Крис Импи - Чудовища доктора Эйнштейна [litres]

Астрономы подозревали, что от массы черной дыры может зависеть частота изменений. Газ движется внутрь по спирали в аккреционный диск, ускоряясь, и скапливается у черной дыры, испуская мощное рентгеновское излучение. У маленьких черных дыр эта область затора находится близко, и «рентгеновские часы» тикают быстро. У больших дыр эта область дальше, поэтому ход «рентгеновских часов» медленнее. Данная зависимость настолько устойчива, что изменение яркости рентгеновского излучения используется для измерения массы черных дыр [289], в том числе самой маленькой из известных нам. При поперечнике 24 км и массе 3,8 солнечных она лишь чуть превышает критическую массу нейтронной звезды.

Недавно группа Адама Инграма из Амстердамского университета объединила данные об изменении яркости рентгеновского излучения и о форме спектральной линии железа. Инграм, занявшийся квазипериодическими осцилляциями в ходе работы над диссертацией в 2009 г., говорит: «Сразу стало ясно, что это нечто примечательное, поскольку происходит в области, очень близкой к черной дыре». Пользуясь данными двух рентгеновских спутников, его группа доказала, что вещество на орбите вокруг черной дыры попало в гравитационный «водоворот», созданный черной дырой: «Представьте, что вращаете ложку в меду. Мед – это пространство, и все, что в нем находится, будет “увлечено” в круговое движение вслед за вращающейся ложкой». Ученые выбрали черную дыру с периодом колебаний 4 секунды и внимательно наблюдали за ней почти три месяца. Линия железа вела себя именно так, как предсказывала общая теория относительности. «Мы измеряем непосредственно движение материи в сильном гравитационном поле возле черной дыры», – сказал Инграм [290]. На сегодняшний день это один из нескольких примеров, как теория Эйнштейна проверялась в подобных условиях [291].

Квазипериодические осцилляции наблюдаются и у активных галактик. Время изменения измеряется не секундами, а периодом от нескольких часов до нескольких месяцев [292]. Что замечательно, из этого следует, что аккреционные диски ведут себя одинаково, несмотря на колоссальный разброс физических параметров – от черных дыр звездной массы до сверхмассивных черных дыр в далеких галактиках.

Что происходит, когда черная дыра проглатывает звезду? В 1998 г. Мартин Рис предложил ответ. Он годами размышлял о возможностях обнаружения черных дыр, которые должны скрываться в центре каждой галактики. Что случится с незадачливой звездой, угодившей в область экстремальной гравитации? По мере приближения звезды к черной дыре ее сначала растягивают, а затем разрывают приливные силы. Часть ее вещества выбрасывается вовне с большой скоростью, а остальное проглатывается черной дырой, вызывая яркое свечение, которое может длиться несколько лет [293].

Такая судьба грозит только звездам, которые подбираются слишком близко к черной дыре. У каждой черной дыры есть радиус, в пределах которого приливообразующие силы разрушают небесное тело. Вне этой границы звезды сохраняют свою форму. Как только звезда входит в это пространство, начинается разрушение. Около половины массы звезды выбрасывается наружу, другая половина движется по эллиптическим орбитам, постепенно приводящим газ в аккреционный диск. Черная дыра питается этим веществом, находящимся вплотную к горизонту событий, а преобразование гравитационной энергии в излучение вызывает яркое свечение [294]. Иногда событие порождает релятивистские джеты (илл. 49). Представим, что Солнце приближается к черной дыре, которая находится в центре нашей Галактики. Ничего не случится до тех пор, пока Солнце не окажется в пределах 160 млн км от горизонта событий; затем Солнце разорвет на части, а все планеты, включая Землю, разметает, как кегли, и вероятность быть отброшенными на безопасное расстояние или проглоченными черной дырой будет равной. Приближение на такую близкую дистанцию маловероятно, поэтому разрыв приливными силами – редкое событие, случающееся в любой галактике примерно раз в 100 000 лет.

При приближении солнцеподобной звезды к черной дыре в несколько миллионов солнечных масс радиус уничтожения приливными силами существенно превысит радиус Шварцшильда. Однако, поскольку радиус Шварцшильда увеличивается линейно с ростом массы, а радиус уничтожения приливными силами растет медленнее, черные дыры больше 100 млн солнечных масс пожирают звезды до того, как они будут разорваны. Можно сказать, что большая черная дыра заглатывает добычу целиком, а маленькая – рвет на части, прежде чем съесть. Судьба звезды также зависит от ее размера и стадии эволюции. Большие звезды испытывают более мощные приливные силы, поэтому красный гигант, направляющийся в центр галактики, будет разорван на гораздо большем расстоянии от черной дыры, чем Солнце, а белый карлик исчезнет внутри горизонта событий целиком. Судя по численному моделированию, интенсивность аккреции после уничтожения звезды зависит от массы черной дыры. Если доверять результатам моделирования, время между разрыванием звезды и максимальной яркостью свечения можно использовать для «взвешивания» черной дыры. Для такой звезды, как Солнце, временная задержка составляет месяц в случае с черной дырой в 10 6солнечных масс и увеличивается до трех лет, если черная дыра имеет массу в 10 9солнечных.