Читать онлайн «Выбор катастроф». Страница 17

Само собой разумеется, наиболее вероятно образование черной дыры в местах, где уже скопилась большая масса. Чем больше масса звезды, тем она более подходящий кандидат для черной дыры. Скопление звезд, где многочисленные звезды тесно сгрудились вместе, – еще лучший кандидат.

Самые крупные, густо усеянные звездами скопления находятся в центрах галактик, особенно таких гигантских галактик, как наша, или еще больше. Там от нескольких миллионов до нескольких миллиардов звезд заключено в очень маленьком объеме, и наиболее вероятно, что именно там будет иметь место катастрофа черной дыры.

Всего лишь двадцать лет назад астрономы не имели ни малейшего представления о том, что галактические центры – это место, где происходят интенсивнейшие явления. В таких центрах звезды расположены близко, но даже в центрах больших галактик звезды отделены друг от друга примерно десятой частью светового года, словом, у них достаточно места, чтобы двигаться, серьезно не мешая друг другу.

Если бы наше Солнце располагалось в таком районе, мы бы увидели невооруженным глазом свыше 2,5 миллиарда звезд, и миллионов 10 из них были бы первой величины или даже ярче, но каждая была бы видна лишь как светящаяся точка. Свет и тепло, доставляемые этими звездами, могли бы составлять до четверти доставляемых Солнцем, и эти дополнительные свет и тепло могли бы сделать Землю непригодной для обитания, но она могла бы быть пригодной для жизни, находись она подальше от Солнца, скажем, на месте, где находится Марс. Мы могли рассуждать таким образом, например, еще в 1960 году и даже пожелать, чтобы Солнце располагалось в галактическом центре, чтобы мы могли любоваться таким волшебным ночным небом.

Если бы мы обнаруживали только свет, исходящий от звезд, мы, может быть, никогда бы не имели причины изменить свое мнение. Однако в 1931 году американский радиоинженер Карл Гуте Янский (1905—1950) обнаружил поступающее из определенных районов неба радиоизлучение, волны которого в миллион раз длиннее, чем у видимого света. После Второй мировой войны астрономы разработали методы регистрации этого радиоизлучения, особенно сравнительно коротковолновой их разновидности, называемой микроволнами. Быстро усовершенствующиеся в 50-х годах радиотелескопы позволили точно определить на небе их источники. Некоторые из них оказались связаны с объектами, которые представлялись очень тусклыми звездами нашей Галактики. При более тщательном изучении этих звезд оказалось, однако, что они необычны не только длиной испускаемых микроволн, но также и тем, что, по-видимому, они связаны со слабыми облаками или туманностями, окружающими их. В самой яркой из них, обозначенной в каталоге как ЗС273, была обнаружена крошечная струя истекающего из нее вещества.

Астрономы начали подозревать, что эти объекты, испускающие микроволны, не совсем обычные звезды, хотя выглядят похожими на них. Их определили как квазистелларные (звездообразные, похожие на звезды) радиоисточники. В 1964 году американец китайского происхождения Хонг Ичиу сократил слово «квазистелларный» до «квазар», и с тех пор за этими звездообразными испускающими микроволны объектами закрепилось это название.

Спектры квазаров изучались и ранее, но характер обнаруженных в них темных линий смогли установить только в 1963 году, когда американец датского происхождения Маартен Шмидт (р. 1929) доказал, что это линии типа обычно находящихся глубоко в ультрафиолете, то есть световых волн намного короче самых коротких, которые могли бы воздействовать на нашу сетчатку и которые мы бы могли видеть. Они оказались в видимом диапазоне спектра квазаров только потому, что подверглись сильному красному смещению.

Это означает, что квазары удаляются от нас со скоростью большей, чем любая галактика, которую мы можем наблюдать; и они находятся от нас дальше, чем любая галактика, которую мы можем наблюдать. Квазар ЗС273, самый близкий к нам, находится от нас на расстоянии более миллиарда световых лет. Другие, более отдаленные квазары были обнаружены дюжинами. Самые далекие от нас порядка 12 миллиардов световых лет.

