Текст книги "Черные дыры и Вселенная"
Автор книги: Игорь Новиков
сообщить о нарушении
Текущая страница: 5 (всего у книги 15 страниц)
Глава IV.
Поиски черных дыр
То, что знают астрономы об эволюции звезд, приводит к неизбежному выводу: черные дыры должны возникать в конце жизни массивных небесных тел. Как же протекает их эволюция и почему следует столь определенный вывод?
Вещество обычной звезды, подобной нашему Солнцу, находится под действием двух противоположных сил – тяготения, стремящегося сжать звезду к центру, и давления раскаленных газов, стремящихся ее расширить. Их равенство обеспечивает устойчивое состояние звезды. Но горячая звезда непрерывно излучает энергию с поверхности, и если бы эта потеря не компенсировалась, то звезда потеряла бы свою тепловую энергию и стала бы сжиматься. Однако этого не происходит, ибо вблизи центра звезды, где температура достаточно велика, идут термоядерные реакции, сопровождающиеся выделением огромной энергии. При этом ядерное «горение» претерпевают сначала водород, гелий, а затем и более тяжелые элементы – углерод, кислород и т. д. Термоядерные реакции и являются источником энергии звезд, которую они излучают в пространство.
С течением времени исчерпывается запас ядерного горючего в звезде. Продолжительность ядерного «горения» – этого активного периода жизни звезд – определяется скоростью потери энергии на излучение и запасами ядерного топлива. И то и другое зависит от массы звезды. Поэтому и продолжительность жизни звезды определяется ее массой. Звезды с массой, равной солнечной, живут около 10 миллиардов лет. Более массивные звезды живут меньше. Так, звезда массой 3 массы Солнца живет один миллиард лет, а звезда массой 10 масс Солнца всего 100 миллионов лет.
Когда исчерпается все ядерное топливо, звезда, продолжая терять энергию на излучение, постепенно сжимается. Если масса ее не превышает массу Солнца более чем в 1,2 раза, то сжатие закончится, когда радиус звезды составит несколько тысяч километров. Плотность вещества при этом может достигнуть 10 9г/см 3. Такие звезды получили название белых карликов. Они уже давно известны астрономам.
После превращения в белый карлик звезда остывает, практически не уменьшая своих размеров. Давление газа, препятствующее дальнейшему сжатию белого карлика, обеспечивается квантовыми силами, возникающими между достаточно тесно упакованными электронами плазмы, составляющей звезду. Это давление в условиях звезды никак не зависит от температуры ее вещества. Поэтому белый карлик может полностью остыть и превратиться в черный карлик, не изменив своего размера.
Если масса звезды более 1,2 массы Солнца, то в ходе ее сжатия плотность вещества превысит 10 9г/см 3. При такой плотности возникают ядерные реакции, поглощающие много энергии. Равенство сил тяготения и давления нарушается, и звезда начнет стремительно сжиматься.
В процессе этого сжатия может произойти ядерный взрыв, который мы наблюдаем как вспышку сверхновой. При этом звезда сбрасывает оболочку и превращается в так называемую нейтронную звезду. Силы тяготения сжимают ее настолько, что в центре звезды плотность становится сравнима с ядерной – 10 14 – 10 15г/см 3.
Нейтронная звезда – это своеобразное атомное ядро поперечником в десяток километров. В такой звезде ядерные частицы – нуклоны – очень тесно прижаты друг к другу. Если ее масса не превосходит две массы Солнца, то нуклонный газ способен квантовыми силами воспрепятствовать дальнейшему сжатию звезды. Таково конечное состояние этой остывшей звезды. Правда, понятие холода к нейтронной звезде совершенно неприемлемо с точки зрения земных представлений. Ведь в столь плотном газе тепло никак не должно сказываться на величине давления даже если температура газа сотни миллионов градусов. Поэтому-то, хотя астрофизики часто называют нейтронную звезду холодной, в ее центре температура может достигать сотен миллионов градусов, а на поверхности миллиона.
