеновский детектор на спутнике Ухуру, 1970 г.: значительно улучшенный рентгеновский счетчик находится внутри корпуса, а перед детектором расположены пластины в виде жалюзи, препятствующие регистрации рентгеновских лучей, летящих не перпендикулярно входному окну детектора, (г) Рентгеновское излучение Cygnus Х-1, кандидата в черные дыры, измеренное Ухуру. (д) Схема и (ё) фотография зеркал для фокусировки рентгеновских лучей в рентгеновском телескопе Эйнштейн, 1978 г. (ж) и (з) Фотографии двух кандидатов в черные дыры — Cygnus Х-1 и SS-433

* * *

Детекторы Джиаккони образца 1962 г. были чрезвычайно просты (рис. 8.6а): камера с электродами, заполненная газом, с тонким окошком сверху. Когда рентгеновские лучи попадают в камеру через окошко, они выбивают электроны у некоторых атомов газа; эти электроны притягиваются полем к электродам и, попадая в провод, создают электрический ток, свидетельствующий о приеме рентгеновского излучения. (Такие приборы иногда называют счетчиками Гейгера, а иногда пропорциональными счетчиками.) Ракета, несущая камеру, вращалась со скоростью два оборота в секунду, а ее нос медленно качался, нацеливаясь то вверх, то вниз. Такие движения позволяли окошку камеры просканировать большую область неба, направляя его то в одном, то в другом направлении. Будучи направленной на созвездие Скорпиона, камера регистрировала много отсчетов рентгеновских лучей. Когда она нацеливалась в другую сторону, отсчетов было мало. Однако поскольку рентгеновское излучение могло попадать в камеру с широкого диапазона направлений, оценки положения Sco Х-1 с помощью камеры были весьма неточны. Она могла указать лишь наиболее вероятное положение, с возможной погрешностью около 90? (см. рис. 8.6б).

Для того чтобы определить, действительно ли Sco Х-1 и другие вскоре открытые рентгеновские звезды являются черными дырами и нейтронными звездами в двойных системах, требовалось уменьшить пределы ошибок (неопределенность положения на небе) до нескольких угловых минут. Это было суровое требование: тысячекратное улучшение углового разрешения.

Требуемое и даже более значительное улучшение разрешения было шаг за шагом достигнуто в последующие шестнадцать лет несколькими конкурирующими на каждом шагу группами (Фридмана, Джиаккони и других). За чередой ракет, запускаемых то одной, то другой группой, с все улучшающимися детекторами, в декабре 1970 г. последовал Ухуру — первый рентгеновский спутник (рис. 8.6в). Созданный группой Джиаккони, Ухуру содержал заполненные газом рентгеновские счетчики, в сто раз большие тех, которые запускались на ракете в 1962 г. Перед окошками камер были установлены щели, подобные жалюзи, не дающие камере видеть лучи, исходящие из любых направлений, кроме нескольких градусов вокруг перпендикуляра (рис. 8.6 г).

Слева. Стивен Хокинг. Справа-, текст пари между Стивеном Хокингом и Кипом Торном о том, является ли Cygnus Х-1 черной дырой. [Фото Хокинга предоставлено Ирен Фертик, Университет Южной Калифорнии]

За Ухуру, который обнаружил и позволил занести в каталог 339 рентгеновских звезд, последовали другие такие же рентгеновские спутники специального назначения, построенные американскими, британскими и голландскими учеными. Затем в 1978 г. группа Джиаккони запустила могучего преемника Ухуру — первый настоящий рентгеновский телескоп Эйнштейн. Поскольку рентгеновские лучи легко проникают через любой объект, расположенный перпендикулярно на их пути, даже через зеркало, в телескопе Эйнштейн использовались наборы последовательных зеркал, вдоль которых рентгеновские лучи скользят, подобно салазкам, скользящим вдоль ледяного склона (рис. 8.6д,е). Такие зеркала фокусировали рентгеновские лучи, чтобы построить изображение участка рентгеновского неба размером в 1 угловую секунду — разрешение такое же, как и у лучших оптических телескопов (рис. 8.6ж,з).

