7.3. Сверхмассивные черные дыры

Известные нам сверхмассивные черные дыры располагаются в центрах галактик. В основном речь идет о галактиках, обладающих выраженной сферической составляющей – так называемым балджем (см. раздел 10.3 «Сверхмассивные черные дыры и активные ядра»). Поэтому, скажем, небольшие иррегулярные галактики, а также дисковые галактики без балджа, по всей видимости, не содержат сверхмассивных черных дыр. Обычно чем больше масса балджа, тем больше масса черной дыры, хотя есть много примеров отклонений от этой простой зависимости.

Квазары и блазары – сверхмассивные черные дыры, которые находятся в центрах крупных галактик и могут проявлять высокую активность.

Самым надежным способом идентификации сверхмассивной черной дыры и определения ее массы является наблюдение вращения объектов на близком расстоянии вокруг нее. Это могут быть звезды (как в случае нашей Галактики), газ или мазерные источники[7]. В последнем случае удается с высокой точностью определять массы дыр в галактиках, расположенных в десятках миллионов световых лет от нас. Кроме того, есть несколько косвенных способов оценки массы черной дыры, в том числе основанных на известных корреляциях массы дыры с какими-нибудь параметрами галактики или принимаемого излучения. Наконец, заподозрить существование сверхмассивной черной дыры мы можем по наблюдениям активности в галактическом ядре.

Сама идея о существовании сверхмассивных черных дыр появилась после обнаружения квазаров – точечных источников радиоизлучения. Некоторые из них были идентифицированы и в оптическом диапазоне как квазизвездные (точечные) объекты. Однако объяснить их спектры не удавалось, пока это в 1963 г. не сделал Мартин Шмидт (Maarten Schmidt). Спектральные линии были идентифицированы после учета их значительного красного смещения, и космологическая интерпретация смещения делала квазары самыми далекими из известных на тот момент источников. Расстояние до них исчисляется миллиардами световых лет (при этом первые исследованные квазары оказались самыми близкими к нам!). Соответственно, светимость объектов оказывалась крайне высокой.

В 1963 г. Мартин Шмидт объяснил сдвиг линий в спектрах квазаров космологическим красным смещением. Это дало возможность измерять расстояния до них.

Кроме того, была обнаружена переменность блеска квазаров в оптическом диапазоне (для самого близкого и первого идентифицированного квазара, 3С 273, это сделали в 1963 г. Александр Шаров и Юрий Ефремов, используя данные «стеклянной библиотеки» – хранилища фотопластинок – ГАИШ). Быстрая переменность говорит о небольших размерах источника. В случае квазаров размер оказывался сравнимым с масштабом Солнечной системы, притом что светимость превосходила таковую у некоторых крупных галактик. Это требовало нового необычного источника энергии.

Гипотеза, которую предложили Яков Зельдович и Эдвин Солпитер (Edwin Salpeter), позволяет решить эти проблемы. Сверхмассивная черная дыра при массе около 50 млн солнечных имеет радиус, примерно равный 1 a.е. Газ, притягиваемый черной дырой, из-за большого момента импульса формирует аккреционный диск, эффективность энерговыделения в котором может составлять десятки процентов. При достаточном количестве падающего вещества такая черная дыра может иметь светимость вплоть до триллиона светимостей Солнца, что многократно превосходит полную светимость нашей Галактики.

В настоящее время достаточно точно измерены массы десятков сверхмассивных черных дыр. Самые тяжелые из них достигают 10 млрд масс Солнца, а самые легкие – нескольких тысяч солнечных масс (при меньших значениях дыра не сможет удержаться в центре даже небольшой галактики). Но масса черной дыры всегда существенно меньше массы галактики, в которой она расположена.

Источник, переменный на характерном масштабе времени T, не может иметь размеры излучающей области более чем L = cT, где с – скорость света.

