Текст книги "Чудеса и катастрофы Вселенной"

Автор книги: Галина Железняк

Соавторы: Андрей Козка
сообщить о нарушении

Текущая страница: 11 (всего у книги 19 страниц)

ЗВЕЗДЫ: КАРЛИКИ И ГИГАНТЫ

Десять, двадцать масс Солнца. Гиганты и сверхгиганты. Что делать с ними? Они-то, видимо, не смогут стать белыми карликами? Астрономы считали, что смогут! Ничего не зная об источниках звездной энергии, они все же выдвигали гипотезы о том, как звезды эволюционируют. Когда вышла из печати статья Чандрасекара, популярной была гипотеза (ошибочная), что все звезды рождаются голубыми гигантами большой массы. Постепенно они остывают, яркость их уменьшается, они становятся красными карликами, а потом… А потом белыми. Но масса красного карлика (и тем более белого) значительно меньше массы голубого гиганта. Отсюда был сделан вывод: эволюционируя, звезды все время теряют свою массу в космическое пространство. В конце жизненного пути любая звезда потеряет ровно столько вещества, сколько нужно, чтобы ничто уже не помешало ей превратиться в белый карлик.

Так, казалось бы, наблюдательный факт (существование звезд разных масс) был состыкован с интерпретацией (звезды теряют вещество) и с теоретическими исследованиями (предельная масса белого карлика). Нуждались ли при этом астрофизики в звездах, которых никто никогда не видел?

Теперь, разобравшись в том, какую роль сыграли белые карлики, вернемся к нейтронным звездам.

Снова сделаем отступление в прошлое – в XIX век. В век торжества ньютоновой теории тяготения. Помните, как Леверье «на кончике пера» открыл Нептун? Нужно ли было более надежное доказательство ньютоновой теории? Однако… Движение планет все же чуть-чуть отличалось от рассчитанного по законам Ньютона и Кеплера. Особенно вызывающим было поведение Меркурия. Положение его перигелия (ближайшей к Солнцу точки орбиты) отклонялось от вычисленного на 43 угловые секунды в столетие. Делались, конечно, попытки объяснить этот феномен. Появилось множество гипотез, из которых до нас дошли единицы, да и то для того лишь, чтобы украсить кунсткамеру научных ошибок.

Сначала ученые вводили в Солнечную систему невидимые массы, отклонявшие планеты с их курсов. Но это не помогло. И тогда были сделаны отчаянные попытки спасти закон тяготения Ньютона, модернизируя его формулу. Так что когда Эйнштейн создал частную теорию относительности и занялся теорией тяготения, это не было прихотью гения. Вопрос назрел.

Со времен Ньютона физики знали, что вес тела пропорционален его массе. Знали, что существуют два типа массы – тяготеющая и инертная. Тяготеющая масса – это масса, которую нужно подставить в закон всемирного тяготения, чтобы рассчитать силу тяжести. Инертная масса – это масса, которую нужно подставить во второй закон Ньютона, чтобы рассчитать ускорение движения тела под действием силы. Физики знали, что эти массы численно равны друг другу. Эйнштейн сделал шаг, который нам сейчас может показаться маленьким. Но он произвел переворот в умах.

Помните, что сказал Н. Армстронг, ступив на поверхность Луны? «Это небольшой шаг для человека, но большой шаг для всего человечества». Вот эти-то «маленькие» шаги, преобразующие мир, сделать труднее всего. Эйнштейн был первым, кто твердо сказал: тяготеющая и инертная массы не просто численно равны, они – одно и то же. И это утверждение, названное принципом эквивалентности, послужило опорой для создания самой совершенной физической теории XX в. – общей теории относительности.

УСПЕШНОЕ ПРИМЕНЕНИЕ ТЕОРИИ ОТНОСИТЕЛЬНОСТИ

Эйнштейн доказал, что перигелий Меркурия должен перемещаться именно на 43 угловые секунды в столетие. Кроме того, из общей теории относительности следовало, что луч света, который прежде считался движущимся только прямолинейно (в пустоте), должен отклоняться от своей прямой траектории в поле тяжести. Ведь фотон, квант света, – материальная частица, он также должен быть подчинен закону тяготения.

