Черные дыры во вселенной
Эта статья является конспектом книги «Маленькая книга о черных дырах». Материал посвящен таким астрономическим объектам, как рентгеновские двойные и квазары.
В 1960-е и 1970-е годы в понимании черных дыр произошла настоящая революция. Современное теоретическое представление о черных дырах было в целом построено именно тогда благодаря математическим достижениям и глубоким прозрениям многих исследователей. В то же самое время астрономы все глубже и дальше вглядывались во Вселенную, используя все более чувствительные оптические и радиотелескопы. Были открыты два новых класса астрономических объектов: квазары и рентгеновские двойные системы. Именно там, как сейчас думают ученые, и находятся черные дыры.
Рентгеновская двойная
Рентгеновская двойная — это звездная система, состоящая из обычной звезды и расположенного очень близко к ней второго, невидимого компаньона, как полагают, белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры. Оба компаньона обращаются вокруг общего центра масс. Считается, что вещество переносится с наблюдаемой звезды на поверхность невидимого компаньона, что и объясняет интенсивное испускание этими системами рентгеновских фотонов.
Но если не видно второго объекта, откуда ученые знают, что он там есть? Ответ на этот вопрос дает вызванное орбитальным движением доплеровское смещение длины волны фотонов, рождающихся в атмосфере наблюдаемой звезды. Атомы и молекулы поглощают и излучают фотоны только на определенных длинах волн. Так образуются спектральные линии; каждый атом или молекула отличаются уникальным набором таких линий, при помощи которого присутствие этих атомов можно распознать. Когда астрономы получают спектры звезд, они видят в этих спектрах множество линий поглощения и излучения, порожденных атомами и молекулами в атмосферах этих звезд. Если звезда входит в двойную систему, линии будут периодически демонстрировать попеременно то красное, то голубое смещение, причиной которого является орбитальное движение звезды относительно общего со второй звездой центра масс.
Итак, теперь мы знаем, что рентгеновские двойные — это действительно двойные, хоть и видно в них лишь одну звезду. Но откуда известно, что в некоторых случаях, таких, например, как Cyg X-1, компаньоном оптической звезды является черная дыра? Для тусклой звезды невидимый компаньон имеет слишком большую массу. Чтобы обосновать этот ответ, понадобится привлечь и связать друг с другом некоторые другие наблюдения, законы орбитального движения Кеплера и теорию звездной эволюции. Начнем с наблюдений. Из доплеровских смещений спектральных линий можно вывести не только сам факт двойственности звезды, но и подробные свойства ее орбиты. Период колебаний спектральных линий в точности воспроизводит орбитальный период двойной системы. Точные измерения доплеровских смещений в течение одного периода позволяют вычислить эллиптичность орбиты. Амплитуда сдвигов линий дает нижний предел максимальной скорости звезды. Соединяя все эти наблюдательные данные с кеплеровскими законами движения по орбите, можно оценить нижний предел суммарной массы обоих компаньонов двойной системы. И если получиться определить массу видимой звезды, то можно вычислить и массу ее невидимого компаньона. Звездная эволюция говорит, что если знать температуру поверхности и светимость звезды, то представления о звездной эволюции позволяют довольно точно оценить ее массу.
Жизнь звезды определяется противодействующими друг другу силами: направленной к ее центру силой тяготения и направленной вовне силой давления раскаленного газа. Это, вообще-то, верно и для холодных планет, в том числе и для нашей Земли, но в отличие от планет звезды слишком массивны для того, чтобы давление, создаваемое холодным веществом, уравновесило тяготение, по крайней мере на ранних стадиях их жизни.
Можно было бы возразить, что Земля не холодная; ее ядро раскалено почти до 6000 кельвинов. Это правда, но твердой Земле не нужно тепловое давление, чтобы удерживать ее массу от коллапса. Если бы мы могли представить себе, что Земля охладилась до температуры абсолютного нуля, оставшегося у нее электростатического давления и давления вырожденных электронов все равно было бы достаточно, чтобы уравновесить силу тяжести.
Зарождающаяся звезда представляет собой коллапсирующее (сжимающееся) облако газа. В процессе сжатия облака давление и температура в его ядре растут до тех пор, пока не начинается термоядерное горение: слияние атомов водорода. При этом выделяется колоссальное количество энергии в форме фотонов и нейтрино, которое продолжает разогревать ядро, и, наконец, тепловое давление становится достаточным для того, чтобы остановить сжатие. Вот в этот момент и рождается звезда. Химический состав ядра непрерывно меняется по мере того, как водород в нем в процессе горения превращается в гелий.