Одной из самых хорошо изученных является черная дыра в центре нашей Галактики – объект Sgr A* (Стрелец A*) с массой около 4 млн солнечных. Расстояние до нее около 25 000 световых лет, вокруг нее удается наблюдать движение звезд, что и дает точное определение массы. Низкая эффективность аккреции на Sgr A* подтверждает его идентификацию в качестве черной дыры (вещество не контактирует с поверхностью, а уходит под горизонт, не успевая высветить свою энергию). В апреле 2017 г. были проведены наблюдения Sgr A* с помощью трансконтинентальной системы радиотелескопов Event Horizon Telescope («Телескоп горизонта событий»). Эти наблюдения призваны продемонстрировать наличие эффектов, характерных именно для черных дыр, а также определить параметры центрального массивного объекта.

Эффект гравитационного красного смещения приводит к тому, что свет, исходящий из области с большей гравитацией, выглядит для наблюдателя покрасневшим.

Кроме того, наблюдения аккрецирующих черных дыр (и сверхмассивных, и звездных масс) могут позволить измерить темп их вращения. Это связано с тем, что аккреционный диск не может подойти прямо к горизонту. В ОТО существует понятие «последняя устойчивая орбита», на более близких расстояниях устойчивое орбитальное движение невозможно, поскольку падающее вещество по спирали очень быстро попадает под горизонт. Для невращающейся черной дыры последняя устойчивая орбита располагается на трех шварцшильдовских радиусах, а для вращающейся – зависит от параметра вращения черной дыры (и от направления вращения вещества). Чаще всего вещество вращается в ту же сторону, что и черная дыра, в этом случае радиус последней устойчивой орбиты может быть меньше, чем в шварцшильдовском случае.

Во внутренних частях аккреционного диска энерговыделение происходит наиболее эффективно, но при приближении к черной дыре становится все более существенным гравитационное красное смещение. Если излучение диска содержит какую-либо спектральную деталь (часто это линия сильно ионизованного железа с энергией 6,4 кэВ), то ее вид (профиль) будет деформирован: появится так называемое «красное плечо», связанное с излучением внутренних частей диска, для которого велико гравитационное красное смещение. По степени «покраснения» этого излучения можно определить, насколько близко диск подходит к черной дыре.

В вопросе происхождения и эволюции сверхмассивных черных дыр есть еще много неясностей. Наверняка реализуется механизм, в котором все начинается с массивных звезд населения III (самые первые звезды во Вселенной). Благодаря особенностям химического состава (практически полное отсутствие элементов тяжелее гелия) они могли достигать масс в сотни солнечных, а в конце своей жизни превращались в черные дыры с массой около 200 солнечных. Затем в процессе иерархического скучивания эти черные дыры попадали в формирующиеся галактики и довольно быстро, будучи массивными объектами, оседали в их центральных частях, где за счет аккреции (и иногда слияния с другими черными дырами) их масса постепенно росла. Постепенно росла и масса центральной сферической составляющей галактики (это объясняет корреляцию массы черных дыр с массами балджей). Таким путем можно к настоящему времени нарастить массу до миллиардов масс Солнца.

Масса черной дыры в центре нашей Галактики (около 4 млн масс Солнца) определена с помощью непосредственного наблюдения движения звезд вокруг нее.

Однако такой механизм не объясняет существования массивных черных дыр спустя всего лишь сотни миллионов лет после начала формирования звезд и галактик. Такие объекты известны, например, благодаря наблюдениям очень далеких мощных квазаров. Для их объяснения нужны б?льшие начальные массы «затравочных» черных дыр. Это возможно, если происходит коллапс достаточно больших газовых облаков, дающих в итоге черные дыры с массами в тысячи и десятки тысяч солнечных. Такие объекты, попав в центральные части галактик, могут достаточно быстро (за сотни миллионов лет) нарастить массы до миллиарда солнечных, объяснив тем самым существование активных ядер высокой светимости в первый миллиард лет жизни Вселенной.

Наконец, существует сценарий, в котором массивные черные дыры формируются за счет эволюции плотных скоплений звезд в ядрах галактик. После достижения некоторой критической плотности в центре скопления звезды начинают активно сливаться друг с другом, что в итоге приводит к появлению черной дыры.