Всего за шестнадцать лет, начиная с ракет Джиаккони и до телескопа Эйнштейн (с 1962 по 1978 гг.), было достигнуто 300000-кратное улучшение углового разрешения, и произошел переворот в нашем понимании Вселенной. Рентгеновские лучи обнаружили для нас нейтронные звезды и кандидатов в черные дыры, горячий диффузный газ, окружающий галактики в гигантских скоплениях, и горячий газ в остатках сверхновых и в коронах (внешней атмосфере) некоторых типов звезд, частицы высокой энергии в ядрах галактики и квазары.

* * *

Из всех кандидатов в черные дыры, открытых с помощью рентгеновских детекторов и рентгеновских телескопов, Cygnus Х-1 [созвездие Лебедя] (для краткости Cyg Х-1) является одним из наиболее достоверных. В 1974 г., вскоре после того как Cyg Х-1 был признан хорошим кандидатом, Стивен Хокинг и я заключили пари; я ставил на то, что это черная дыра, а он — что нет.

Кароли Уинстайн, которая стала моей женой через десять лет после заключения пари, была недовольна, узнав о том, что стоит на кону (подписка на Пентхаус для меня, если выигрываю я, и на журнал Прайвэт Ай для Стивена, если выигрывает он). Недовольны были также моя мать и сестры. Им, однако, не стоило беспокоиться, что я действительно выиграю подписку на Пентхаус (так я думал в 1980 г.); наше знание о природе Cyg Х-1 хотя и улучшалось, но очень медленно. В 1990 г. мне казалось, что мы могли быть уверены только на 95 %, что это действительно черная дыра, но все же недостаточно, чтобы считать, что Стивен проиграл спор. Очевидно, Стивен оценивал свидетельства иначе. Поздно вечером в июне 1990 г., пока я был в Москве, работая вместе с советскими коллегами, Стивен в окружении семьи, медсестер[89]и друзей вломился в мой кабинет в Калтехе, нашел наше пари и сделал приписку о своей сдаче, скрепив ее отпечатком пальца.

Свидетельство того, что Cyg Х-1 содержит черную дыру, было как раз таким, как предвидели Зельдович и Новиков, которые предложили метод поиска. Cyg Х-1 является двойной звездой, состоящей из яркой в оптическом и слабой в рентгеновском диапазоне звезды, обращающейся вокруг рентгеновски яркой, но оптически темной компоненты. Измерения массы последней показали, что она слишком велика, чтобы быть нейтронной звездой, и потому, вероятнее всего, является черной дырой.

Свидетельства того, что именно такова природа Cyg Х-1, дались нелегко. Потребовались совместные серьезные усилия, предпринятые в разных странах мира в 1960-х и 1970-х годах сотнями физиков-экспериментаторов, астрофизиков и астрономов.

8.7. Слева: негатив фотографии, сделанной с помощью 5-метрового оптического телескопа в Маунт Паломар Джеромом Кристианом в 1971 г. Черные линии обозначают границы, в которых согласно данным Ухуру лежит Cygnus Х-1. Белый крестик обозначает положение радиовсплесков, полученное с помощью радиотелескопов, которое коррелирует с резкими изменениями рентгеновского излучения от Cyg Х-1. Крестик совпадает с оптической звездой HDE 226868 и, таким образом, идентифицирует спутника Cyg Х-1 в двойной системе. В 1978 г. рентгеновский телескоп Эйнштейн подтвердил идентификацию (см. рис. 8.6ж). Справа: версия художника системы Cyg Х-1 и HDE 226868, основанная на оптических и рентгеновских данных. [С разрешения журнала National Geographic]