Никто не знал, чему равна масса фотона. Эйнштейн нашел, что фотон существует только в движении, он не может стоять на месте, потому что его масса покоя равна нулю. А из принципа эквивалентности следовало, что и энергия тела эквивалентна вполне определенной массе – вспомните знаменитую формулу Е=МС ²! И значит, луч света должен, как обыкновенный камень, двигаться в поле тяжести по кривой линии, которую можно рассчитать. Это следствие из теории тяготения в отличие от первого предстояло еще доказать на опыте. И третье следствие тоже. Заключалось третье следствие вот в чем. Если подбросить вверх камень, то он будет лететь все медленнее, его кинетическая энергия будет расходоваться на преодоление силы тяготения. В конце концов она истратится вся, камень на мгновение остановится и начнет падать.

Луч света, пущенный вверх, против поля тяжести, тоже должен разорвать путы тяготения, тоже должен, удаляясь от тяготеющего тела, терять свою энергию. Но тормозить движение фотон не может – ведь скорость света есть величина постоянная. Фотон в отличие от камня теряет энергию иначе – он «краснеет». Согласно теории квантов (тоже созданной Эйнштейном в 1905 г.), энергия фотона пропорциональна его частоте. Меньше энергия – меньше частота. Частота фотона – это его цвет. Значит, цвет луча света меняется. Из голубого луч становится красным, причем тем интенсивнее, чем более сильное поле тяжести ему приходится преодолевать. Этот эффект называется гравитационным красным смещением.

В 1919 г. Эддингтон, наблюдая солнечное затмение, обнаружил, что звезды около затемненного Луной края солнечного диска сместились со своих мест. Это означало, что луч света от далекой звезды, проходя по пути к Земле рядом с Солнцем, отклонялся от прямолинейной траектории. Измеренный эффект смещения практически точно совпал с предсказанным.

КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ
В СПЕКТРАХ КОСМИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ

А пять лет спустя тот же Эддингтон объявил о том, что спектральные линии элементов в спектрах белых карликов должны быть смещены в красную сторону. Ведь белые карлики – самые компактные из звезд. Поле тяжести на их поверхности в миллион раз больше, чем на поверхности Земли. Значит, и красное смещение света, испущенного белым карликом, должно быть самым большим из возможных. Эддингтон вычислил, на сколько именно должны смещаться в красную сторону спектральные линии. В том же 1924 г. Адаме наблюдал спектры белого карлика Сириус-В и обнаружил предсказанное красное смещение – именно такое, какое следовало из теории.

Размер белого карлика —10 тысяч километров, и в нем уже проявляются эффекты общей теории относительности. Оказывается, без них нельзя точно рассчитать ни предельную массу белого карлика, ни смещение линий в его спектре. Что же тогда говорить о нейтронной звезде, размер которой, если верить предсказаниям Цвикки, еще в сотни раз меньше! Ведь и поле тяжести на поверхности нейтронной звезды должно быть в сотни раз больше. Значит, и эффекты общей теории относительности должны играть весьма существенную, а может, и вовсе определяющую роль.

Посмотрим, так ли это. Чем ближе скорость движения тела к скорости света, тем больше влияние эффектов теории относительности. Так и здесь. Характеристикой величины поля тяжести может служить вторая космическая скорость (скорость убегания). Чем больше сила тяжести, тем большую скорость должно иметь тело, чтобы улететь в космос. Чтобы навсегда покинуть Землю, нужно разогнаться до 11 км/с. Чтобы улететь с поверхности Солнца, нужно развить скорость 600 км/с. Чтобы разорвать путы тяжести белого карлика, нужна скорость 5 тысяч км/с. Все больше и больше! Заметьте, что в белом карлике эффекты общей теории относительности уже ощутимы. А чтобы покинуть нейтронную звезду, нужно разогнаться до скорости 100 тысяч км/с. Всего втрое меньше скорости света. Если бы размер нейтронной звезды был втрое меньше, то скорость убегания с ее поверхности сравнялась бы со скоростью света. Улететь с поверхности нейтронной звезды стало бы просто невозможно…

Впрочем, последнее рассуждение не имеет отношения к нейтронным звездам. Нейтронная звезда в принципе не может иметь таких маленьких размеров – позднее мы еще вернемся к этому. Но само рассуждение безупречно и пришло в голову английскому физику Дж. Мичеллу еще в XVIII в. Спустя несколько лет после Мичелла о том же писал и великий Лаплас. Конечно, они и понятия не имели о теории относительности. Это была прекрасная догадка, жемчужное зерно в куче ошибочных представлений того времени. Лаплас писал, что если свет распространяется не бесконечно быстро, то может найтись небесное тело, с поверхности которого свет не сможет улететь, потому что скорость убегания окажется больше световой. Такое тело невозможно обнаружить, потому что оно в принципе ничего не излучает.

