Чудовища доктора Эйнштейна - читать онлайн книгу. Автор: Крис Импи cтр.№ 37

Необходимо вести несложные, но тщательные наблюдения. Начинается наблюдательная «кампания»: телескопы по всему миру измеряют спектры отобранных квазаров или активных галактик. Если несколько телескопов в разных точках мира обеспечивают круглосуточное наблюдение за изменениями светимости, это гарантирует получение данных, даже если в одном или двух местах наблюдения невозможны из-за облачности. Спектры собирают в течение недельных наблюдений, повторяющихся несколько раз в год, поэтому в выборку попадают все временные шкалы, от нескольких дней до нескольких месяцев. Газ, вызывающий свечение эмиссионных линий, «откликается» на излучение черной дыры с задержкой, равной времени движения света до него. Эта задержка позволяет определить размер области свечения широких спектральных линий, который, в свою очередь, дает информацию о массе черной дыры ^[189].

Итак, эхо-картирование основывается на временном, а не пространственном разрешении. Метод был впервые применен к NGC5548 – одной из активных галактик, открытых Сейфертом; черная дыра в ее центре в 65 млн раз массивнее Солнца, с погрешностью 4 % ^[190]. Кампании интенсивного мониторинга с использованием малых телескопов позволили установить массы 60 черных дыр ближних активных галактик ^[191]. Исследования показывают: чем мощнее активная галактика, тем больше ее область быстро движущегося газа.

Здесь начинается самое интересное. Кропотливая работа по эхо-картированию показывает, как размер области свечения эмиссионных линий соотносится со светимостью активной галактики. Теперь вместо долгосрочного мониторинга с сотнями или тысячами измерений по интересующей нас активной галактике можно оценивать массу черной дыры по одному-единственному спектру. Ширина линий излучения дает V, а светимость – R, и это все, что нужно для решения уравнения M_BH ? RV²/G. Массы черных дыр рассчитываются по единичным спектрам с погрешностью в три раза большей, то есть 300 %, – этого достаточно для статистики. Больше не нужно тратить месяцы наблюдений на определение массы одной черной дыры – можно за одну ночь оценить массы ста черных дыр. Уже опубликованы массы десятков тысяч этих объектов ^[192]. Астрономы собирают урожай черных дыр в промышленных масштабах.

Материя падает в черную дыру и нагревается. Кроме того, энергия вращения черной дыры ускоряет частицы, которые затем испускают излучение. Это чрезвычайно эффективный процесс. Если определять эффективность отношением выделенной энергии к энергии массы всех входящих ингредиентов, то эффективность аккреции черной дыры составит около 10 %. Для сравнения: у ядерного распада или синтеза этот показатель равен 1 %, а у химических процессов с выделением энергии – 10^–7%. Материя может высвободить 10 % своей массы-энергии просто в процессе падения!

Сколько нужно массы, чтобы превратить сверхмассивную черную дыру в квазар? Не слишком много. Чтобы черная дыра в 100 млн солнечных масс выделяла энергию уровня квазара, 10³⁹ Вт при эффективности в 10 %, она должна поглощать всего одну массу Солнца за год ^[193]. Вдумайтесь, проглатывая лишь одну звезду в год, черная дыра может сиять ярче целой галактики со всеми ее звездами! Говоря словами Джона Апдайка: «В одной незамеченной звезде хватит энергии для всех небес, когда-либо выдуманных сумасшедшими» ^[194]. Однако питать черную дыру сложно, поскольку излучение квазара вызывает давление, отталкивающее материю от центрального источника. Оно аналогично давлению излучения, разворачивающему хвост кометы в противоположную от Солнца сторону. Для аккреции материи гравитация, направленная внутрь сверхмассивной черной дыры, должна превышать направленное вовне давление излучения.

Астрономам потребовалось много времени, чтобы составить полную картину аккреции в активных галактиках. Дело в том, что физические процессы вблизи черных дыр приводят к выделению энергии в огромном диапазоне частот ^[195]. Например, эталонный квазар 3С 273 был зарегистрирован на частотах от 10⁸ Гц до 10²⁴ Гц – разброс длин волн в 10 000 трлн раз, от трехметровых радиоволн до гамма-излучения длиной в одну треть размера протона (илл. 36). Однако из всего этого разнообразия наземные обсерватории способны зарегистрировать лишь широкую полосу радиочастот и узкий сегмент от ближней инфракрасной до оптической области. Для остального нужны специальные спутники на орбите Земли.