Среди физиков-экспериментаторов надо отметить: Герберта Фридмана, Стюарта Бойера, Эдварда Байрама и Талботта Чубба, открывших Cyg Х-1 при запуске ракеты в 1964 г.; Харлея Тененбаума, Эдвина Келлога, Герберта Гурски, Стивена Мюррея, Этана Шриера и Риккардо Джиаккони, которые в 1971 г. с помощью Ухуру определили положение Cyg Х-1 с погрешностью не более двух угловых минут (рис. 8.7), и многих других, открывших и исследовавших мощные хаотические флуктуации потоков и энергии рентгеновских лучей, которые можно было бы ожидать от раскаленного турбулентного газа вокруг черной дыры.

Среди астрономов можно выделить: Роберта Хеллминга, Кема Вэйда, Люка Брайса и Джорджа Мили, открывших в 1971 г. всплески радиоволн в границах области нахождения Cyg Х-1, происходящие одновременно с гигантскими изменениями рентгеновского излучения (обнаруженными с помощью Ухуру) и, таким образом, зафиксировавших положение Cyg Х-1 с точностью до 1 угловой секунды (рис. 8.6 г и 8.7); Луиса Вебстера, Пола Мурдина и Чарльза Болтона, которые с помощью оптических телескопов обнаружили, что видимая звезда HDE226868, расположенная на месте радиовсплесков, обращается вокруг массивного, оптически темного, но испускающего в рентгеновском диапазоне спутника (Cyg Х-1); и сотен других астрономов, проведших кропотливые оптические измерения HDE226868 и других окрестных звезд, измерения, необходимые для того, чтобы обойти различные ловушки при оценке массы Cyg Х-1.

Среди астрофизиков-теоретиков наибольший вклад в общие усилия внесли: Зельдович и Новиков, предложившие метод поиска; Богдан Пачинский, Йорам Авни и Джон Бокалл, разработавшие сложные, но надежные способы избежать ошибки при определении массы; Джеффри Барбидж и Кевин Прендергаст, которые поняли, что горячий, испускающий рентгеновское излучение газ должен образовывать вокруг черной дыры диск; а также Рашид Сюняев, Джеймс Прингл, Мартин Рис, Джерри Острайкер и многие другие, разработавшие детальные теоретические модели излучающего рентген газа и образующегося диска, для последующего сравнения с данными рентгеновских наблюдений.

К 1974 г. эти масштабные усилия привели примерно с 80 %-ной достоверностью к следующей картине для Cyg Х-1 и его спутника, звезды HDE226868, которая изображена художником в правой части рис. 8.7. В общем, это была картина, которую предсказали Зельдович и Новиков, но с гораздо большим числом деталей. Черная дыра в центре Cyg Х-1 имеет массу определенно большую, чем три солнечные, возможно, даже большую, чем 7 Солнц, скорее всего, около 16, ее яркий в оптическом диапазоне, но темный в рентгеновском диапазоне спутник HDE 226868 имеет массу, вероятно, больше, чем 20 солнечных масс, скорее всего, около 33, и примерно в 20 раз больший, чем у Солнца радиус; расстояние от поверхности звезды до черной дыры составляет около 20 солнечных радиусов (14 миллионов километров). Эта двойная звезда находится от Земли на расстоянии примерно в 6000 световых лет. Cyg Х-1 является вторым по яркости объектом на рентгеновском небе, a HDE 226868, хотя и достаточно яркая по сравнению со многими другими звездами, видимыми в большие телескопы, все же слишком слаба, чтобы ее можно было видеть простым глазом.

В следующие два десятилетия после 1974 г. наша уверенность в этой картине для Cyg Х-1 возросла примерно с 80 % до, скажем, 95 % (это мои личные оценки). Наша уверенность не равна 100 % потому, что, несмотря на предпринятые огромные усилия, какой-либо однозначной своеобразной «подписи» черной дыры в Cyg Х-1 обнаружено не было. Никакого сигнала, рентгеновского или светового, который бы выкликивал, недвусмысленно заявляя астрономам: «Я пришел от черной дыры». Все еще можно придумать другие, без черной дыры, объяснения для всех наблюдений, но такие объяснения представляются настолько вычурными, что мало кто из астрономов принимает их всерьез.