Долго искали астрономы нейтронные звезды, но безуспешно. И это вполне закономерно. Звезду радиусом 10 километров и с температурой миллион градусов можно увидеть только в самые крупные телескопы, если она к тому же достаточно близка к нам. Дело в том, что излучающая поверхность нейтронных звезд очень мала и они, как правило, испускают видимого света в миллион раз меньше вашего Солнца. Но если мы даже видим нейтронную звезду, остается вопрос, как отличить ее от обычных слабых звезд.
Нейтронные звезды пытались обнаружить по воздействию их тяготения на близлежащие звезды. В тесной двойной системе заметить слабую нейтронную невозможно – она тонет в ярком свете своей соседки. Однако нейтронные звезды имеют такую же массу, как и большинство других звезд. Астрономы стали искать в двойных системах звезды с нормальной массой, но очень низкой светимостью. Однако эти попытки не увенчались успехом.
Открыли нейтронные звезды совершенно случайно в 1967 году английские радиоастрономы, спустя 33 года после их теоретического предсказания. Оказалось, что вблизи поверхности нейтронных звезд, которые обладают сильным магнитным полем, есть активные области, излучающие направленные потоки радиоволн. Такая активная область вращается вместе с поверхностью звезды, излучает пучок направленных радиоволн, как вращающийся прожектор. Этот пучок бежит по небу, и, когда попадает на Землю, мы наблюдаем вспышки радиоизлучения, которые происходят через равные промежутки времени, соответствующие периоду вращения звезды. Эти вспышки и зарегистрировали английские радиоастрономы.
Вспышки радиоизлучения пульсаров – как назвали новые космические объекты – следовали с очень коротким периодом (около одной секунды и меньше). Такой период вращения может быть лишь у звезды, поперечник которой не больше нескольких десятков километров. Действительно, столь же быстро вращающаяся звезда с диаметром 1000 километров (например, белый карлик) будет просто разорвана центробежными силами, и только у маленькой нейтронной звезды столь быстрое вращение еще не превышает предела прочности. Так было доказано, что пульсары – это нейтронные звезды.
Пульсар – конечный этап активной жизни звезды не слишком большой массы, меньше примерно двух масс Солнца.
Но в реальной Вселенной звезду окружает межзвездный газ. Он попадает на звезду, разогревается при ударе о ее поверхность и испускает рентгеновские лучи. Если нейтронная звезда входит в двойную звездную систему и из атмосферы второй (нормальной) звезды истекает газ, то он может попадать в поле тяготения нейтронной звезды. В этом случае поток газа и интенсивность рентгеновского излучения становятся особенно велики. Такие «рентгеновские пульсары» также обнаружены в двойных системах.
Итак, существование нейтронных звезд убедительно доказано. Но расчеты показывают, что если звезда после исчерпания ядерного горючего, сжатия и возможных процессов сбрасывания внешних оболочек имеет массу, все еще превышающую критический предел, равный примерно двум солнечным массам, то даже действие огромных сил давления сверхплотного ядерного вещества все же не сможет остановить процесс сжатия, и превращение ее в черную дыру в конце эволюции становится неизбежным.
Правда, иногда высказывалась мысль, что, может быть, массивные звезды в конце эволюции выбрасывают в пространство большую часть своей массы, а остаток, обладающий массой меньше критической, превращается в белый карлик или нейтронную звезду. Но такой путь эволюции большинству ученых представляется крайне искусственным и маловероятным. Поэтому мы приходим к заключению, что черные дыры неизбежно должны возникать на поздних стадиях эволюции массивных звезд.
