Горизонт как стена.

        История поиска чёрных дыр насчитывает более трёх столетий. Впервые мысль о том, что массивные тела могут притягиваться друг к другу, И. Ньютон высказал в 1687 году. Спустя сто лет, в 1783 году, Дж. Митчелл предположил, что на небе есть тёмные звёзды, гравитационное поле которых столь сильно, что их свет не может вырваться наружу. В 1798 году такую же идею высказывал Л. Лаплас. А ещё через полтора века, в 1968 году, Дж. Уилер для описания этих звёзд предложил и сам термин - „чёрная дыра“. Согласно нынешним представлениям, чёрной дырой называют объект, для которого вторая космическая скорость равна скорости света в вакууме - 300 000 км/с. В соответствии с общей теорией относительности, масса подобного объекта должна быть сосредоточена внутри сферы гравитационного (шварцшильдовского) радиуса. Вычислить его можно по формуле r = 2GM / c^2, где G - гравитационная постоянная, М - масса объекта, а c - скорость света. Для Земли этот радиус составляет 9 мм, для звезды в десять солнечных масс - 30 км, а для объекта в два миллиарда солнечных масс - 40 астрономических единиц, то есть размер Солнечной системы.
        Надо честно сказать, до сих пор не найдено ни одного объекта, который можно было бы достоверно назвать чёрной дырой. Однако число кандидатов велико, и астрономы (с некоторой натяжкой) называют их все чёрными дырами. Поиск этих объектов становится тем более захватывающим, что в некоторых вариантах теории гравитации их вообще не существует.
        Одна из особенностей чёрных дыр, которая помогает поиску, отсутствие у них поверхности. Вместо неё - горизонт событий. С точки зрения далёкого наблюдателя, там ход времени останавливается и все события, происходящие под горизонтом, ему недоступны. Радиус горизонта событий равен гравитационному, если дыра не вращается. В противном случае он меньше гравитационного, горизонт оказывается за эргосферой, где существует вихревое гравитационное поле.
        Горизонт событий чёрной дыры - весьма странный объект: изменив систему отсчёта, от него можно избавиться. Например, наблюдатель, свободно падающий в чёрную дыру, никакого горизонта не заметит. Более того, прежде чем гравитационные силы разорвут этого наблюдателя на части, он успеет увидеть центральную сингулярность, в которой сжата исходная материя. Некоторые теории утверждают, что такой наблюдатель увидит не только её, но и будущее Вселенной, однако передать наружу какую-либо информацию ему не удастся.

        Что и как надо искать.