Такими телами являются, например, гипотетические «адские звезды». Размеры у них должны быть меньше размеров атома, и это при массе, равной солнечной! Если бы такие звезды могли существовать, то скорость убегания с их поверхности превышала бы скорость света в миллионы раз. Но дело-то в том, что «адские звезды», согласно общей теории относительности, не могут в принципе существовать как стабильные объекты. Однако об этом тоже немного позже…

Эйнштейн завершил разработку своей теории гравитации в 1916 г. Он создал такие уравнения полей тяжести, которые сводились к обычному ньютоновому закону всемирного тяготения, если поля слабы. Но что значит слабы или сильны? Это лишь слова, а чтобы придать им физический смысл, нужно описать их каким-то числом. Скажем, так: если поле тяжести больше некоторого «икс», то оно считается сильным, а если меньше – то слабым. Таким пробным камнем для теории тяготения и стала проблема поля тяготения звезды.

В 1916 г. немецкий астроном К. Шварцшильд, прочитав только что опубликованную работу Эйнштейна, решил так преобразовать уравнения общей теории относительности, чтобы с их помощью можно было описать гравитационное поле звезды, т. е. поле тяжести вне некоторого сферического тела. Лишь бы только это тело не вращалось. Шварцшильд получил выражение для той критической величины, вблизи которой поле тяжести можно назвать сверхсильным. Случайно математическое выражение этой величины оказалось в точности таким, какое получил Лаплас для радиуса своей гипотетической невидимой звезды. И тогда выяснилась странная вещь. В уравнении оказалась, как говорят математики, сингулярность, то есть область, в которой поле тяжести обращается в бесконечность. В обычной ньютоновой формуле закона всемирного тяготения тоже есть сингулярность. Если расстояние между двумя телами равно нулю, то и в ньютоновой теории сила притяжения таких тел друг к другу равна бесконечности. Но эта сингулярность никому не мешает – в природе не может реализоваться случай, когда расстояние между телами точно равно нулю! А Шварцшильд в рамках общей теории относительности нашел, что сила тяжести становится бесконечно большой при конечном, не равном нулю расстоянии.

Сфера Шварцшильда

Достаточно сжать звезду до некоторого критического размера, и сила тяжести на поверхности такой звезды станет бесконечно большой. Этот критический радиус и был назван гравитационным радиусом, или радиусом Шварцшильда.Гравитационный радиус – та граница, с приближением к которой эффекты общей теории относительности неограниченно нарастают.

Переменной величиной в формуле радиуса Шварцшильда является только масса звезды. Чем больше масса звезды, тем больше ее гравитационный радиус. Гравитационный радиус Солнца равен 3 км. Запомните эту цифру – достаточно знать массу звезды, выраженную в массах Солнца, и мы, умножив массу на три, получим величину гравитационного радиуса звезды в километpax. Так вот, если радиус звезды ненамного больше гравитационного, то поле тяжести сверхсильно. Радиус Солнца больше гравитационного в 200 тысяч раз, и эффекты общей теории относительности очень малы, поле тяжести Солнца хорошо описывается ньютоновой теорией (эффекты малы, но все же измеримы – ведь измерено же отклонение луча света в поле тяготения Солнца!). А радиус нейтронной звезды всего 10 км – в 2–3 раза больше гравитационного. Сила тяжести очень велика, без общей теории относительности не обойтись.

Теперь становится ясно, почему не могут существовать «адские звезды». Если их размеры меньше размеров атома, то они подавно меньше гравитационного радиуса и сила тяжести в таких звездах должна быть бесконечно большой. Но звезду удерживает в равновесии газовое давление. Значит, и газовое давление должно быть бесконечно велико, чтобы уравновесить тяжесть. Чтобы давление было бесконечным, нужна бесконечно большая плотность вещества. Но плотность бесконечна, если тело сжато в точку. А это невозможно. И потому газ в нашей звезде имеет вполне конечную плотность. Вычислим ее. Сожмем Солнце до размеров его гравитационного радиуса – 3 км. Разделим массу Солнца, равную 2 х 10 ³³г, на объем шара радиусом 3 км и получим, что плотность такого шара равна 2 х 10 ¹⁶г/см ³. Конечно, это очень много – 20 млрд т/см ³. Но ведь не бесконечно много! А сила тяжести на поверхности такой звезды именно бесконечна. И значит, никакое газовое давление в принципе не удержит в равновесии звезду, радиус которой равен радиусу Шварцшильда. Сила тяжести начнет распоряжаться бесконтрольно. И вещество звезды под действием тяжести начнет падать… падать… падать…