Прежде чем обсуждать, что происходит на завершающих стадиях жизни звезд, вернемся к вопросу о том, как знание температуры поверхности и светимости звезды помогает определить ее массу. Проще подойти к этому вопросу с другой стороны: если знать массу и химический состав звезды, можно вычислить температуру ее поверхности и светимость при помощи уравнений строения звезд. Здесь есть множество технических подробностей, но основные принципы следующие. Чтобы уравновесить силу тяжести, более массивной звезде требуется большее тепловое давление. Поэтому в ее недрах идет более интенсивное термоядерное горение и звезда становится ярче. Самая высокая температура достигается в центре звезды, по мере удаления от центра она снижается, а на поверхности становится минимальной. В начальной фазе водородного горения, которую астрономы называют фазой главной последовательности, у более массивных звезд наблюдается и более высокая температура поверхности. А она, в свою очередь, определяет видимый цвет звезды. Таким образом, на основе наблюдений цвета и яркости звезд астрономы могут выполнить обратные вычисления и оценить их массу и химический состав.
Так удалось установить, что в системе CygX-1 находится звезда с температурой поверхности 30 000 кельвинов и массой 20 солнечных масс. При такой высокой температуре эта звезда выглядит голубой. По размеру она по крайней мере вдесятеро больше Солнца и классифицируется как голубой сверхгигант. По этим данным и по наблюдаемым доплеровским сдвигам спектральных линий астрономы смоделировали орбиту двойной и вычислили из этой модели массу невидимого компаньона: она оказалась равной примерно 15 массам Солнца. Почему же это непременно должна быть черная дыра? Ответ снова дает теория строения звезд. За время своей эволюции массивная звезда проходит различные стадии выгорания своего ядерного топлива, и выделяемая при этом энергия обеспечивает давление, необходимое для уравновешивания силы тяжести. Термоядерные реакции идут до тех пор, пока в недрах звезды не образуется ядро из атомов группы железа. Такие ядра наиболее устойчивы; любые дальнейшие процессы ядерного синтеза или распада требуют поступления энергии. Для маломассивных звезд типа Солнца давления достаточно, чтобы поддерживать равновесие ядра, когда прекращается термоядерный синтез. Такие звезды заканчивают жизнь, превращаясь в белые карлики.
Как только масса железного ядра становится больше предела Чандрасекара, составляющего примерно 1,4 массы Солнца, давление становится недостаточным для поддержания равновесия ядра звезды, и оно коллапсирует — обрушивается к центру. Температура и плотность растут с огромной скоростью, и высокоэнергетические фотоны начинают разрушать атомы железа. В этой крайне плотной среде свободные электроны и протоны быстро объединяются, образуя нейтроны, — формируется нейтронный газ. Нейтроны создают давление достаточно большое, чтобы остановить коллапс ядра. Происходит это довольно быстро и бурно, в результате чего сквозь всю толщу звезды наружу распространяется мощная ударная волна. Именно так начинается то, что в конце концов наблюдается как взрыв сверхновой II типа. В ходе него внешние слои звезды выбрасываются в пространство, но некоторая часть вещества падает обратно на ядро, которое теперь можно назвать нейтронной звездой.
Аналогично пределу Чандрасекара, может быть вычислена предельная масса для нейтронного вырожденного газа (нейтронных звезд): ее иногда называют пределом Толмена — Оппенгеймера — Волкова (TOV). Физика ядерного вещества при критических плотностях, существующих в нейтронных звездах, еще не вполне понятна, и поэтому истинное значение предела TOV известно не вполне точно. Из наблюдений нейтронных звезд следует, что оно составляет по крайней мере две массы Солнца. Теория при этом утверждает, что оно не может превышать примерно трех солнечных масс. Если на ядро в результате аккреции свалится достаточно вещества, чтобы масса ядра превысила предел TOV, то нейтронная звезда тоже сколлапсирует. При плотностях выше ядерной могут, конечно, существовать и еще не открытые фазовые состояния вещества, но если скорость звука и в этих состояниях меньше скорости света, то никакое ядро с массой выше трех солнечных не сможет оставаться в равновесии, и тогда общая теория относительности с неизбежностью предсказывает образование черной дыры.
Вернемся к CygX-1. Масса компаньона составляет около 15 солнечных. Так как компаньон невидимый, его равновесие не может поддерживаться за счет тепловыделения, как у обычных звезд. Однако 15 солнечных масс — это намного выше предела TOV. И поэтому заключаем, что компаньон не может быть ни обычной звездой, ни белым карликом, ни нейтронной звездой, ни вообще каким-либо звездообразным объектом, состоящим из обычного (барионного) вещества. Возможно, это «темная звезда», образовавшаяся из темного вещества? Это вещество должно состоять из гипотетических частиц, которые очень слабо взаимодействуют (или вообще не взаимодействуют) с обычным веществом. Поэтому мы и не можем видеть ее. Если основываться на этом допущении, то можно пойти дальше и предположить, что темное вещество может конденсироваться и образовывать темные компактные объекты, один из которых и мог бы быть невидимым компаньоном в двойной системе CygX-1. Однако сама по себе гипотеза темного вещества не противоречит возможности существования черных дыр (некоторые даже предполагали, что черные дыры и есть форма темного вещества). Чтобы показать, что «темная звезда» теоретически возможна и действительно может претендовать на роль невидимого компонента в системе CygX-1, придется принимать еще больше допущений, чем для черной дыры.