Могут ли во Вселенной существовать черные дыры другого, незвездного происхождения? Вероятнее всего, да. И мы в дальнейшем познакомимся с этими возможностями, часто весьма интересными и необычайными. Однако выводы о существовании незвездных черных дыр гораздо менее надежны, чем о неизбежности возникновения черных дыр в ходе эволюции массивных звезд. Более того, как мы увидим дальше, но крайней мере одна черная дыра звездного происхождения, вероятно, уже открыта астрономами. Вот почему мы пока отложим знакомство с другими незвездными черными дырами и обратимся к вопросу о поисках черных дыр звездного происхождения
Как искать черные дыры?До начала 60-х годов, по-видимому, никто из астрономов серьезно и не пытался искать ни нейтронные звезды, ни тем более черные дыры. Молчаливо предполагалось, что эти объекты слишком эксцентричны и скорее всего представляют собой лишь выдумку теоретиков, О них даже предпочитали не говорить. Иногда глухо упоминалось, что они, может быть, и могли образоваться, но, вероятнее всего, этого не происходит. И во всяком случае, если они есть, то их нельзя обнаружить.
Столь странные объекты нарушали привычную для астрономов картину Вселенной. По поводу черных дыр большинство астрономов вообще с сомнением покачивали головами. Даже общепринятого названия для этих объектов не было. Среди тех, кто не верил в возможность существования черных дыр, был астроном англичанин А. Эддингтон (1882 – 1944). Путь его в астрономию классический. Он начинал как астроном-наблюдатель в Гринвичской обсерватории, много занимался вопросами статистики звездных движений. В 1914 году стал директором обсерватории Кембриджского университета, и все его научные интересы сосредоточились на вопросах астрофизики, которая как раз в это время формировалась как самостоятельная наука.
Заслуги его в астрофизике трудно переоценить. Он первым понял основные процессы, которые определяют внутреннее строение звезд, выдвинул важнейшую идею о том, что энергия из глубоких недр звезды к поверхности переносится в основном путем медленного «просачивания» света сквозь непрозрачный газ, а не конвекцией; подобно кипящей воде в кастрюле на плитке. Еще в 1916 году, когда о ядерных реакциях не было и понятия, он показал, что источником энергии в звездах не может быть их постепенное сжатие с нагреванием, как тогда думали, а должны быть какие-то глубинные превращения материи, которые А. Эддингтон называл субатомными. Он занимался изучением пульсаций звезд, строением их атмосфер и многими другими проблемами астрофизики. А. Эддингтон одним из первых понял глубину и новизну общей теории относительности. Он руководил экспедицией, которая в 1919 году во время полного солнечного затмения впервые измерила отклонение лучей света в поле тяготения Солнца в полном согласии с предсказанием теории Эйнштейна. Его научные заслуги были общепризнаны: он был президентом Лондонского королевского астрономического общества, президентом Лондонского физического общества, президентом Международного астрономического союза, членом многих академий, в том числе и иностранным членом-корреспондентом АН СССР.
И вот этот человек не мог свыкнуться с мыслью о том, что достаточно массивная звезда должна в конце концов потерять устойчивость и испытать катастрофическое сжатие. Как пишет С. Чандрасекхар, А. Эддингтон считал невозможным коллапс звезды, в ходе которого «гравитация станет такой сильной, что удушит излучение», то есть возникнет черная дыра.
По мнению С. Чандрасекхара, резко отрицательная позиция столь авторитетного астронома задержала развитие релятивистской астрофизики на десятки лет. В чем здесь дело? Почему передовой и чуткий ко всему новому ученый не понял и не оценил столь важной идеи?
Наверное, прав советский астрофизик И. Шкловский, сказавший, что А. Эддингтон слишком любил звезды, которым он отдал всю свою жизнь (жизнь одинокого человека, респектабельного старого холостяка). Он построил теорию равновесия и устойчивости звезд, а тут такая катастрофа – коллапс... Этого не может быть, утверждал А. Эддингтон. Природа должна была «изобрести» какое-нибудь средство, предохраняющее космическую материю от такого жалкого конца! И. Шкловский справедливо заключает: «Не зря говорится, что наши недостатки есть продолжение наших достоинств».
Даже в гораздо более позднее время, в конце 50-х годов, когда я, учился в Московском университете на астрономическом отделении, никто из наших профессоров ни разу не сказал нам, во что превращаются массивные звезды после своей смерти. Может быть, какую-то роль здесь играло само понятие смерти, о которой не очень-то хочется и не принято обычно говорить. Вот и смерть звезд была своего рода «запретной темой для обсуждения в приличном обществе».