Больший интерес к этой задаче проявляли физики, но и их в астрономии больше интересовала важная, но чисто физическая проблема источников звездной энергии. Один из пионеров таких исследований – замечательный советский физик Л. Д. Ландау. Его небольшие заметки об источниках энергии звезд подействовали на физиков сильнее, чем эффектные предсказания астронома Цвикки. Именно статьи Ландау были стимулом, побудившим Р. Оппенгеймера и его сотрудников обратиться к исследованию строения нейтронных звезд.

Первая заметка Ландау появилась в 1932 г. – еще до сообщения об открытии нейтрона. Называлась она «К теории звезд». Ландау поставил вопрос: какой может быть масса звезды, состоящей из вырожденного ферми-газа? Чандрасекар поставил тот же вопрос раньше и ответил на него (судя по всему, Ландау не знал о работе индийского ученого, поскольку ни словом о ней не обмолвился, – пример отсутствия контактов между физиками и астрофизиками). Но Ландау пошел дальше. В 1937 г. он вновь обратился к теории звезд, опубликовав статью «Об источниках звездной энергии». Нейтроны уже были известны. Нейтронный газ можно сжать значительно сильнее, чем газ из протонов и электронов, ведь нейтроны не заряжены, между ними не действуют силы электрического отталкивания. Естественно, был поставлен вопрос: а если?..

А если звезда состоит из нейтронов? А если во всех звездах есть нейтронные ядра? А если эти нейтронные ядра и являются источниками звездной энергии? Такие вопросы поставил Ландау в своей статье.

На первый из вопросов ответили американские физики Оппенгеймер и Волков через год после того, как прочитали статью советского ученого. Интересно, что Оппенгеймер с Волковым тоже не обратили внимания на работу Бааде и Цвикки! Оппенгеймер и Волков первыми решили задачу о том, как может выглядеть нейтронная звезда, какова ее структура. И помогла им в этом общая теория относительности. Допустим, сказали они, что звезда целиком состоит из нейтронов. В нейтронном газе существует давление вырождения, которое в принципе способно уравновесить поле тяжести. Уравновесить в любой точке звезды. Но чему равна сила тяжести в любой точке звезды? Чтобы рассчитать это, Оппенгеймер и Волков применили общую теорию относительности. И уравновесили тяжесть давлением вырожденного нейтронного газа. Не простого газа, а идеального. Впрочем, в физике именно идеальный газ и является самым простым для расчетов. В идеальном газе частицы друг с другом не взаимодействуют, и это существенно упрощает вычисления.

Всегда ли давления идеального вырожденного нейтронного газа достаточно для того, чтобы поддержать равновесие звезды? Нет, ответили Оппенгеймер и Волков, не может существовать нейтронная звезда с массой большей, чем 0,7 массы Солнца. Это меньше предельной массы белого карлика. Впрочем, эта странность не заинтересовала Оппенгеймера с Волковым, как не интересовали их и сами белые карлики – астрофизические проблемы были им чужды. Как бы то ни было, в 1938 г. физики теоретически доказали: да, нейтронные звезды могут существовать.

Правда, сами Оппенгеймер и Волков не очень надеялись, что их теоретические расчеты когда-нибудь реализуются в астрономических открытиях. Они писали: «Представляется неправдоподобным, чтобы статические нейтронные ядра играли большую роль в звездной эволюции». Важность проблемы была таким образом снята, и сама задача стала выглядеть не более чем физическим ребусом. Но ребус этот не был еще решен окончательно. Что же случится с нейтронной звездой, если масса ее окажется больше найденного предела 0,7 массы Солнца? «Звезда будет бесконечно сжиматься», – сказали Оппенгеймер и Волков, повторив слово в слово вывод, сделанный ранее Ландау. Но что стоит за этими словами?

За этими словами стояло предсказание черных дыр. О звездах, с поверхности которых не может улететь свет, писали в свое время Мичелл и Лаплас. Но физика черных дыр гораздо богаче. И прежде всего, черная дыра – объект не только невидимый, но принципиально нестационарный. Вот это впервые сказали Оппенгеймер и Волков. А несколько месяцев спустя Оппенгеймер и Снайдер впервые описали, как должна выглядеть черная дыра для нас, наблюдающих с Земли, и для гипотетического космонавта, падающего вместе с веществом звезды к ее центру. Оказывается, далеко не все равно – откуда смотреть!