Есть еще одно, и, может быть, самое убедительное подтверждение предположения, что невидимый компаньон системы CygX-1 — черная дыра. Это яркое рентгеновское излучение из окрестностей системы. Хотя видимые звезды тоже излучают некоторое количество рентгеновских фотонов, их недостаточно, чтобы объяснить наблюдаемую рентгеновскую светимость CygX-1. Если компаньон — черная дыра, то он расположен достаточно близко к звезде, чтобы захватывать большое количество газа и пыли, переносимых ее звездным ветром. Это вещество обращается вокруг черной дыры в виде толстого аморфного диска. Благодаря вязкости и магнитным эффектам, часть его постоянно мигрирует в направлении черной дыры, пока не достигает самой внутренней устойчивой круговой орбиты (ISCO). Это ближайшая к черной дыре орбита, на которой любая частица, движущаяся по геодезической, может обращаться вокруг черной дыры, не падая в нее. После достижения ISCO-орбиты газ быстро падает в черную дыру, которая, таким образом, постоянно подпитывается аккрецией вещества. Диск вокруг черной дыры называется аккреционным. В процессе продолжительной миграции на внутреннюю орбиту газ разогревается — источником энергии для этого служит гравитационная потенциальная энергия, высвобождающаяся по мере приближения газа к черной дыре.
Кинетическая энергия, которую молекулы газа приобретают за счет уменьшения их потенциальной энергии при переходе на более близкую к черной дыре орбиту, равномерно распределяется по всей массе газа благодаря столкновениям соседних молекул. Этот процесс в результате регистрируется как соответствующий рост температуры газа. Гравитационная потенциальная энергия представляет собой тот тип энергии, который мы ассоциируем с объектами, находящимися на разных высотах относительно Земли.
Чем ближе газ к черной дыре, тем больше он разогревается, а это означает, что излучаемые им фотоны имеют в среднем более высокие энергии. Самые высокоэнергетические фотоны, следовательно, приходят из окрестностей ISCO-орбиты. Размер этой орбиты связан с массой черной дыры, а это значит, что энергия фотонов, излученных аккреционным диском, несет информацию о размере черной дыры. Для черных дыр с массой в несколько солнечных масс, таких как та, что предположительно находится в системе CygX-1, эта энергия соответствует рентгеновскому диапазону. Более того, нерегулярный приток вещества в диск может обусловить изменения яркости рентгеновского потока, называемые квазипериодическими осцилляциями, и самая короткая шкала времени этих осцилляций соответствует орбитальному периоду частиц на ISCO-орбите. Для черных дыр звездной массы эта переменность имеет порядок величины в несколько сотен герц, что и наблюдается в системе CygX-1 и многих других рентгеновских двойных системах, где, предположительно, тоже есть черные дыры.
Как ни прост ответ на вопрос, почему компаньон в системе CygX-1 является черной дырой, этот ответ, как мы уже видели, опирается на длинную цепь теоретических аргументов. Некоторые из них довольно хорошо подтверждаются наблюдениями и экспериментами. Более консервативным утверждением было бы то, что наблюдаемые свойства рентгеновских двойных больших масс наподобие CygX-1 хорошо описываются моделью с черной дырой и что никто пока не предложил альтернативного объяснения свойств таких систем в рамках общепринятых и хорошо проверенных теорий. И до 14 сентября 2015 года это был, пожалуй, самый хороший аргумент в пользу физической реальности черных дыр, какой только можно было придумать. Но в тот день все изменилось: установка LIGO зарегистрировала слияние двух черных дыр. Наука никогда не может дать стопроцентно однозначного толкования явлений такого рода, но наблюдение гравитационных волн от этого слияния с очевидностью лишает силы все негравитационные теоретические аргументы, которые могли бы использоваться для объяснения случая CygX-1 и может основываться только на свойствах общей теории относительности в вакууме.