К тому же и экзотика черных дыр и сложность понятий общей теории относительности, не бывшей в чести у старшего поколения астрономов, играли свою роль.
Однако в 60-е годы ряд открытий заставил астрономов изменить свой взгляд на многие процессы во Вселенной. Были открыты активные ядра галактик и квазары, излучавшие энергию более мощно, чем тысячи миллиардов звезд, было обнаружено реликтовое радиоизлучение, оставшееся во Вселенной от первых мгновений начала ее расширения. После всего этого нейтронные звезды и черные дыры перестали казаться столь уж экзотическими объектами. И наконец, в 1967 году, как мы уже писали выше, были открыты нейтронные звезды – пульсары. Наступила очередь черных дыр. Но как их обнаружить? Ведь они не светят и не отражают свет?!
У астрономов, однако, уже был накоплен опыт изучения неизлучающих объектов. Таковы, например, темные пылевые туманности. Они видны как черные пятна на фоне звезд или светящихся газовых туманностей. Но пылевые туманности являются гигантскими по своим размерам объектами, а черные дыры звездного происхождения имеют в поперечнике всего-навсего десяток километров. И так как они возникают из массивных звезд, то ближайшая черная дыра должна быть расположена от нас на расстоянии порядка нескольких десятков световых лет. Следовательно, видимые угловые размеры такой черной дыры должны составлять 0,00000001 угловой секунды, и увидеть ее как темное пятнышко абсолютно невозможно.
Черная дыра должна отклонять проходящие мимо нее лучи света. Но чтобы этот эффект был достаточно заметен, взаимное расположение источника света (какой-либо еще более далекой звезды), черной дыры и наблюдателя должно быть подобрано столь специальным образом, что о случайной реализации этого события нечего и думать.
Остается использовать тот факт, что черные дыры обладают массами, равными массам больших звезд, а сами совсем не светят. Именно так подошли к поискам черных дыр в 1964 году советские астрофизики О. Гусейнов и Я. Зельдович. Они предложили искать черные дыры в составе двойных звездных систем, предположив, что есть системы, где одна звезда нормальная и светится, а другая представляет собой черную дыру. Оба объекта должны обращаться вокруг общего центра масс. Но черная дыра невидима, так что видимая компонента будет обращаться как бы вокруг «ничего».
Конечно, увидеть непосредственное орбитальное движение звезды с большого расстояния нельзя ни в какой телескоп. Однако можно использовать специальный метод, широко распространенный в астрофизике. Когда звезда, двигаясь по орбите, приближается к нам, линии в ее спектре смещаются в фиолетовую сторону, а когда удаляется, – в красную сторону. Астрономам давно известны так называемые спектрально-двойные звезды, двойственность которых была открыта с помощью описанного метода. В спектрально-двойных системах, состоящих из обычных звезд, если одна звезда движется к нам, а другая – от нас, линии будут смещены в противоположные стороны. Часто наблюдаются и периодические смещения линий в спектре только одной звезды, а линий в спектре второй не видно вовсе. Казалось бы, тут надо заподозрить наличие черной дыры. Однако в большинстве случаев это тривиально объясняется тем, что другая звезда хоть и светит, но заметно слабее первой; свет ее тонет в свете яркой соседки, и только поэтому она не видна.
Советские астрофизики предложили искать потухшие звезды в таких спектрально-двойных системах, в которых масса невидимого спутника, вычисленная по наблюдаемому движению видимой звезды, оказалась больше массы видимой соседки. Это означало бы, что спутник-невидимка является не обычной, а потухшей звездой. Ибо если бы спутник был обычной звездой, то, превосходя по массе свою соседку, он и светил бы ярче ее, и не мог бы быть невидим.