        Как же можно искать объект, на границе которого время остановилось и наружу не выходит ничего? Впервые на такую возможность обратили внимание академики Я.Б. Зельдович и Е.Е. Салпетер в 1964 году. Они предположили, что вокруг чёрной дыры должен возникать диск из падающего в неё вещества. Ускоряясь по мере приближения к горизонту событий, это вещество порождает мощные потоки рентгеновского излучения, а чёрная дыра, таким образом, становится компактным источником рентгеновских лучей. Именно рентгеновский ореол и служит главным ориентиром при поиске кандидатов в чёрные дыры. Поскольку земная атмосфера непрозрачна для таких лучей, первый рентгеновский источник, расположенный за пределами Солнечной системы - Sco X-1, - открыли в 1962 году с борта американской ракеты „Аэроби“. Экспериментом руководил Р. Джиакони, которого в 2002 году удостоили Нобелевской премии за развитие рентгеновской телескопии. По быстрой переменности рентгеновского излучения, профилям рентгеновских линий в спектре и другим похожим признакам оценивают радиус дыры.
        Рентгеновское свечение - не единственный признак. Есть ещё движение звёзд, газовых облаков или газовых дисков в гравитационном поле: по его параметрам можно проверить, нет ли неподалёку очень тяжёлого и тёмного объекта. Наиболее трудная задача - поиск свидетельств, подтверждающих, что у кандидата нет поверхности. Именно достоверное обнаружение горизонта событий и эргосферы (в случае вращающихся объектов) позволит уверенно сказать, что чёрная дыра наконец-то найдена.
        Дело в том, что чёрная дыра - не единственное компактное небесное тело, которое невозможно разглядеть на небосклоне. Есть, например, нейтронные звёзды - объекты диаметром в десятки километров и массой не более трёх солнечных; они остаются после того, как в массивной звезде выгорело всё топливо. Эти звёзды обладают мощным магнитным полем. Если оно очень велико, более 10^12 Гс, то вещество из внутренних частей аккреционного диска (то есть падающего на звезду вещества) направляется магнитным полем на магнитные полюса, сталкивается там с поверхностью и разогревается до температуры в десятки и сотни миллионов градусов - получаются горячие пятна, излучающие рентгеновские лучи. Поскольку ось вращения звезды не совпадает с магнитной осью, эти пятна периодически исчезают из поля зрения наблюдателя; получается быстрый рентгеновский пульсар с периодом от долей секунды до минут.
        Когда магнитное поле нейтронной звезды относительно невелико, вещество из внутренних частей аккреционного диска растекается по её поверхности, накапливается, и затем происходит ядерный взрыв. Возникает эффект рентгеновского барстера (от английского глагола to burst - взрываться) первого типа: короткие (длительностью в секунды) и мощные вспышки рентгеновского излучения. Таким образом, феномены рентгеновского пульсара и рентгеновского барстера первого типа - явные признаки наличия поверхности у объекта; такой объект не может быть чёрной дырой.
        Ещё один признак наблюдаемой поверхности - феномен радиопульсара: быстро вращающаяся нейтронная звезда с сильным магнитным полем находится в режиме эжекции - выброса релятивистских, то есть двигающихся со скоростью, близкой к скорости света, заряженных частиц. В этом случае регистрируются короткие (от миллисекунд до секунд) и строго периодические импульсы радиоизлучения. И всё же отсутствие феноменов рентгеновского пульсара, радиопульсара или рентгеновского барстера первого типа - лишь необходимое, но недостаточное условие для того, чтобы считать компактный объект чёрной дырой.

        Чёрные дыры бывают разные.

        Астрофизики полагают возможным существование двух типов чёрных дыр. Первые из них - древние дыры, которые сформировались на ранних этапах эволюции Вселенной. Вторые - современные чёрные дыры, возрастом от миллионов до миллиардов лет. У них горизонт событий ещё не успел окончательно сформироваться из-за релятивистского замедления хода времени вблизи его окрестностей. Эти компактные массивные объекты формально имеют поверхности, чрезвычайно близкие к горизонту событий, однако процессы на них уже бесконечно растянуты во времени, и потому наблюдать напрямую их нельзя. Для современных чёрных дыр часто используют термин „коллапсирующие“, или „застывшие“, объекты. Они, в свою очередь, делятся на два вида — чёрные дыры, масса которых соответствует массе звезды, и массивные дыры, которые, согласно современным представлениям, формируют центры галактик. Проследим за судьбой всех этих дыр и посмотрим, по каким признакам следует их находить, а также определять их параметры.

        Древние чёрные дыры.

        Для образования чёрной дыры нужно, чтобы в небольшой области пространства собралась очень большая масса. Считается, что на ранних этапах расширения Вселенной, когда плотность вещества была чрезвычайно большой, такие условия случались достаточно часто и чёрных дыр было много. Однако подавляющее большинство, скорее всего, не дожило до нашего времени. Механизм их исчезновения предложил астрофизик С. Хокинг. По его мнению, ключевую роль в этом процессе играет тонкая структура физического вакуума, который представляет собой весьма динамичный объект: в нём постоянно появляются пары виртуальных частиц. Они живут очень недолго и парами же исчезают, восстанавливая исходное положение.
        Однако, если пара рождается вблизи чёрной дыры, возникают состояния, когда статус-кво восстановить не удаётся: одна из таких частиц может быть затянута за горизонт событий, а вторая улетит прочь. Её судьба - обеспечить едва различимый, точнее, не различимый при нынешней чувствительности приборов свет от дыры. А вот первой ничего не останется, кроме как исчезнуть вместе с какой-то частицей внутри и таким образом унести с собой часть массы. Расчёт показывает, что дыра, полученная из нескольких килограммов вещества, испарится за считанные миллисекунды. При возрасте Вселенной в 12 миллиардов лет до нашего времени могли дожить только очень массивные древние дыры.