ЕСЛИ ЛЕТЕТЬ К ЧЕРНОЙ ДЫРЕ, ТО…

Одно и то же явление может протекать по-разному, если наблюдать его из различных физических систем отсчета, – так утверждает теория относительности. Время, как вы знаете, сокращается, если двигаться со скоростью, близкой к скорости света. Но если и вы, и космонавт в ракете движетесь равномерно и прямолинейно, то как узнать, кто из вас имеет субсветовую скорость, а кто черепашью? С вашей точки зрения, быстрее летит он, а с его точки зрения – вы. С вашей точки зрения, быстрее состариться должны вы, а с его точки зрения – он. Как это проверить?

Вам нужно опять встретиться и сравнить показания часов. Но встретиться-то вы не можете – ведь и вы, и он летите равномерно и прямолинейно в разных направлениях. Чтобы иметь возможность встретиться, кто-то из вас должен развернуться и полететь в обратном направлении. Но тот, кто начнет разворачивать свой корабль, сразу испытает действие ускорения. Тот же, кто летит по-прежнему, никаких ускорений не испытает. А ускорение, согласно принципу эквивалентности, – то же самое, что и поле тяжести. Значит, можно считать, что тот, второй, космонавт вовсе не разворачивал звездолет, включая двигатели, а просто оказался на время и поле тяжести какого-то тела. В поле тяжести – мы уже говорили об этом – часы идут медленнее, даже световые колебания совершаются с меньшей частотой. И чем больше ускорение при развороте (т. е. чем больше поле тяжести), тем больше замедление времени. Когда вы снова встретитесь с космонавтом, который улетел и вернулся, окажется, что именно он остался молодым – ведь именно его, а не ваши часы шли медленнее…

Вернемся к черной дыре. Представьте, что звезда начала неудержимо сжиматься. Произошел, как говорят астрофизики, катастрофический коллапс,и вы начали падать к центру звезды вместе с ее веществом. Все кругом падает вместе с вами. Вам просто не за что зацепиться взглядом, падает ведь все вещество звезды! И получается, что вы совершенно неподвижны относительно тех частиц вещества, которые летят поблизости от вас и с которыми вы можете сравнивать показания своих часов и длину своих линеек. Вы неподвижны друг относительно друга даже в момент пересечения сферы Шварцшильда. Для вас при пересечении этой страшной поверхности ничего страшного не произойдет! Вы будете все ускорять свое падение и за доли секунды – по вашим часам – окажетесь в центре звезды вместе со всем ее веществом, которое свалится вам на голову (хотя о какой голове можно говорить, если плотность вещества в центре звезды окажется бесконечно большой).

А теперь взглянем на ваше падение с точки зрения астронома, следящего за коллапсом звезды в телескоп. Вот он видит, как в момент, когда газовое давление перестает уравновешивать тяжесть, звезда вдруг начинает быстро уменьшаться в размерах. За полчаса она сжимается (падает) от размеров Солнца до радиуса нейтронной звезды. Сжатие продолжается, и вы начинаете замечать странности. Вместо того чтобы ускоряться, ведь сила тяжести растет, падение замедлилось! Да, с приближением к сфере Шварцшильда сила тяжести устремляется к бесконечности.

Но ведь и время начинает течь бесконечно медленно! Если падающая частица сигнализирует о своем движении, ежесекундно испуская по фотону (по часам, установленным на частице), то вы улавливаете эти фотоны один раз в секунду, один раз в две секунды, один раз в три секунды, в четыре… И при этом энергия фотонов, преодолевших возрастающее поле тяжести, становится все меньше и меньше, пойманные вами фотоны оказываются все «краснее». Те фотоны, которые частица излучит вблизи самой сферы Шварцшильда, будут отделены для вас друг от друга интервалами в тысячи, десятки тысяч, миллионы лет. А последний фотон, который частица испустит, пересекая сферу Шварцшильда, дойдет до вас за бесконечно долгое время и будет иметь бесконечно малую энергию. Иными словами, вы этот фотон никогда не увидите.