Однако потухшая звезда может быть и белым карликом, и нейтронной звездой. Поэтому, чтобы из обнаруженных потухших звезд выделить именно черные дыры, надо было еще доказать, что масса невидимого спутника больше критической массы (две массы Солнца). Как мы уже знаем, масса белого карлика не может превышать 1,2 массы Солнца, а масса нейтронной звезды – 2 массы Солнца. Значит, если масса потухшей звезды больше критического значения и составляет, скажем, 5 солнечных масс, то это может быть только черная дыра.
Следуя этим указаниям, у нас в стране, а затем в США были предприняты поиски черных дыр в спектрально-двойных системах. Но эти попытки не привели к успеху. Во всех подозрительных спектрально-двойных системах удалось объяснить невидимость спутника естественным путем, не прибегая к черным дырам. Предложенный способ поиска оказался слишком трудным, так как «черноте», обнаруженной окольным путем, почти всегда можно придумать объяснение, почему она черна. Да и вообще, «невидимость» служит плохим доказательством существования чего-либо. Это звучит, подобно старой шутке о названии диссертации: «Отсутствие телеграфных столбов и проводов в археологических раскопках как доказательство наличия радиосвязи у древних народов».
Выяснилось к тому же, что указанный способ и в принципе вряд ли мог привести к успеху. Причина этого была связана с особым характером эволюции звезд в тесных двойных системах. Оказывается, в ходе, эволюции газ должен перетекать с одной звезды на другую, и в результате первоначально более массивная звезда, заканчивая свою эволюцию и превращаясь в черную дыру, передает часть массы менее массивной. В конце концов оказывается, что видимая звезда обладает массой, большей, чем масса первоначально возникшей черной дыры. У такой двойной системы нельзя определить, почему спутник невидим, – то ли он нормальная звезда, но светится слабее соседки (так как его масса меньше), то ли он – потухшая звезда и может быть черной дырой.
Необходимо было найти такие физические явления, в которых черная дыра проявляла бы себя активно и однозначно. И такое явление было найдено – это падение газа в поле тяготения черной дыры.
В межзвездном пространстве имеются обширные газовые туманности. Если черная дыра находится в такой туманности, газ будет падать в ее поле тяготения. В падающем газе, креме того, имеется магнитное поле, а в ходе падения развиваются турбулентные движения. Энергия магнитного поля газа в ходе падения должна переходить в тепло. «Нагретые» электроны, двигаясь в магнитных полях, излучают электромагнитные волны. Вблизи горизонта черной дыры вступают в игру эффекты общей теории относительности. Часть излучения захватывается черной дырой. Основная доля излучения, видимая далеким наблюдателем, уходит с расстояния в несколько гравитационных градусов. Так, еще на подлете к черной дыре, до того как провалиться в нее, нагретый газ излучает энергию в окружающее пространство. Может быть, это излучение достаточно для обнаружения черной дыры с большого расстояния?
Общее количество излучения (или, как говорят астрофизики, светимость) зависит от количества падающего газа. В типичных для межзвездной среды условиях светимость газа, падающего на черную дыру, того же порядка, что в светимость нормальных, не очень ярких звезд. Это значит, что найти таким способом черные дыры очень трудно. Они затеряны среди огромного количества слабых звезд Галактики. Правда, в падающем на черную дыру газе турбулентные движения приводят к быстрым колебаниям яркости с продолжительностью вспышек от сотых до десятитысячных долей секунды.
Советский астрофизик В. Шварцман именно таким способом предлагал в конце 60-х годов искать черные дыры. Он вместе со своими товарищами создал в специальной астрофизической обсерватории АН СССР целый комплекс приборов для этой цели под названием «Многоканальный анализатор наносекундных импульсов изменения яркости», или, сокращенно, МАНИЯ. Название оказалось символичным. Многие годы упорного труда по конструкции, созданию и отладке приборов, пробные наблюдения, наконец, поиски... В. Шварцман долго шел этим путем экспериментатора почти с маниакальным упорством. По ходу дела были выполнены интересные наблюдения разных небесных объектов. Но, увы, черные дыры так обнаружены и не были...
