Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна

Когда Зельдович искал метод наблюдения черной дыры, он, должно быть, прошелся по цепочке рассуждений, подобной приведенной выше. Его цепочка, наконец, привела его к довольно-таки обещающему методу (рис. 8.3). Представьте себе, что черная дыра и звезда обращаются по орбите вокруг друг друга (образуют двойную систему). Когда астрономы направят свои телескопы на такую двойную систему, они увидят свет только от одной звезды, черная дыра будет невидима. Однако свет звезды будет свидетельствовать о ее наличии: обращаясь по орбите вокруг черной дыры, звезда будет сначала двигаться по направлению к Земле, а затем от нее. Когда она движется к нам, эффект Доплера должен сместить звездный свет к синему краю, а когда от нас — к красному. Астрономы могут измерять подобные смещения с высокой точностью, поскольку свет звезды, пропущенный через спектрограф (дальнейшее развитие обычной призмы), дает резкие спектральные линии, и слабое изменение длины волны (цвета) таких линий легко выявляется. Из измерения сдвига длины волны астрономы могут извлечь скорость движения звезды от Земли и к Земле и, последив в течение некоторого временного промежутка за изменением сдвига, могут узнать, как скорость звезды меняется во времени. Типичная величина таких изменений должна лежать где-то между 10 и 100 километров в секунду, тогда как обычная чувствительность таких измерений составляет 0,1 километра в секунду.

Что мы узнаем из таких высокоточных измерений скорости звезды? Узнаем что-нибудь о массе черной дыры. Чем более массивна черная дыра, тем сильнее она притягивает к себе звезду, и поэтому тем больше должна быть центробежная сила, с помощью которой звезда противодействует тяготению черной дыры. Чтобы добиться большей центробежной силы, звезда должна быстрее обращаться по орбите. И

поэтому большая орбитальная скорость может свидетельствовать о большой массе черной дыры.

Значит, чтобы найти черную дыру, астрономы должны искать звезды, спектр которых посылает сигнал, периодически смещаясь от красного к синему. Такое смещение является недвусмысленным свидетельством того, что у звезды есть спутник. Астрономам остается изучить спектр звезды, чтобы получить скорость ее обращения вокруг спутника, и зная скорость, получить массу. Если спутник очень массивен, и света от него не видно, очень вероятно, что это черная дыра. Вот в чем состояло предложение Зельдовича.

Хотя этот метод много лучше, чем любой предыдущий, в нем кроятся несколько ловушек. Я расскажу лишь о двух. Во-первых, такое

взвешивание темной компоненты двойной звезды не совсем точное. Измеренная скорость зависит не только от массы компаньона, но и от массы самой звезды и от наклона плоскости обращения двойной звезды к линии наблюдения. Хотя масса звезды и наклон орбиты могут быть найдены путем тщательных наблюдений, хорошей точности получить нельзя. В результате легко допустить большие ошибки (скажем, в 2 или 3 раза) в оценке массы темного спутника. Во-вторых, черные дыры не единственный вид темного спутника, который может быть у звезды. Например, темным спутником была бы и нейтронная звезда. Чтобы быть уверенным, что спутник не нейтронная звезда, нужно быть уверенным, что он много тяжелее максимума, допускаемого для нейтронной звезды, примерно в 2 солнечные массы. Две близкие нейтронные звезды, обращающиеся друг относительно друга, также могут иметь массу до 4 солнечных. Такая система может стать темным спутником, или им может стать система из двух вместе вращающихся белых карликов с полной массой в 3 солнечные. Есть и другие виды звезд, хотя и не совершенно темные, которые могут быть достаточно массивными и чрезвычайно тусклыми. Нужно быть очень внимательным при изучении спектров, чтобы быть уверенным, что нет никаких признаков чрезвычайно слабого излучения от таких звезд.

В течение десятилетий астрономы напряженно работали над составлением каталогов двойных звездных систем, и поэтому Зельдовичу не было надобности вести свой поиск прямо на небе, вместо этого он мог просто искать в звездных каталогах. Однако у Зельдовича не было ни времени, ни терпения, чтобы самому копаться в каталогах, не было у него и соответствующего опыта, чтобы обойти все ловушки. Поэтому, как он обычно поступал в подобных ситуациях, он распорядился временем и талантом другого, на этот раз Октая Гусейнова, аспиранта астронома, уже достаточно много знавшего о двойных звездах. Среди многих сотен хорошо описанных в каталогах двойных звезд Гусейнов и Зельдович вместе нашли пять обещающих кандидатов в черные дыры.