Сверхмассивные черные дыры поглощают не только окружающий газ, но и звезды, планеты и другие объекты. Некоторые из них могут быть разорваны приливными силами при приближении к горизонту (если только объект не является очень прочным, как, например, нейтронная звезда или белый карлик, а дыра – слишком массивной; хотя даже очень плотные объекты будут разорваны приливными силами внутри черной дыры при приближении к сингулярности, но это пройдет незамеченным для внешнего наблюдателя – внутри горизонта). Такие события наблюдаются как рентгеновские вспышки, они могут длиться месяцами или годами, по мере того как вещество разрушенной звезды образует диск вокруг черной дыры и постепенно аккрецирует на нее. Отсутствие мощного излучения, связанного с контактом падающего вещества и поверхности, является дополнительным аргументом в пользу наличия горизонта у сверхмассивных объектов в галактических центрах.

При слиянии двух черных дыр получившаяся черная дыра может приобрести скорость в сотни километров в секунду. Это так называемый эффект гравитационно-волновой ракеты.

Начиная с конца 1960-х – начала 1970-х гг., с работ Дональда Линден-Белла (Donald Lynden-Bell), астрономы полагают, что в центре каждой галактики с достаточно крупным балджем должна находиться сверхмассивная черная дыра. Наблюдения в целом подтверждают эту картину.

Однако в редких случаях сверхмассивные черные дыры могут покидать центральные части галактик. В результате слияния двух черных дыр происходит излучение гравитационных волн, которые уносят энергию и импульс из системы. Если массы дыр не равны, этот процесс не будет симметричным. После слияния получившаяся дыра приобретает импульс (выполнение закона сохранения импульса достигается тем, что равный и противоположно направленный импульс унесен гравитационными волнами). Такой эффект гравитационно-волновой ракеты может разогнать объект до скоростей в сотни километров в секунду, что достаточно для покидания центральной части галактики. А если масса галактики невелика, то объект может полностью ее покинуть.

Две черные дыры могут оказаться в центре галактики в результате слияния двух звездных систем, каждая из которых имела по сверхмассивной черной дыре. На определенном этапе эволюции это достаточно частый процесс, и в настоящее время известны наблюдаемые кандидаты в двойные сверхмассивные черные дыры. По мере сближения эти объекты испускают гравитационные волны, а в момент слияния происходит мощный гравитационно-волновой всплеск. Для обнаружения таких событий планируется создать космический эксперимент eLISA, подобный наземным установкам LIGO и Virgo (назван в честь созвездия Девы). Также свой вклад в поиск длинноволнового гравитационного излучения от пар сверхмассивных черных дыр могут внести астрометрические наблюдения и тайминг миллисекундных радиопульсаров.

Исследование непосредственных окрестностей сверхмассивных черных дыр сопряжено с большими трудностями. Два наиболее исследованных объекта – это черная дыра в центре нашей Галактики (сверхмассивная и самая близкая, поэтому ее угловой размер достаточно велик), а также черная дыра в галактике М87 (сочетает очень большую массу с относительно небольшим расстоянием от нас).

Черная дыра в центре галактики М87 имеет массу 4–5 млрд масс Солнца. До этой галактики примерно 50–55 млн световых лет.

Изучение окрестностей черных дыр возможно в радиодиапазоне методами интерферометрии. С этой целью создан проект Event Horizon Telescope, объединяющий несколько инструментов, разбросанных по всему земному шару. Наблюдения в миллиметровом диапазоне с помощью этой системы телескопов позволяют изучать ближайшие (несколько радиусов черных дыр) окрестности Sgr A* и М87. Свой вклад смогут внести и космические проекты, в которых один из радиотелескопов, составляющих интерферометрическую систему, находится на расстоянии в сотни тысяч километров от Земли.

Первым успешным проектом такого типа является «Радиоастрон», основой которого является российский спутник «Спектр-Р».