Квазары
Во Вселенной есть и другая популяция черных дыр, свидетельства существования которой постепенно накапливались с конца 1960-х. Это черные дыры, вначале ассоциировавшиеся с квазарами. Слово «квазар» появилось незадолго до этого. Оно происходит от термина «квазизвездный объект», что в то время просто значило: «мы не знаем, что это такое, — какая-то очень яркая штуковина, похожая на звезду». Сейчас считается, что квазар — это разновидность активного галактического ядра (AGN). Эта область заполнена веществом, которое испускает мощные потоки излучения, вливаясь по спирали в черную дыру. Считается, что черные дыры в центрах квазаров имеют массу от нескольких миллионов до нескольких миллиардов масс Солнца, поэтому их называют сверхмассивными. Таким образом, можно сказать, что квазары — явление гораздо более грандиозное, чем даже первое зарегистрированное приемником LIGO слияние черных дыр, в результате которого черные дыры с общей массой всего около 65 солнечных выплеснули в ходе своего столкновения энергию, эквивалентную всего-навсего трем солнечным массам. Правда, эта энергия выделилась всего за несколько десятых долей секунды. Вообразите, что могло бы случиться, если бы слились две сверхмассивных черных дыры!
На первый взгляд может показаться удивительным, что какой-то аккреционный диск может давать достаточно энергии для того, чтобы квазар мог затмевать своим сиянием все остальные звезды галактики, вместе взятые.
Источник этой энергии — гравитационная потенциальная энергия вещества, обращающегося по орбите вокруг черной дыры. Это та самая потенциальная энергия, с которой мы каждый день сталкиваемся на Земле. Например, именно ее преобразуют в электрический ток гидроэлектростанции. Вода, падающая с большой высоты, отдает свою гравитационную потенциальную энергию, которую электростанции преобразуют в то самое электричество. В квазарах происходит нечто похожее, только энергия, которую они производят, в миллион триллионов триллионов раз больше той, которую вырабатывает крупная гидроэлектростанция. Когда говорим о черных дырах, количество потенциальной энергии, которая может превращаться в другие формы энергии при падении вещества с большого расстояния на ISCO-орбиту, удобно характеризовать как долю потенциальной энергии от общей энергии, соответствующей массе покоя (E = mc²) этого вещества. Эта величина зависит от вращения черной дыры, так как от него зависит положение ISCO-орбиты. Для невращающейся черной дыры она составляет 6%, возрастая до 42% для максимально быстро вращающейся. Это огромный процент! Ведь, например, потенциальная энергия воды, падающей с высоты 100 метров, составляет триллионную долю процента от ее общей энергии, соответствующей массе покоя.
Когда концепция черных дыр окрепла, и астрономы начали соглашаться с тем, что эти объекты могут объяснить природу квазаров, возник естественный вопрос: не могут ли сверхмассивные черные дыры находиться в центрах и тех галактик, которые не имеют активного ядра? Такие черные дыры можно было бы назвать «спящими» в том смысле, что вокруг них нет большого количества газа для формирования мощного аккреционного диска, и поэтому они не могут быть такими же яркими, как AGN. В близлежащих галактиках можно измерить доплеровские смещения линий в спектрах звезд, расположенных близ ядер этих галактик. Полученные из этих измерений данные о динамике орбитального движения звезд показывают, что в центральных областях практически всех крупных галактик действительно есть сверхмассивные черные дыры. Это, конечно, верно и для нашего Млечного Пути, центр которого находится достаточно близко к нам, чтобы в его окрестности можно было измерить движение звезд. Из этих измерений получается, что черная дыра в центре нашей Галактики имеет массу примерно в четыре миллиона масс Солнца.
В отличие от механизма происхождения черных дыр звездных масс, механизм образования сверхмассивных черных дыр пока неясен — на этот счет не существует общепринятой теории. Одна из возможностей заключается в том, что они зародились в результате коллапса первого поколения массивных звезд, образовавшихся спустя несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. Первоначальная масса этих черных дыр, должно быть, достигала от десяти до ста солнечных. Но после того как они оказывались в центрах новообразованных галактик, они должны были расти за счет аккреции газа и слияний с другими черными дырами. Трудность этой гипотезы вот в чем: как объяснить наблюдения некоторых очень далеких квазаров, свет от которых, регистрируемый сейчас, был излучен всего примерно через миллиард лет после Большого взрыва? Из этих наблюдений следует, что в эту эпоху сверхмассивные черные дыры уже существовали, и значит, гипотеза аккреции/слияния каким-то образом должна объяснить, как они успели вырасти до таких размеров за столь космологически короткое время: каких-то несколько сотен миллионов лет. Другая гипотеза предполагает, что зародыши современных сверхмассивных черных дыр появились во Вселенной в гораздо более раннюю эпоху. Этот гипотетический класс черных дыр называется первичными черными дырами. В настоящее время нет убедительных теоретических механизмов их образования.
Буду очень рад, если понравилась статья. Всем тем, кого заинтересовал материал рекомендую самим прочесть книгу. Она хоть и небольшая, но достаточно глубоко (по крайней мере, если идет речь о научно-популярной литературе, а не о профессиональной) описывает черные дыры.