        Чёрные дыры звёздной массы.

        Чёрные дыры, масса которых примерно равна массе звезды лучше всего искать в рентгеновских двойных системах, то есть парах из маленького массивного объекта, окружённого рентгеновским свечением падающего на него вещества, и обычной звезды, которая светится в положенном ей диапазоне спектра. Такие пары бывают двух типов: квазистационарные со спутниками - массивными горячими звёздами и транзиентные (вспыхивающие) со спутниками - маломассивными холодными звёздами. Транзиентные рентгеновские двойные называют ещё рентгеновскими новыми, и большинство чёрных дыр обнаружено именно в их составе. Такие звёзды могут годами находиться в спокойном состоянии, а затем за несколько суток увеличить свою светимость на множество порядков. В исходное состояние рентгеновская новая возвращается, как правило, за несколько месяцев.
        И в том, и в другом случае невидимый массивный объект втягивает в себя вещество светящейся звезды, которая принимает форму груши. В результате её светимость при движении по орбите меняется. Наблюдая перемещения линий в спектре такой звезды при её орбитальном движении, можно определить диаметр орбиты, скорость движения и рассчитать в конечном счете массу чёрной дыры. Впервые такую оценку удалось получить для системы Cyg X-1 - первого кандидата в чёрные дыры. Оказалось, что масса чёрной дыры в этой системе - порядка десяти масс Солнца.
        За годы, прошедшие после запуска на орбиту вокруг Земли специализированных рентгеновских обсерваторий, было открыто около тысячи рентгеновских двойных систем в нашей и ближайших галактиках, из которых подробно изучено около 40. Весомый вклад в их открытие внесли советские и российские рентгеновские обсерватории МИР–КВАНТ и ГРАНАТ. В октябре 2002 года ракета-носитель „Протон“ вывела на орбиту международную рентгеновскую и гамма-обсерваторию ИНТЕГРАЛ, с помощью которой астрономы наблюдают проявления чёрных дыр в жёстком рентгеновском диапазоне, наиболее благоприятном для их поиска.
        По мере накопления сведений о массах релятивистских объектов (19 нейтронных звёзд и 18 чёрных дыр) выкристаллизовывается замечательный результат: нейтронные звёзды и чёрные дыры различаются не только массой, но и наблюдательными проявлениями, в полном согласии с общей теорией относительности. Во всех случаях, когда надёжно измерена масса радиопульсара, рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера первого типа, то есть объектов, демонстрирующих явные признаки наблюдаемой поверхности, она не превышает три массы Солнца - это абсолютный верхний предел для массы нейтронной звезды, предсказываемый общей теорией относительности. В то же время ни один из 18 изученных более массивных рентгеновских источников в двойных системах (то есть кандидатов в чёрные дыры) к числу объектов с признаками наблюдаемой поверхности отнести нельзя.
        В двойных системах с черными дырами - GRS1915+105, SAX J1819.3–2525, GRO J1655–40, 1Е1740.7–2942 - во время рентгеновских вспышек обнаружены релятивистские джеты (струи очень быстро летящего прочь от звезды вещества) со скоростями около 0,92 скорости света и видимыми сверхсветовыми движениями облаков плазмы. Рентгеновские двойные системы с такими джетами принято называть микроквазарами, поскольку они в миниатюре воспроизводят физические процессы в квазарах - очень активных ядрах галактик, джеты которых порой выходят далеко в межгалактическое пространство. К настоящему времени в нашей Галактике астрономы насчитывают полтора десятка микроквазаров, изучение которых проливает свет на природу активности галактических ядер.
        Интересные данные получены о вращении чёрных дыр звёздной массы. Дело в том, что если у невращающейся чёрной дыры радиус последней устойчивой орбиты равен трём гравитационным, то у вращающейся он существенно меньше. В результате, если аккреционный диск вращается в ту же сторону, что и дыра, он подходит к ней значительно ближе и светится ярче. Это и наблюдается у двух транзиентных рентгеновских двойных систем-микроквазаров GRS1915+105 и GRO J 655–40, которые, по всей вероятности, содержат быстровращающиеся чёрные дыры.
        Ограничения на радиусы чёрных дыр звёздной массы следуют из анализа быстрой переменности рентгеновского излучения. Например, в системе Cyg X–1 наблюдается быстрая нерегулярная переменность его интенсивности на временах вплоть до миллисекунд. Отсюда следует, что характерные размеры области вблизи чёрной дыры, излучающей в рентгеновском диапазоне, не превышают трёхсот километров или десяти гравитационных радиусов для дыры такой массы.
        Число известных чёрных дыр с измеренными массами уже достаточно велико, чтобы проводить статистическое сравнение их свойств со свойствами других объектов, то есть выполнять демографическое исследование чёрных дыр. Оно привело к очень интересному результату. И чёрные дыры, и нейтронные звёзды - конечная стадия жизни массивных звёзд Вольфа-Райе; они получаются из их углеродно-кислородных ядер. Распределение масс таких ядер вполне непрерывно в диапазоне значений от 1 до 12 масс Солнца. А распределение масс нейтронных звёзд и чёрных дыр имеет два максимума и провал в интервале 2–4 массы Солнца. По какой-то причине в двойных системах не рождаются нейтронные звёзды и чёрные дыры с такими массами. Если дальнейшие наблюдения подтвердят этот результат, он потребует серьёзного осмысления.