Напротив, некоторые нейтронные звезды, называемые пульсарами, однозначно выкликают: «Я нейтронная звезда». Их рентгеновское излучение или, в некоторых случаях, радиоволны приходят к нам в виде коротких очень точно повторяющихся импульсов. В некоторых случаях точность воспроизведения периода между этими импульсами настолько высока, что становится сравнимой с ходом лучших атомных часов. Эти импульсы могут быть объяснены только как пучки излучения, испускаемые с поверхности нейтронной звезды и пробегающие мимо Земли при вращении звезды, подобно сигнальному маяку. Почему возможно только такое объяснение? Такие точные временные интервалы могут получиться лишь при вращении массивного объекта, у которого большая инерция и, соответственно, сильное сопротивление случайным силам, приводящим к случайным промежуткам времени между импульсами. Из всех массивных объектов когда-либо рассматривавшихся астрономами лишь нейтронные звезды и черные дыры могут вращаться, как некоторые пульсары, с такой чудовищной скоростью (сотни оборотов в секунду), и лишь нейтронные звезды, а не черные дыры, могут порождать вращающиеся пучки, поскольку черные дыры не могут иметь «волос». (Любой источник подобного пучка, закрепленный на горизонте черной дыры, был бы примером такого типа «волос», которые не могут на нем удержаться[90].)

Астрономы безуспешно искали однозначную подпись черной дыры в Cyg Х-1 на протяжении двадцати лет. Примером такой подписи (предложенной в 1972 г. Рашидом Сюняевым, членом команды Зельдовича) могли бы быть импульсы излучения, подобные импульсам пульсаров, образующиеся пробегающим пучком, исходящим из плотного газового сгустка, вращающегося вокруг черной дыры. Если бы такой сгусток находился достаточно близко к горизонту черной дыры и сохранялся в течение многих оборотов пока, наконец, не погрузился бы под поверхностью горизонта, детали постоянного изменения интервалов между импульсами могли бы дать ясную и недвусмысленную подпись: «Я черная дыра». К сожалению, такую подпись никто никогда не наблюдал. На это, как кажется, есть несколько причин:

1. Раскаленный, испускающий рентгеновское излучение газ движется вокруг черной дыры настолько турбулентно и хаотично, что плотные сгустки могут сохраняться лишь на протяжении одного или малого числа оборотов, но не дольше.

2. Если даже несколько сгустков и сохраняются достаточно долгое время и выдают подписи черной дыры, турбулентное рентгеновское излучение остального турбулентного газа, очевидно, хоронит эти свидетельства.

3. Если Cyg Х-1 в действительности черная дыра, то, как показывают математические расчеты, большая часть рентгеновского излучения должна излучаться достаточно далеко от ее горизонта — с окружностей примерно в 10 и более раз больше критической, где просто излучающий рентген объем гораздо больше. На таких больших расстояниях от черной дыры предсказания общей теории относительности и ньютоновской теории тяготения приблизительно одинаковы, и поэтому, если бы и были импульсы от вращающихся сгустков, они бы не несли в себе отчетливой подписи черной дыры.

По причинам, аналогичным изложенным, астрономы, возможно, никогда не смогут обнаружить подписи, удостоверяющей черную дыру в электромагнитных волнах любого типа, исходящих из ее окрестностей. К счастью, существуют блестящие перспективы для подписи совершенно другого типа: подписи, переносимой гравитационными волнами. Мы к этому еще вернемся в главе 10.