Что же получилось? Звезда для вас как бы застыла. Процессы, которые вы наблюдаете, протекают все медленнее, пока не застывают окончательно. Впрочем, вряд ли вы вообще сможете что-нибудь наблюдать. Ведь красное смещение света будет так велико, что обычные видимые световые волны станут длинными радиоволнами и будут смещаться все дальше и дальше. Вы увидите, как звезда, начав сжиматься, попросту погасла… Вот какие странные метаморфозы произойдут со звездой, если в ней нечем будет поддерживать равновесие и если начнется катастрофический коллапс.

Так утверждает общая теория относительности. А сами эти звезды получили название коллапсирующих.Впоследствии появилось еще одно название – застывшие звезды.Но укоренилось и стало общепринятым более звучное и экстравагантное название – черные дыры.Черные дыры, откуда ни один луч света не может выйти к наблюдателю. Черные дыры, которые все заглатывают своим тяготением. Черные дыры, которые, в сущности, – не звезды, а растянутый до бесконечности процесс сжатия звезды. Черные дыры, которые и сейчас представляют для теоретиков, для всех знатоков теории относительности увлекательную и не разрешенную пока загадку.

И эти странные особенности коллапсирующего тела были впервые описаны в 1939 г. Оппенгеймером и Снайдером…

В Белорусском государственном Научно-исследовательском институте ядерных проблем уже не первый год работают над раскрытием тайны черных дыр во Вселенной. Если ранее черные дыры считались самыми экзотическими объектами космоса, то в последних космологических моделях утверждается, что черные дыры являются во Вселенной не чем-то уникальным, а естественным для нее. В основном они располагаются в центре галактик и по возрасту могут отличаться друг от друга: среди них есть древние, по земным понятиям, и молодые.

Большинство ученых сходится во мнении, что черные дыры – это ядра массивных звезд, которые, взорвавшись, приобретают такую плотность, а вместе с ней и силу притяжения, что с их поверхности даже свет не в состоянии вырваться. А отсюда и невозможность их визуального исследования – они просто невидимы.

По словам руководителя коллектива белорусских исследователей, доктора физико-математических наук Виктора Тихомирова, их работа сосредоточена на изучении малых черных дыр, размеры которых не превышают величину ядра водорода, но масса превышает массу целого Нью-Йорка. Такие дыры свободно путешествуют по космосу и, проходя через потухшую звезду, могут заставить ее взорваться, а вещество от взрыва всосать в себя и увеличиться в размерах.

И вот в лаборатории ядерного НИИ занялись исследованием того, как находить малые черные дыры. Свою работу ученые строят, исходя из способности черных дыр испускать излучение. Но излучение это не совсем обычное.

Казалось бы, как можно расщепить вакуум? Ведь это пустота, и сколько ее ни расщепляй, ничто останется тем же ничем. А вот черные дыры способны на такое расщепление, в результате чего в вакууме возникают обладающие энергией частицы. И если, скажем, малая черная дыра пройдет рядом с Землей, она может создать излучение гораздо большее, чем атомная электростанция. В результате все вокруг сильно нагреется.

Это предположение лежит в основе исследований белорусских ученых. В принципе черные дыры – это область теоретической астрономии. При чем же здесь ядерная физика? А при том, говори! профессор Тихомиров, что атомное ядро в естественных условиях – самое плотное из известных состояний вещества. Черные дыры – еще более плотное вещество. Разгадав загадку черных дыр, нетрудно будет понять основы строения Вселенной.

Черные дыры отвечают за рост галактик

В ходе компьютерного эксперимента астрофизикам удалось обнаружить взаимосвязь между ростом галактик и эволюцией черных дыр. Этот эксперимент проводился сотрудниками Университета Карнеги Меллона, Астрофизического центра имени Макса Планка и Гарвардского университета. Ученые пытались смоделировать столкновение двух зарождающихся галактик, в центре каждой из которых находится черная дыра. Под действием взаимного притяжения из двух черных дыр возникает новая, масса которой начинает стремительно расти за счет поглощения прилегающего вещества и становится в миллиарды раз больше массы Солнца.

«Излишки» газа образуют вблизи черной дыры квазар– тяжелый и протяженный излучающий объект, «подпитываемый» ее энергией. Излучения квазара оказывается достаточно, чтобы «разогнать» вещество галактики на значительные расстояния от центра и инициировать процесс образования звезд.

Развитие метода, считает профессор Хернквист (Негnquist), возглавляющий кафедру астрономии в Гарвардском университете, позволит применить его к взаимодействующим скоплениям галактик.