Чудовища доктора Эйнштейна. О чёрных дырах, больших и малых

Карл Янский, отец радиоастрономии, в 1933 г. доказал, что радиоизлучение Млечного Пути достигает максимума в созвездии Стрельца. Это согласуется с наблюдением Уильяма Гершеля: в Стрельце находится самый плотный участок нашего «города звезд». Пыль не действует на радиоволны. Однако простая радиоантенна Янского не могла точно определить положение источника радиосигналов. В 1974 г. Брюс Балик и Роберт Браун прибегли к методу интерферометрии с очень длинной базой и доказали, что радиоисточник в центре нашей Галактики является очень маленьким объектом[153]. Недавние наблюдения говорят о том, что это самый компактный радиоисточник в небе (илл. 27). Он не похож на другие два источника, найденные в ранних исследованиях. Стрелец А* имеет ту же радиояркость, что Дева А и Лебедь А, но Дева А (М87) – это активная эллиптическая галактика на расстоянии 54 млн световых лет, а Лебедь А – деформированная галактика в 750 млн световых лет. Центр Млечного Пути в миллионы раз менее мощный, чем эти две прототипичные радиогалактики, и, видимо, природа этого явления совсем иная.

Что за радиоисточник может быть таким слабым? В 1974 г. молодой теоретик из Кембриджского университета Мартин Рис предложил объяснение в статье о черных дырах, которая осталась незамеченной[154]. Он утверждал, что массивная черная дыра может быть темной, потому что не поглощает материю, и первым предположил, что звезды, движущиеся по ближним орбитам, подвергаются ее влиянию, – и это способ ее обнаружить.

Спустя некоторое время технологии дозрели до этой идеи. Пыль между нами и центром Галактики стала первой проблемой. Частицы пыли эффективно поглощают и рассеивают свет, но значительно слабее взаимодействуют с фотонами большей длины волны. Стоило переключиться с видимого света 0,5 мкм на волны почти инфракрасной части спектра 2 мм, как затемнение центра Галактики от триллиона раз снизилось до двадцати. Теперь мы не смотрели на закрытую дверь, а вглядывались через дымчатое стекло. Инфракрасные датчики придумали в 1970-х гг. в физических лабораториях, и в них имелся только один элемент – пиксель, поэтому, чтобы получить изображение, приходилось методично водить телескопом по сетке неба. Датчики были дорогими, капризными и ненадежными – как итальянский спорткар. К середине 1990-х гг. стали использоваться первые мегапиксельные матрицы, и цифровая инфракрасная астрономия выросла до полноценной науки – с оптической астрономией этой случилось на 15 лет раньше[155].

Второй проблемой оказалась высокая плотность звезд – из-за нее изображения накладывались друг на друга или сливались[156]. Представьте 10 млн звезд в пределах нескольких световых лет от центра Млечного Пути. Эта плотность в 50 млн раз выше, чем в окрестностях Солнца. Если бы мы жили там, то ночное небо представляло бы собой ослепительное зрелище. Миллионы звезд сияли бы в сотни раз ярче полной Луны; под звездным небом можно было бы читать газету. Однако, в такой обстановке практически невозможно заниматься оптической астрономией. Хуже того, под большим вопросом была бы жизнь на планетах. Взрывы сверхновых были бы обычным делом и могли происходить в непосредственной близости, то есть уничтожать все живое. Частое взаимодействие звезд нарушало бы стабильность планетных систем, и планеты выбрасывало бы в открытый космос. Помехи движению кометных облаков на периферии солнечных систем приводили бы к столкновениям и массовым вымираниям биологических видов намного чаще, чем это происходило на Земле. Мы находимся на тихой окраине Млечного Пути – и должны быть благодарны за это.

Соединение двух технологий – массивов детекторов ИК-излучения и методов увеличения резкости астрономических изображений – позволило поставить увлекательный эксперимент. Делаем максимально четкие инфракрасные изображения центра Галактики. Находим звезды в пределах нескольких световых лет от компактного радиоисточника, движущихся настолько быстро, чтобы иметь возможность наблюдать их перемещение от года к году. Затем используем их орбиты, чтобы вычислить массу в центральной области нашей Галактики.