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

В течение последующих нескольких лет астрономы почти не обращали внимания на этих пять кандидатов. Меня немного раздражало это отсутствие интереса с их стороны, и поэтому 1968 г. я завербовал Вирджинию Тримбл, астронома из Калтеха, помочь мне пересмотреть и расширить список Гусейнова — Зельдовича. Тримбл, которая хотя и защитила кандидатскую диссертацию лишь за несколько месяцев до этого, получила основательную подготовку в астрономии. Она знала обо всех ловушках, с которыми мы могли столкнуться — описанных выше и многих других, и могла их аккуратно учесть.

8.4. Предложенный Зельдовичем и Салпетером способ обнаружения черной дыры

Поискав непосредственно в каталогах и собрав все опубликованные данные, касающиеся наиболее обещающих двойных звезд, которые мы только смогли найти, мы предложили новый список из восьми кандидатов в черные дыры. К сожалению, во всех восьми случаях Тримбл могла изобрести почти рациональные объяснения темного спутника, не привлекающие черные дыры. Сегодня, четверть века спустя, ни один из наших кандидатов не выжил. Как кажется сегодня, ни один из них в действительности черной дырой не является.

* * *

Зельдович хорошо знал, когда все это задумывал, что метод поиска с использованием двойных звезд был, в сущности, лотереей, ни коим образом не обеспечивающим успеха. К счастью, его мозговой штурм проблемы поиска черных дыр принес вторую идею — идею, одновременно и независимо от Зельдовича, предложенную в 1964 г. Эдвином Салпетером, астрофизиком из Корнельского университета в Итаке, штат Нью-Йорк.

Представьте, что черная дыра движется через облако газа или, что эквивалентно, с точки зрения черной дыры, мимо нее движется облако газа (рис. 8.4). Потоки газа, ускоренные гравитацией черной дыры до околосветовых скоростей, облетают ее с разных сторон и сталкиваются позади черной дыры. Столкновение в виде ударного фронта (неожиданное резкое возрастание плотности) преобразует огромную энергию падения газа в теплоту, заставляя его сильно излучать. Фактически, черная дыра будет служить машиной для превращения части массы падающего газа в тепло и затем в излучение. Как показали Зельдович и Салпетер, эта «машина» может быть весьма эффективной — гораздо эффективней, чем, например, горение ядерного топлива.

В группе Зельдовича эта идея муссировалась в течение двух лет, ее рассматривали то с одной, то с другой точки зрения, ища пути сделать ее более обещающей. Однако это была лишь одна из десятков других, разрабатывавшихся ими идей, касающихся черных дыр, нейтронных звезд, сверхновых и природы Вселенной, и поэтому ей уделялось довольно мало внимания. Затем, однажды в 1966 г., в ходе жаркой дискуссии Зельдович и Новиков поняли, что можно совместить идею двойных звезд и идею падающего газа (рис. 8.5).

С поверхности многих звезд дуют мощные ветры газа (в основном гелия и водорода). (Солнце тоже порождает такой ветер, хотя и очень слабый.) Представьте, что черная дыра и звезда, порождающая такой ветер, обращаются по орбите друг относительно друга. Черная дыра будет захватывать часть газового потока, нагревать его в ударном фронте и заставит излучать. На однометровой грифельной доске в своей московской квартире Зельдович вместе с Новиковым оценил температуру сталкивающегося газа — несколько миллионов градусов.

При такой температуре газ излучает немного света. Зато он испускает рентгеновские лучи. Таким образом, заключили Зельдович и Новиков, среди черных дыр, обращающихся вместе со спутником, некоторые (хотя и не многие) должны ярко светиться в рентгеновском диапазоне.

Поэтому для того чтобы искать черные дыры, надо использовать комбинацию оптического и рентгеновского телескопа. Кандидатами в черные дыры будут в таком случае такие двойные звезды, в которых один объект представляет собой оптически яркую, но слабую в рентгеновском диапазоне звезду, а другой — темный в оптическом диапазоне, но яркий в рентгене (черная дыра). Поскольку нейтронные звезды также могут захватывать газ у компаньона, нагревать его в ударном фронте и давать рентгеновское излучение, правильное «взвешивание» оптически темного, но яркого в рентгеновских лучах объекта весьма критично. Нужно быть уверенным, что этот объект тяжелее, чем 2 Солнца, и поэтому это не нейтронная звезда.