        Сверхмассивные чёрные дыры в ядрах галактик.

        В центре большинства галактик расположены компактные сгущения звёзд и газа, которые принято называть ядрами. Они обычно хорошо видны в спиральных и эллиптических галактиках, но трудноразличимы в неправильных. Сейчас сложилось представление о том, что в центре подобного сгущения должно находиться сравнительно небольшое тело огромной массы - вполне достойный кандидат на роль сверхмассивной чёрной дыры. Современные наблюдательные средства - космический телескоп Хаббла, крупнейшие наземные телескопы с системами компенсации атмосферных искажений, межконтинентальные радиоинтерферометры - предоставляют возможность увидеть движущийся газ вблизи ядер многих галактик, а в ядре нашей Галактики - даже разглядеть отдельные звёзды. По параметрам их движения массу такого объекта удаётся оценить однозначно.
        Первой галактикой, околоядерный газопылевой диск которой использовали для определения массы центральной чёрной дыры, стала М87 с ярким и протяжённым джетом. Как оказалось, в её центре находится компактный объект массой более трёх миллиардов масс Солнца, а отношение массы к светимости у него огромно - 110 (для Солнца, например, это соотношение равно 2). Если бы центральная масса была обусловлена плотным скоплением обычных звёзд, то ядро галактики светилось бы в десятки раз ярче. Получается, там сосредоточен огромный избыток несветящейся массы. Кроме того, в ядре М87 на один кубический парсек приходится десять миллионов солнечных масс тёмного вещества, плотность звёзд во внешних частях не превышает 0,5 солнечных масс на кубический парсек, а в наиболее плотных звёздных скоплениях плотность не превышает ста тысяч солнечных масс. Значит, не остаётся ничего другого, как предположить, что огромная масса ядра связана именно со сверхмассивной чёрной дырой. Аккреция вещества на этот компактный объект ответственна за многочисленные виды активности М87, в том числе за формирование релятивистского джета. К настоящему времени число определений масс сверхмассивных чёрных дыр, базирующихся на исследовании кинематики газа и звёзд вблизи ядра галактики, достигло уже многих десятков.