* * *

Золотой век теоретических исследований черных дыр (глава 7) совпал с поиском черных дыр, а также с открытием и расшифровкой природы Cyg Х-1. Поэтому, казалось, можно было ожидать, что молодежь, доминировавшая в Золотом веке (Пенроуз, Хокинг, Новиков, Картер, Израэль, Прайс, Тьюкольски, Пресс и другие), будет играть ключевую роль в поисках черных дыр. За исключением Новикова, это оказалось не так. Приобретенные этими молодыми людьми таланты и знания, так же как и сделанные ими замечательные открытия, касающиеся вращения, пульсации и безволосости черной дыры, имели отношения к поиску и расшифровке Cyg Х-1. Все могло бы быть по-другому, если бы Cyg Х-1 имел однозначную подпись, удостоверяющую его как черную дыру. Но ее не было.

Этих молодых, как и других подобных им физиков-теоретиков, иногда называют релятивистами, поскольку они проводят так много времени, работая с законами общей теории относительности. Теоретики, действительно внесшие вклад в поиски (Зельдович, Пашинский, Сюняев, Рис и другие), были другой породы, их называли астрофизиками. Для поиска этим астрофизикам требовалось владеть лишь малой частью общей теории относительности — вполне достаточной, чтобы понять, что кривизна пространства-времени ко всему этому, практически, отношения не имеет, и что ньютоновского описания гравитации вполне достаточно для моделирования объектов подобных Cyg Х-1. Однако им требовался чудовищный объем других знаний, являющихся частью стандартного инструментария астрофизика. Они должны были мастерски владеть пространными астрономическими учениями о двойных звездах и спектрах звезд-спутников кандидатов в черные дыры, о поглощении звездного света в межзвездной пыли — ключевой инструмент для определения расстояния до Cyg Х-1. Им также требовалось быть экспертами в вопросах течения раскаленного газа, ударных волнах, формирующихся при столкновении раскаленного газа, турбулентности газа, трения в газе, обусловленного турбулентностью и хаотическим магнитным полем, вынужденного разрыва и соединения линий магнитного поля, образования рентгеновского излучения в раскаленном газе, распространения в газе рентгеновского излучения и во многих других. Мало кто может быть профессионалом во всех этих вопросах и одновременно владеть сложной математикой искривленного пространства-времени. Человеческие ограничения обусловливают разделение в сообществе исследователей. Либо вы специализируетесь в теоретической физике черных дыр, в выведении из общей теории относительности свойств, которыми должна обладать черная дыра, либо вы специализируетесь в астрофизике двойных систем, раскаленном газе, падающем на черную дыру, и излучении, производимом газом. Вы были либо релятивистом, либо астрофизиком.

Некоторые из нас пытались быть и теми и другими, но со скромным успехом. Превосходному астрофизику Зельдовичу иногда удавалось проникнуть в самую суть черных дыр. Я, в общем-то, одаренный релятивист, пытался построить модели потока газа вблизи черной дыры в Cyg Х-1, основываясь на общей теории относительности. Но Зельдович не понимал глубоко общую теорию относительности, а я не достаточно хорошо знал астрономическую науку. Барьер, который нужно преодолеть, слишком велик. Из всех исследователей, работавших в Золотой век, которых я знал, лишь Новиков и Чандрасекар твердо стояли одной ногой в астрофизике, а другой в релятивизме.

Физики-экспериментаторы подобные Джиаккони, которые разрабатывали и запускали рентгеновские детекторы и спутники, наталкивались на тот же самой барьер. Но существовала и разница. Релятивисты не требовались для поиска черных дыр, тогда как без физиков-экспериментаторов было не обойтись. Астрономы и астрофизики со всем их мастерством и пониманием двойных звезд, течения газов, распространения рентгеновских лучей ничего не могли сделать, пока экспериментаторы не предоставили в их распоряжение подробные рентгеновские данные. Физики-экспериментаторы часто сами пытались расшифровать то, что говорили их собственные данные о потоках газа и о порождающей их возможной черной дыре, но успехи были не велики. Астрономы и астрофизики брали их данные, благодарили и затем интерпретировали их по-своему, более изощренным и надежным образом.