Чудеса и катастрофы Вселенной

исследований.

Довольно долго астрономы пытались понять, почему так много горячего газа в группах галактик. Сейчас считается, что нагрев, вызванный излучением центральной черной дыры, предохраняет окружающий газ от охлаждения. Хотя само явление было ранее обнаружено в радиоволновом диапазоне, этот эффект в окружающем газе был непонятным. Предшествующие наблюдения «Chandra» в Персее показывали две обширные полости в окружающем газе, расширяющиеся от центральной черной дыры. Струя выброса в обе стороны от центральной черной дыры сформировала рентгеновские полости, которые являются яркими источниками радиоволн. Значительная часть энергии принесена волнами от черной дыры и должна рассеиваться в окружающем газе. Можно сказать, что в 2002 г. рентгеновская орбитальная обсерватория «Chandra» впервые «услышала» черную дыру!

Историю черных дыр надо рассказывать с 1795 г., когда Пьер Симон Лаплас предсказал: «Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца не дает ни одному лучу достичь нас из-за своего тяготения, поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми».

Само название черная дыра появилось в 1968 г. Его в популярной статье ввел Уиллер, и оно мгновенно прижилось, заменив собой использовавшиеся до того термины коллапсар и застывшая звезда.

Черной дырой называется область пространства-времени, в которой гравитационное поле столь сильно, что ни один объект (даже свет) не может вырваться из нее. Из области пространства-времени черной дыры невозможно никакое сообщение с внешней по отношению к ней Вселенной. У черной дыры нет поверхности как таковой, но есть граница, которая называется горизонтом событий. Размеры горизонта событий для невращающейся незаряженной черной дыры определяются формулой для гравитационного радиуса.

Мы не имеем никаких наблюдательных данных о внутренней структуре черных дыр, так как никакое сообщение изнутри поступить к нам не может. Мы не знаем, что произойдет с телом после того, как оно пересечет горизонт событий, кроме того, что тело будет продолжать падать и падать. Как и всякое массивное тело, черная дыра отклоняет световые лучи, проходящие вблизи нее. Но обладая очень сильным гравитационным полем, черная дыра и лучи отклоняет чрезвычайно сильно. Поэтому если близко от нас на луче зрения оказалась бы черная дыра, то вся открывающаяся перед нами картина исказилась бы. Все «стандартные» уравнения современной физики перестают действовать вблизи центра черной дыры, под горизонтом событий.

С другой стороны, черные дыры являются чрезвычайно простыми. Черная дыра описывается всего тремя параметрами:

— массой М (шварцшильдовская черная дыра);

— моментом импульса J (керровская черная дыра);

— электрическим зарядом Q (черная дыра Керра — Ньюмана).

Знание этих характеристик дает нам полную информацию о черной дыре.

Эволюция звезды на поздних стадиях зависит от ее массы. Если она не превышает 1,2–1,4 М (чандрасекхаровский предел), то звезда становится белым карликом. Сильное тяготение белого карлика уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Предполагают, что в нашей Галактике около миллиарда белых карликов.

Если масса звезды не превосходит 2–3 М (предел Оппенгеймера — Волкова), то звезда становится нейтронной. Мощное тяготение нейтронной звезды сдерживается давлением вырожденного нейтронного газа. Предположительное количество нейтронных звезд в нашей Галактике — около ста миллионов.

Если масса звезды больше 3 М, то звезда становится черной дырой. Гравитационное поле столь массивной звезды так сильно сдавливает ее вещество, что звезда не может остановиться на стадии нейтронной звезды и продолжает сжиматься вплоть до гравитационного радиуса. Предположительное количество черных дыр в нашей Галактике — около десяти миллионов.