        Дыра Млечного Пути.

        В 90-х годах прошлого века начали изучать, как перемещаются отдельные звёзды вблизи центра нашей Галактики — в окрестностях источника Sgr A*. Наблюдения ведут в инфракрасном диапазоне с использованием специальных систем компенсации атмосферных искажений изображения (в оптическом диапазоне центр Галактики скрыт от земного наблюдателя толстым слоем газа и пыли). Оказалось, что звёзды вблизи центра Галактики заметно перемещаются, причём скорости их движения увеличиваются по мере приближения к центру.
        Недавно Р. Шедель с коллегами построил орбиту одной из ближайших к центру Галактики звёзд - SO–2. Её орбитальный период составляет 15,2 года, эксцентриситет орбиты - 0,87, большая полуось орбиты - 4,62×10^–3 парсек, или почти 20 000 гравитационных радиусов. Масса чёрной дыры в ядре Галактики, измеренная по третьему закону Кеплера, оказалась (3,7 ± 1)×10^6 масс Солнца. В то же время плотность тёмного гравитирующего вещества в изученной области достигает 10^17 масс Солнца на кубический парсек, а характерное время распада предполагаемого скопления отдельных тёмных тел в галактическом ядре из-за коллективных взаимодействий - около 100 тыс. лет. Возраст же Галактики - 10 млрд. лет. Это сильный аргумент в пользу того, что массивный компактный объект в центре Млечного Пути - единое несветящееся тело, а не скопление отдельных объектов малой массы.
        Наконец, определены орбиты восьми звёзд вблизи центра Галактики - SO–16, SO–19, SO–20, SO–1, SO–2, SO–3, SO–4, SO–5. По этим данным, масса чёрной дыры в ядре Галактики оценивается в (4 ± 0,3)×10^6 масс Солнца, её положение в пределах ± 10^–3 секунды дуги совпадает с динамическим центром Галактики, а собственное движение чёрной дыры в пределах ошибок наблюдений равно нулю. Эти результаты сильно подкрепляют идею академика А.В. Гуревича о формировании сверхмассивных чёрных дыр в ядрах галактик из-за „сваливания“ барионного вещества галактики в потенциальную яму, образованную в центре галактического гало, которое состоит из тёмной материи. Наименьшее расстояние до чёрной дыры в периастре орбиты звезды SO–16 составляет 90 а.е., или 1700 гравитационных радиусов.
        Со спутника CHANDRA получено рентгеновское изображение центра нашей Галактики с разрешением 0,5 секунды дуги. Оказалось, что рентгеновская светимость ядра меняется быстро, на временах вплоть до 10 минут. То есть радиус области, излучающей в рентгеновском диапазоне, не превышает двадцати гравитационных радиусов. С другой стороны, наземные наблюдения показали, что инфракрасное излучение от центра Галактики меняется за 40 минут. Тогда размеры области, излучающей в инфракрасном диапазоне, не превышают 80 гравитационных радиусов. При этом источник инфракрасного излучения почти неподвижен, он движется со скоростью менее 300 км/с. А звёзды вблизи центра Галактики имеют постоянный блеск и двигаются вокруг центра со скоростями в тысячи километров в секунду! Таким образом, наблюдения показывают, что в центре нашей Галактики находится компактный объект массой в четыре миллиона масс Солнца и радиусом менее 20 гравитационных радиусов. По всем характеристикам это сверхмассивная чёрная дыра.
        Прямые измерения её радиуса (а он составляет микросекунды дуги), равно как и чёрных дыр в центрах ближайших галактик, например туманности Андромеды, станут возможны после запуска космических интерферометров. Именно они обеспечивают наблюдения с точностью до сотен наносекунд дуги. Благодаря этому можно будет не только измерить радиусы столь маленьких объектов, но и наблюдать физические процессы, связанные с движением плазмы вблизи горизонта событий чёрных дыр, и наконец доказать, что у этих объектов действительно нет наблюдаемой поверхности.
        Пока же с помощью современных методов межконтинентальной радиоинтерферометрии в миллиметровом диапазоне удалось изучить процесс формирования джета во внутренних частях ядра галактики М87 и получить прямую оценку радиуса сверхмассивной чёрной дыры - менее 30–100 гравитационных радиусов.
        Число сверхмассивных чёрных дыр с измеренными массами в настоящее время приближается к 300, у многих из них оценены радиусы, поэтому сейчас активно идут демографические исследования. В ходе таких исследований обнаружена корреляция между массой сверхмассивной чёрной дыры в ядре галактики и массой балджа галактики - сферического сгущения старых маломассивных звёзд вблизи ядра с большой дисперсией скоростей. Установлена зависимость массы сверхмассивной чёрной дыры от линейной скорости вращения галактики. Поскольку эта скорость на больших расстояниях от центра галактики обусловлена в основном влиянием гравитационного притяжения галактического гало, был сделан вывод о том, что масса центральной сверхмассивной чёрной дыры коррелирует с массой галактического гало. Это важное свидетельство в пользу модели формирования сверхмассивных чёрных дыр, предложенной А.В. Гуревичем.

