Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Известные нам сверхмассивные черные дыры располагаются в центрах галактик. В основном речь идет о галактиках, обладающих выраженной сферической составляющей – так называемым балджем (см. раздел 10.3 «Сверхмассивные черные дыры и активные ядра»). Поэтому, скажем, небольшие иррегулярные галактики, а также дисковые галактики без балджа, по всей видимости, не содержат сверхмассивных черных дыр. Обычно чем больше масса балджа, тем больше масса черной дыры, хотя есть много примеров отклонений от этой простой зависимости.

Квазары и блазары – сверхмассивные черные дыры, которые находятся в центрах крупных галактик и могут проявлять высокую активность.

Самым надежным способом идентификации сверхмассивной черной дыры и определения ее массы является наблюдение вращения объектов на близком расстоянии вокруг нее. Это могут быть звезды (как в случае нашей Галактики), газ или мазерные источники [7] Мазер – источник когерентного излучения в миллиметровом и сантиметровом диапазонах волн. В астрономии мазерные источники могут возникать в атмосферах звезд-гигантов и в молекулярных облаках в межзвездной среде. Излучение связано с переходами между молекулярными уровнями с инверсной заселенностью. . В последнем случае удается с высокой точностью определять массы дыр в галактиках, расположенных в десятках миллионов световых лет от нас. Кроме того, есть несколько косвенных способов оценки массы черной дыры, в том числе основанных на известных корреляциях массы дыры с какими-нибудь параметрами галактики или принимаемого излучения. Наконец, заподозрить существование сверхмассивной черной дыры мы можем по наблюдениям активности в галактическом ядре.

Сама идея о существовании сверхмассивных черных дыр появилась после обнаружения квазаров – точечных источников радиоизлучения. Некоторые из них были идентифицированы и в оптическом диапазоне как квазизвездные (точечные) объекты. Однако объяснить их спектры не удавалось, пока это в 1963 г. не сделал Мартин Шмидт (Maarten Schmidt). Спектральные линии были идентифицированы после учета их значительного красного смещения, и космологическая интерпретация смещения делала квазары самыми далекими из известных на тот момент источников. Расстояние до них исчисляется миллиардами световых лет (при этом первые исследованные квазары оказались самыми близкими к нам!). Соответственно, светимость объектов оказывалась крайне высокой.

В 1963 г. Мартин Шмидт объяснил сдвиг линий в спектрах квазаров космологическим красным смещением. Это дало возможность измерять расстояния до них.

Кроме того, была обнаружена переменность блеска квазаров в оптическом диапазоне (для самого близкого и первого идентифицированного квазара, 3С 273, это сделали в 1963 г. Александр Шаров и Юрий Ефремов, используя данные «стеклянной библиотеки» – хранилища фотопластинок – ГАИШ). Быстрая переменность говорит о небольших размерах источника. В случае квазаров размер оказывался сравнимым с масштабом Солнечной системы, притом что светимость превосходила таковую у некоторых крупных галактик. Это требовало нового необычного источника энергии.

Гипотеза, которую предложили Яков Зельдович и Эдвин Солпитер (Edwin Salpeter), позволяет решить эти проблемы. Сверхмассивная черная дыра при массе около 50 млн солнечных имеет радиус, примерно равный 1 a.е. Газ, притягиваемый черной дырой, из-за большого момента импульса формирует аккреционный диск, эффективность энерговыделения в котором может составлять десятки процентов. При достаточном количестве падающего вещества такая черная дыра может иметь светимость вплоть до триллиона светимостей Солнца, что многократно превосходит полную светимость нашей Галактики.

В настоящее время достаточно точно измерены массы десятков сверхмассивных черных дыр. Самые тяжелые из них достигают 10 млрд масс Солнца, а самые легкие – нескольких тысяч солнечных масс (при меньших значениях дыра не сможет удержаться в центре даже небольшой галактики). Но масса черной дыры всегда существенно меньше массы галактики, в которой она расположена.

Источник, переменный на характерном масштабе времени T, не может иметь размеры излучающей области более чем L = cT, где с – скорость света.

Одной из самых хорошо изученных является черная дыра в центре нашей Галактики – объект Sgr A* (Стрелец A*) с массой около 4 млн солнечных. Расстояние до нее около 25 000 световых лет, вокруг нее удается наблюдать движение звезд, что и дает точное определение массы. Низкая эффективность аккреции на Sgr A* подтверждает его идентификацию в качестве черной дыры (вещество не контактирует с поверхностью, а уходит под горизонт, не успевая высветить свою энергию). В апреле 2017 г. были проведены наблюдения Sgr A* с помощью трансконтинентальной системы радиотелескопов Event Horizon Telescope («Телескоп горизонта событий»). Эти наблюдения призваны продемонстрировать наличие эффектов, характерных именно для черных дыр, а также определить параметры центрального массивного объекта.

Эффект гравитационного красного смещения приводит к тому, что свет, исходящий из области с большей гравитацией, выглядит для наблюдателя покрасневшим.

Кроме того, наблюдения аккрецирующих черных дыр (и сверхмассивных, и звездных масс) могут позволить измерить темп их вращения. Это связано с тем, что аккреционный диск не может подойти прямо к горизонту. В ОТО существует понятие «последняя устойчивая орбита», на более близких расстояниях устойчивое орбитальное движение невозможно, поскольку падающее вещество по спирали очень быстро попадает под горизонт. Для невращающейся черной дыры последняя устойчивая орбита располагается на трех шварцшильдовских радиусах, а для вращающейся – зависит от параметра вращения черной дыры (и от направления вращения вещества). Чаще всего вещество вращается в ту же сторону, что и черная дыра, в этом случае радиус последней устойчивой орбиты может быть меньше, чем в шварцшильдовском случае.

Во внутренних частях аккреционного диска энерговыделение происходит наиболее эффективно, но при приближении к черной дыре становится все более существенным гравитационное красное смещение. Если излучение диска содержит какую-либо спектральную деталь (часто это линия сильно ионизованного железа с энергией 6,4 кэВ), то ее вид (профиль) будет деформирован: появится так называемое «красное плечо», связанное с излучением внутренних частей диска, для которого велико гравитационное красное смещение. По степени «покраснения» этого излучения можно определить, насколько близко диск подходит к черной дыре.