Несмотря на огромное количество черных дыр, обнаружить одиночную черную дыру практически невозможно. Поэтому одним из лучших мест для поиска черных дыр являются двойные звезды. В 1964 г. Яков Зельдович и Э. Солпитер предсказали мощное рентгеновское энерговыделение от аккрецирующих черных дыр в тесной двойной системе. Такие наблюдательные данные в настоящее время получены. Другим местом, в котором астрофизики вплотную приблизились к открытию черных дыр, являются центры галактик. Массы центральных объектов, вычисленные по движению звезд вокруг них, превышают 10⁶—10⁹ М. Вот наиболее вероятные примеры галактик с черными дырами в ядре: М 87, NGC 3115, NGC 4486, NGC 4594 («Сомбреро»), NGC 3377, NGC 3379, NGC 4258, M 31 (Туманность Андромеды), M 32.

Большинство астрофизиков сейчас считают, что черные дыры уже реально открыты. Однако Нобелевская премия за открытие черных дыр все еще не вручена.

Космический рентгеновский телескоп «Chandra» обнаружил черную дыру нового типа. Несколько групп ученых сообщили 13 сентября 2000 г. о том, что они получили доказательства существования черной дыры нового типа, не наблюдавшегося ранее. Такая черная дыра была обнаружена в галактике М 82. Это средняя по массе черная дыра, которая располагается на расстоянии 600 световых лет от центра галактики М 82. Ученые считают, что эта черная дыра может представлять собой отсутствовавшее до сих пор звено между небольшими и сверхмассивными черными дырами, которые располагаются в центрах галактик.

«Полученные результаты открывают целую новую область исследований, — сказал Мартин Вард (Martin Ward) из Университета Leicester, Великобритания, участник наблюдений. — Никто не был уверен, что такие черные дыры существуют, особенно вне центров галактик». Черная дыра в галактике М 82 с массой, в 500 раз превышающей массу Солнца, по размерам сравнима с Луной. Такая черная дыра требует критических условий для создания, например, коллапса гиперзвезды или слияния нескольких черных дыр. «Эта черная дыра может со временем переместиться к центру галактики, где она может превратиться в супермассивную черную дыру», — говорит доктор Хиронори Мацумото (Dr. Hironori Маtsumoto) из Массачусетского технологического института (MIT) в Кембридже.

В прошлом в нашей Галактике во время периодов интенсивного звездообразования могли образоваться среднемассивные черные дыры, так что в дополнение к примерно двум десяткам известных черных дыр и сверхмассивной черной дыре, расположенной в центре Галактики, могут существовать сотни таких средних черных дыр.

Две независимые группы американских ученых объявили об открытии новой черной дыры, находящейся непосредственно над Млечным Путем. Найденный объект находится в так называемом гало Галактики — протяженной разреженной газовой оболочке нашей Галактики, имеющей сферическую форму и простирающейся на расстояние 5—10 тыс. световых лет. По своим размерам черная дыра, находящаяся на расстоянии 6 тыс. световых лет от Земли, в 7–8 раз превосходит Солнце.

Ученые обнаружили ее с помощью нового 6,5-метрового телескопа в Аризонском университете. Астрономы вели наблюдение за одной из маленьких звезд, которая в настоящее время медленно затягивается в обнаруженный объект. Примерно через 2–3 миллиарда лет звезда будет полностью поглощена черной дырой.

Почти одновременно пришли сообщения об открытии массивных черных дыр в центрах шаровых скоплений М 15 в нашей Галактике и G 1 в Туманности Андромеды. Шаровое скопление G 1 (Mayall II) — самое крупное в галактике М 31, а скопление М 15 — одно из наиболее крупных в Млечном Пути.

Открытия были сделаны с помощью Хаббловского космического телескопа. Получившиеся снимки объектов показали достаточно резкое увеличение числа звезд и дисперсии их скоростей к центру, что является типичным указанием на существование массивного и компактного тяготеющего тела. Скорее всего, там находится черная дыра, так как других компактных объектов столь высоких масс в центре скопления или в ядре галактики астрономы не знают. Вердикт наблюдателей был таков: поведение звезд в центрах скоплений М 15 и G 1 хорошо согласуется с наличием в них черных дыр с массами (3.92.2) х 10³ М для М 15 и с массой 20(+14, -8) х 10³ М для G 1.

Достаточно долгое время предполагалось, что существуют черные дыры двух типов:

1. Черные дыры звездной массы (известно 17 кандидатов в массивных двойных системах). Их массы