        Эпилог.

        В настоящее время решение проблемы поиска чёрных дыр поставлено на прочный наблюдательный базис, и число обнаруженных компактных объектов постоянно растёт. Особо подчеркнём: из наблюдений следует, что все необходимые условия, накладываемые общей теорией относительности Эйнштейна на проявления чёрных дыр, выполняются. Это сильно укрепляет нашу уверенность в реальном существовании таких объектов во Вселенной.
        Главная задача, которую предстоит решить в ближайшее десятилетие, - поиск достаточных критериев, которые позволили бы утверждать, что найденные кандидаты действительно представляют собой настоящие чёрные дыры. Перечислим возможные эксперименты, которые, надеюсь, позволят решить эту задачу.
        1. Прямые наблюдения движения вещества вблизи горизонтов событий сверхмассивных чёрных дыр в ядрах нашей и ближайших галактик с помощью космических рентгеновских и радиоинтерферометров.
        2. Поиск и исследование гравитационно-волновых всплесков от слияния чёрных дыр в двойных системах на лазерных гравитационно-волновых интерферометрических антеннах.
        3. Обнаружение и изучение движения радиопульсаров в двойных системах с черными дырами (ожидается один пульсар в паре с чёрной дырой примерно на 1000 пульсаров, сейчас известно уже около 1500 пульсаров).
        4. Детальные исследования спектров, интенсивности, поляризации и переменности рентгеновского и гамма-излучения от аккрецирующих чёрных дыр с борта орбитальных обсерваторий нового поколения.
        5. Наблюдения и интерпретация эффектов гравитационного микролинзирования галактических ядер звёздами более близких галактик - гравитационных линз.
        И конечно, нужно продолжить рутинное накопление сведений о массах чёрных дыр и нейтронных звёзд, статистическое сравнение различий в наблюдательных проявлениях аккрецирующих чёрных дыр и нейтронных звёзд.

Справка:

Черепащук Анатолий Михайлович (1940 г.р.), доктор физико-математических наук (1976), профессор (1985), академик РАН (2006). Окончил астрономическое отделение физического факультета (1964) и аспирантуру (1967). Младший и старший научный сотрудник, заведующий отделом (1967–1987), а с 1986 г. директор Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга (ГАИШ) МГУ. Член-корреспондент по Отделению общей физики и астрономии, специализация «астрономия» (1997). Заведующий астрономическим отделением (1986 по наст. вр.), заведующий кафедрой астрофизики и звездной астрономии (1986 по наст. вр.) физического факультета МГУ.
Определил радиусы и температуры звезд типа Вольфа-Райе в двойных системах (1970), массу оптического компонента черной дыры в рентгеновской двойной системе Лебедь X-1. Обнаружил (1980) оптические затмения в релятивистской звездной системе SS 433, чем доказал ее двойственность.