Чудовища доктора Эйнштейна - страница 18

К концу 1970-х гг. черные дыры проникли в массовую культуру. Их странные свойства впечатлили тех, кто вообще не интересовался астрономией. Студия Disney выпустила фильм «Черная дыра», и впервые в истории компании фильму присвоили рейтинг PG[74] – слишком страшной оказалась тематика. Низкотехнологичный и местами слабый – для своего времени это был смелый проект, сделавший черные дыры прообразом смерти и преображения. Попсовая наивность The Beatles переродилась в агрессивный рок. Rush, Queen, Pink Floyd – все они отдавали дань астрофизике[75].

Судьбу любой звезды определяет ее масса. Масса свидетельствует о запасах топлива для реакций термоядерного синтеза. Масса определяет и гравитацию звезды, следовательно, ее размер, внутреннюю температуру и давление, тип термоядерной реакции и ее скорость – все это задается одним числом. Любое утверждение об обнаружении черной дыры должно опираться на надежную оценку массы. К сожалению, масса еще и самый сложный для измерения показатель. Данные визуального наблюдения позволяют оценить яркость и температуру поверхности, но, чтобы измерить расстояние до звезды и, следовательно, ее светимость, нужны отдельные наблюдения, после чего необходимо построить модель звезды, чтобы вывести массу.

Одиночная черная звезда, скрывающаяся в глубоком космосе, имеет громадную массу, но сама по себе она не может быть обнаружена. К счастью, больше половины звезд входят в двойные или кратные системы. Согласно закону тяготения Ньютона, два тела притягиваются друг к другу с равной силой. Они вращаются вокруг общей точки – центра масс, – относительно которой всегда занимают противолежащее положение. Представьте двоих, которые кружатся, взявшись за руки. Если они одного веса, то вращаются по орбите вокруг точки в центре между ними. Но если взрослый кружится с ребенком, то центр вращения смещен в сторону взрослого – можно сравнить это с метанием молота (на этом мы оставим аналогии). То же со звездами. Две звезды равной массы обращаются по орбитам на равном расстоянии от центра масс. Если массы не равны, более массивная звезда находится ближе к центру масс, а менее массивная имеет большее ускорение и быстрее движется по большей орбите (илл. 13)[76].

Таков общий принцип. Теперь добавим математику. При круговой орбите скорость равна окружности, деленной на время прохождения всей орбиты, или период. Измерив период и скорость обращения, можно получить радиус орбиты. Ньютоновский вариант третьего закона движения Кеплера связывает массу двух звезд на орбите с размером и периодом орбиты. Это четыре переменные, и нужно измерить три из них. Таким образом, в системе двойных звезд с одной видимой звездой и одним невидимым компаньоном мы должны измерить массу видимой звезды, чтобы вычислить массу темного тела[77]. Как это сделать?

В танцевальном зале темно. Женщина в белом. Мужчина в черном. При тусклом боковом освещении женщину можно разглядеть, но мужчина невидим. Они кружатся по залу. По тому, как движется женщина, мы понимаем, что ее обнимает невидимый партнер. Двойные звезды находятся в подобных тесных «объятиях» и так же «не замечают» окружающей Вселенной. Если пара звезд сильно разнесена и находится не слишком далеко от Земли, мы можем увидеть обе звезды и просто пронаблюдать за их движением, чтобы измерить орбиту. Это визуально-двойные звезды. Гораздо чаще звезды находятся далеко, и астрономы не видят их как отдельные тела, но спектроскопия показывает, что линии поглощения каждой звезды попеременно сдвигаются в сторону более длинных и более коротких длин волн, демонстрируя периодическое доплеровское смещение, вызванное орбитальным движением. Это спектрально-двойные звезды. Если один из компонентов двойной системы является черной дырой, приходится работать с неполной информацией, поскольку на спектрограмме видны только линии поглощения видимой звезды.

Как и в случае с танцующей парой, движение видимой звезды указывает на движение невидимой спутницы. Есть, однако, две серьезные проблемы. Во-первых, нам нужно узнать массу видимой звезды. То есть определить расстояние до двойной системы, чтобы вычислить светимость, или количество фотонов, излучаемых звездой каждую секунду. Затем эти показатели, а также температура поверхности звезды (определяемая по ее цвету) и ускорение силы тяжести на ее поверхности (определяемое по форме линий спектра) загружаются в сложную модель структуры звезды и производства энергии в ней – и мы получаем ожидаемую массу.