Чтобы быть видимыми на подобных огромных расстояниях, квазары должны быть в сто раз ярче таких галактик, как наша. Раз они действительно в сто раз ярче, то они должны бы быть и в сто раз больше, чем Галактика Млечного Пути, и должны бы обладать в сто раз большим количеством звезд. Но если бы квазары были такими огромными, наши большие телескопы позволили бы увидеть их как клочки облаков, а не просто как яркие световые точки. Они должны быть гораздо меньше, чем галактики.

О малых размерах квазаров свидетельствует также тот факт, что яркость их меняется от года к году, а в некоторых случаях и от месяца к месяцу. Это не может происходить в большом объекте размером с галактику. Одни части галактики могут стать более тусклыми, другие – более яркими, но в среднем они остаются такими же. Для того, чтобы вся галактика стала ярче или тусклее и чтобы эти изменения происходили неоднократно, должен существовать некий эффект, который бы охватывал все ее части. Подобный эффект, каким бы он ни был, должен распространяться с одной части галактики на другую, и он не может распространяться со скоростью большей, чем скорость света. Например, в Галактике Млечного Пути любому эффекту понадобилась бы по крайней мере сотня тысяч лет, чтобы распространиться с одного конца Галактики на другой, и чтобы нашей Галактике в целом стать ярче или тусклее, потребовалось бы не менее сотни тысяч лет; то есть каждое изменение яркости требовало бы не менее сотни тысяч лет.

Быстрые изменения в квазарах свидетельствуют о том, что диаметр у них не более светового года, и все же они излучают радиацию в сотни раз интенсивнее, чем наша Галактика, имеющая в диаметре 100 000 световых лет. Как это возможно? Начало ответа на этот вопрос появилось задолго до 1943 года, когда молодой астроном Карл Сейферт (1911—1960) обнаружил необычную галактику, входящую в группу, которая сейчас называется «Сейфертские галактики».

Сейфертские галактики не отличаются необычными размерами и не находятся на необычных расстояниях, но у них имеются очень компактные и яркие центры, которые представляются необычно горячими и активными, в сущности, довольно похожими на квазары. Эти яркие центры проявляют изменения в радиации, как это присуще квазарам, и они к тому же, по-видимому, не более светового года в диаметре.

Если мы представим себе очень удаленную Сейфертскую галактику с необычно светящимся центром, то все, что мы увидим, будет светящимся центром, остальное окажется слишком тусклым, чтобы можно было его различить. Короче, очень похоже, что квазары – это очень далекие Сейфертские галактики, и мы видим только их светящиеся центры (хотя слабые туманности вокруг ближайших квазаров могут выглядеть похожими на галактики). На каждую огромную Сейфертскую галактику, находящуюся на расстоянии свыше миллиарда световых лет, приходится примерно миллиард обычных галактик, но мы их не видим. Ни одна часть обычных галактик не является достаточно яркой, чтобы можно было различить их.

Галактики, которые не являются Сейфертскими, также, по-видимому, имеют активные центры, которые так или иначе представляют собой источники радиации, или которые проявляют признаки наличия взрывов, или вообще проявляют себя так или этак.

Не может ли быть так, что скопления звезд в галактических центрах непременно образуют условия, создающие черные дыры, и что черные дыры постоянно растут и могут быть обширными, и что именно они создают в галактических центрах активность, которая отвечает за яркость центров Сейфертских галактик и квазаров?

Возникает, конечно, вопрос, как черные дыры могут быть источником максимально энергетичной радиации в галактических центрах, когда ничто не может выходить из черной дыры, даже радиация. Дело в том, что радиации нет необходимости исходить из самой черной дыры. Когда вещество движется по спирали в черную дыру, скорость его на этой орбите в непосредственном соседстве с черной дырой под воздействием сильнейшего гравитационного поля чрезвычайно велика, это вызывает интенсивную эмиссию энергетичной радиации. В больших количествах испускаются рентгеновские лучи, похожие на свет, но имеющие длину волны в 500 000 раз меньше.

Величина радиации, получаемой таким образом, зависит от двух факторов – во-первых, от массы черной дыры, поскольку более массивная черная дыра может быстро поглотить больше вещества и создать таким путем больше радиации; во-вторых, от количества материи, имеющейся по соседству с черной дырой. Материя собирается вокруг черной дыры и отправляется в движение по орбите, называемой «аккреционным диском». Чем больше материи по соседству, тем вероятнее больший аккреционный диск, тем больше материи движется по спирали в черную дыру и тем интенсивнее генерируемая радиация.