Стивен Хокинг. Жизнь среди звезд

В 1970 году, как мы уже упоминали в главе 7, Хокинг переключился с изучения происходящего в недрах черной дыры – в сингулярности – на события на горизонте, окружающем черную дыру, на ее, так сказать, «поверхности». Главное различие этих исследований от изучения сингулярностей состоит в том, что когда теория предсказывает ход событий в сингулярности, проверить это экспериментально – заглянув в сингулярность – невозможно, поскольку все сингулярности спрятаны внутри черных дыр (разумеется, кроме сингулярности Большого Взрыва в начале времен, которую Хокингу еще предстояло изучить). А когда применяешь теорию, чтобы предсказать, что делается на поверхности черной дыры, на горизонте, даже самые диковинные события как-то сказываются на внешней Вселенной, и эти эффекты иногда можно зарегистрировать при помощи инструментов на Земле или на орбитальных спутниках.

Именно спутниковые инструменты примерно в описываемое время и зарегистрировали первого кандидата на роль черной дыры в нашей галактике Млечный Путь. Параллельно с великими астрономическими открытиями 1960-х годов, которые были сделаны благодаря исследованию радиоволновой части спектра, с длинами волн больше световых, в 1970-е стали поступать интереснейшие новые данные исследований рентгеновского диапазона с длинами волн значительно короче световых. Однако рентгеновские лучи из космоса, в отличие от радиоволн, частично рассеиваются земной атмосферой и не доходят до Земли (большая удача, иначе мы все поджарились бы). Поэтому рентгеновская астрономия как отрасль науки сформировалась только после того, как соответствующие датчики вывели на орбиту. Беспилотные спутники в очередной раз перевернули представления астрономов о Вселенной и показали, что там идут куда более напряженные и энергичные процессы, чем мы думали. И отчасти эти процессы связаны с черными дырами.

Вот как все происходит. Изолированную черную дыру можно заметить только благодаря гравитации, если увидеть, как искривляется пространство в ее окрестностях. Она же недаром черная. Но черная дыра в системе двойной звезды, вращающаяся вокруг обычной звезды, становится более чем заметной. Ее гравитация захватывает вещество звезды-компаньона и втягивает его в черную дыру, которая его поглощает. В процессе формируется вращающийся аккреционный диск – будто вода воронкой уходит в слив ванны – и когда гравитационная энергия преобразуется в энергию движения, накапливающийся газ разогревается. Причем разогревается настолько, что, как показывают расчеты, начинает испускать рентгеновские лучи.

Но с какой вероятностью черная дыра окажется на орбите звезды-компаньона? На самом деле двойные звезды совсем не редкость: вероятно, довольно близкий звездный компаньон есть у большинства звезд, и в этом отношении наше Солнце исключение. Кроме того двойные звезды легко найти, поскольку из-за взаимного притяжения звезды ерзают на месте, и их регулярные колебания видны в земные телескопы. Кроме того орбитальная переменность многое говорит о массах звезд и служит главным признаком кандидата на роль черной дыры.

Однако искатели черных дыр сталкиваются с тем, что недостаточно просто определить источник рентгеновских лучей в бинарной системе. И белые карлики, и нейтронные звезды тоже достаточно компактны и обладают довольно сильной гравитацией, которой хватает на то, чтобы отрывать вещество компаньона и притягивать к себе, что создает раскаленные участки, излучающие в рентгеновском диапазоне.

Несколько первых двойных рентгеновских источников и в самом деле можно было отождествить как белые карлики, поскольку орбитальная переменность показала, что их масса значительно меньше полутора масс Солнца, так что волноваться не о чем. Однако первые исследования рентгеновского излучения в начале 1970-х выявили четыре весьма вероятных кандидата на роль черных дыр. Первое исследование показало, что все они были рентгеновскими источниками в бинарных системах – маленькими, энергичными, компактными объектами, которые вращаются вокруг нормальных звезд. Дальнейшие, более подробные исследования позволили исключить три кандидатуры. У одного объекта масса была в 2,5 раза больше солнечной, и он, скорее всего, должен был оказаться нейтронной звездой. У другого масса составляла три солнечных – многовато для нейтронной звезды, но все же мало для черной дыры. У третьего масса была всего две солнечных. Зато масса четвертого, по оценкам, составляла восемь-десять солнечных.