Кип Торн - Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна

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.

8.3. Метод поиска черных дыр, предложенный Зельдовичем, (а) Черная дыра и звезда обращаются вокруг друг друга. Если черная дыра тяжелее, чем звезда, то ее орбита меньше, как и показано на рисунке (т. е. черная дыра двигается мало, а звезда много). Если бы черная дыра была легче, чем звезда, то она двигалась бы по большей орбите (т. е. мало двигалась бы звезда, а черная дыра много). Когда звезда движется от Земли, свет от нее краснеет (сдвигается в сторону больших длин волн), (б) Свет, попавший в телескоп на Земле, пропускается через спектрограф и дает спектры. Здесь показаны два спектра: верхний получен для звезды, движущейся от Земли, нижний через полпериода обращения, когда звезда движется к Земле. Длины волн резких линий сдвинуты друг относительно друга, (в) Измеряя последовательность таких спектров астрономы могут определить, как изменяется во времени скорость звезды при ее движении от Земли и к Земле, и из этого изменения скорости они могут определить массу объекта, вокруг которого обращается звезда. Если масса составляет величину большую, чем две солнечные массы, и от объекта не видно никакого света, такой объект может быть черной дырой

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.