Чудовища доктора Эйнштейна. О чёрных дырах, больших и малых

Как только показалось, что дальше двигаться некуда, астрономы предложили новый изящный метод оценки массы черной дыры в ближних активных галактиках. Он использует одну из отличительных особенностей квазара – широкие эмиссионные линии. Горячий газ, порождающий эти линии, находится в пределах одного светового года от центрального объекта, поэтому его движением управляет черная дыра. Газ в этой области должен подчиняться простому уравнению M_BH ? RV²/G, где G – гравитационная постоянная, а V – скорость газа. При помощи того же уравнения мы можем вычислить массу Солнца, зная расстояние до обращающейся вокруг него планеты и ее скорость. В случае черной дыры скорость обращающегося газа легко вывести из ширины линий излучения. Неизвестным остается только R – размер области, в которой рождаются широкие эмиссионные линии. Различные предположения в физике оценивают его в 0,01 парсек, или 10 световых дней, – в десять раз больше Солнечной системы (илл. 35)[188]. Это слишком мало, чтобы область стала различимой даже через самый сильный телескоп – для большинства галактик. Как ее измерить? Оригинальный метод опирается на конкретный факт: интенсивность света квазаров и активных галактик непостоянна.

Давайте представим себе эту ситуацию. Аккреционный диск, обеспечивающий колоссальную яркость квазара, весьма мал – мы будем считать его точечным источником света. Его яркость меняется на интервале нескольких дней, что стало одним из первых аргументов в пользу сверхмассивных черных дыр, поскольку источник не может быть больше времени перемещения света через его поперечник. Логика этого аргумента такова: если причиной изменения яркости является единственный объект, то чем быстрее она меняется, тем меньше должен быть этот объект. Свет из центральной точки источника проникает наружу и через некоторое время сталкивается с быстро движущимся газом, порождающим эмиссионные линии. Этот газ повторяет изменения яркости центрального источника света («отзывается эхом») с задержкой t, определяемой временем движения света через газ: t = R/c, где с – скорость света. Метод называется эхо-картированием, поскольку мы составляем карту «эха» для колебаний света от точечного источника. Время прибытия отзвуков указывает на размер области горячего газа.

Необходимо вести несложные, но тщательные наблюдения. Начинается наблюдательная «кампания»: телескопы по всему миру измеряют спектры отобранных квазаров или активных галактик. Если несколько телескопов в разных точках мира обеспечивают круглосуточное наблюдение за изменениями светимости, это гарантирует получение данных, даже если в одном или двух местах наблюдения невозможны из-за облачности. Спектры собирают в течение недельных наблюдений, повторяющихся несколько раз в год, поэтому в выборку попадают все временные шкалы, от нескольких дней до нескольких месяцев. Газ, вызывающий свечение эмиссионных линий, «откликается» на излучение черной дыры с задержкой, равной времени движения света до него. Эта задержка позволяет определить размер области свечения широких спектральных линий, который, в свою очередь, дает информацию о массе черной дыры[189].

Итак, эхо-картирование основывается на временном, а не пространственном разрешении. Метод был впервые применен к NGC5548 – одной из активных галактик, открытых Сейфертом; черная дыра в ее центре в 65 млн раз массивнее Солнца, с погрешностью 4 %[190]. Кампании интенсивного мониторинга с использованием малых телескопов позволили установить массы 60 черных дыр ближних активных галактик[191]. Исследования показывают: чем мощнее активная галактика, тем больше ее область быстро движущегося газа.

Здесь начинается самое интересное. Кропотливая работа по эхо-картированию показывает, как размер области свечения эмиссионных линий соотносится со светимостью активной галактики. Теперь вместо долгосрочного мониторинга с сотнями или тысячами измерений по интересующей нас активной галактике можно оценивать массу черной дыры по одному-единственному спектру. Ширина линий излучения дает V, а светимость – R, и это все, что нужно для решения уравнения M_BH ? RV²/G. Массы черных дыр рассчитываются по единичным спектрам с погрешностью в три раза большей, то есть 300 %, – этого достаточно для статистики. Больше не нужно тратить месяцы наблюдений на определение массы одной черной дыры – можно за одну ночь оценить массы ста черных дыр. Уже опубликованы массы десятков тысяч этих объектов[192]. Астрономы собирают урожай черных дыр в промышленных масштабах.

Энергия аккреции в космосе