Рис. 16.4. Квазар 3C 273 и его джет. Снимок предоставлен: космический телескоп «Хаббл», NASA
Черную дыру часто сравнивают с космическим пылесосом, который проглатывает все, что окажется поблизости. Однако вообразите, что завтра Солнце как по волшебству превратится в черную дыру (но масса этого тела останется прежней). Для нас это обернется катастрофой: мы перестанем получать от Солнца свет и тепло, и Земля замерзнет. Но орбита Земли не изменится. Момент импульса, удерживающий Землю на ее орбите, также сохранится, и Земля продолжит вращаться как на протяжении последних 4,6 миллиарда лет. Аналогично, те звезды, что вращаются по своим орбитам вокруг черной дыры, находящейся в центре Млечного Пути, в обозримом будущем в нее не упадут. Вероятно, эта черная дыра в далеком прошлом успела побывать квазаром, когда и нарастила нынешнюю массу (в 4 миллиона больше солнечной). Сегодня можно вычислить массу этой черной дыры, определив элементы орбит отдельных звезд, вращающихся вокруг нее. Однако материя больше не сливается в эту черную дыру и не образует диск; сегодня черная дыра успокоилась и не сияет, как квазар.
В близлежащих регионах Вселенной квазары – редкость. На самом деле, объект 3C 273, до которого 2 миллиарда световых лет, – один из ближайших к нам сияющих квазаров. В юной Вселенной квазары были гораздо более распространены; большинство из них обладает огромным красным смещением, и, следовательно, они очень удалены от нас. Свет от этих далеких квазаров летел к нам миллиарды лет. Поэтому мы видим, как они выглядели, когда Вселенная была гораздо моложе. Тот факт, что количество квазаров во Вселенной со временем меняется, – прямое доказательство ее эволюции, противоречащее совершенному космологическому принципу Хойла (см. главу 15); как вы помните, Хойл отстаивал гипотезу о неизменной Вселенной.
По количеству квазаров, наблюдаемых в ранней Вселенной, можно предположить, что в настоящее время сверхмассивные черные дыры повсеместно распространены. В конце концов, черные дыры могут только расти; образовавшись, черная дыра уже никуда не девается (в главе 20 будет рассказано, что черная дыра все-таки может испариться и виной тому – квантовые эффекты, но в случае сверхмассивных черных дыр этот процесс протекает очень медленно, и в масштабах нескольких миллиардов лет, о которых мы говорим здесь, им действительно можно пренебречь). Поскольку мы сегодня не видим в близлежащих галактиках таких черных дыр, сияющих, как квазары, можно заключить, что современные черные дыры «успокоились» и газ в них не поступает. Сверхмассивная черная дыра в центре Млечного Пути, присутствие которой угадывается по движению звезд вблизи от нее, – и есть один из таких примеров.
Искать черные дыры в центрах других галактик – непростая задача. Если черная дыра не подпитывается газом, текущим из аккреционного диска, то вокруг нее не будет никакого квазароподобного излучения и, соответственно, мы ее не увидим. Тем не менее можно ориентироваться на доплеровское смещение звезд вблизи от центров галактик и по этому эффекту угадывать присутствие объекта, обладающего огромной силой тяготения. Такой метод работает преимущественно с близлежащими галактиками, центральные области которых можно рассмотреть в телескоп. В этих областях движение звезд подчинено тяготению черной дыры.
К настоящему моменту астрономы прошерстили в поисках черных дыр примерно 100 галактик. В сущности, всякий раз, когда позволяла чувствительность аппаратуры, в центре галактики обнаруживалась сверхмассивная черная дыра. Насколько можно судить, в любой крупной галактике с полноценным балджем (речь идет об эллиптических и о большинстве спиральных галактик) находится черная дыра. Наш Млечный Путь с черной дырой примерно в 4 миллиона солнечных масс относительно нетипичен; наиболее массивные черные дыры в близлежащих галактиках в несколько миллиардов раз тяжелее Солнца (как, например, в галактике M87). Более того, чем крупнее эллиптическая галактика (или балдж спиральной галактики), тем массивнее будет расположенная там черная дыра. Масса черной дыры, как правило, составляет 1/500 от массы балджа окружающих ее звезд.
Поскольку квазары обладают колоссальной светимостью, они выглядят гораздо ярче галактик. Таким образом, далекий квазар намного ярче и, соответственно, заметнее, чем галактика, расположенная на том же расстоянии. Как далеко находится самый далекий квазар, который мы можем наблюдать во Вселенной? Опять же, поскольку скорость света конечна, тот свет, который мы видим, покинул квазар во времена, когда Вселенная была гораздо моложе. Когда астроном рассматривает далекие объекты, он видит их такими, какими они были в прошлом, так что телескоп подобен машине времени.
В главе 15 я рассказал о Слоановском цифровом обзоре неба – в рамках этого проекта были получены фотографии и красные смещения 2 миллионов галактик. Кроме того, он позволил узнать спектры более чем 400 000 квазаров. Эта выборка свидетельствует, что квазары были наиболее распространены в период от 2 до 3 миллиардов лет после Большого взрыва; считается, что именно в ту эпоху сверхмассивные черные дыры, обнаруживаемые сегодня в крупных галактиках, нарастили большую часть своей материи. Два миллиарда лет после Большого взрыва, то есть около 12 миллиардов лет назад, соответствуют величине красного смещения 3. Это означает, что длины волны спектральных линий в квазарах в 4 раза длиннее (то есть красное смещение + 1), чем были бы без поправки на расширение Вселенной. В данном случае красное смещение не малозаметный феномен, а серьезный эффект!
Эдвин Хаббл обнаружил линейную взаимосвязь между красным смещением галактик и расстоянием до них. Но при очень большом красном смещении это отношение немного усложняется. Оказывается, что квазар с красным смещением 3 сейчас удален от Земли примерно на 20 миллиардов световых лет. Как такое возможно, если Вселенной всего 13,8 миллиарда лет? Напоминаю, что с тех пор, как этот свет покинул квазар, Вселенная расширилась вчетверо (опять же, величина красного смещения + 1) и унесла квазар далеко. Поэтому сейчас он находится именно в 20 миллиардах световых лет от нас (такое расстояние называется сопутствующим).
На рис. 16.5 показан спектр самого далекого квазара, который удалось найти нам с коллегами при помощи Слоановского цифрового обзора неба. Очень выраженная эмиссионная линия с длиной волны 9000 Å (0,9 микрон) соответствует переходу со второго энергетического уровня к основному состоянию водорода – это водородная линия Лайман-альфа. В направлении синей части спектра (то есть в сторону коротких длин волн) спектр падает до нуля; оказывается, все дело в абсорбирующем эффекте водорода, находящегося в пространстве между квазаром и нами. Спектр характеризуется эмиссией в ближнем инфракрасном спектре, а на более коротких волнах эмиссии нет, поэтому данный объект и кажется невероятно красным.
Рис. 16.5. Спектр квазара SDSS J1148+5251 с красным смещением 6,42. Этот квазар открыли Майкл Стросс, Сяохуэй Фань и их коллеги в 2001 году. Данный квазар обладал самым большим красным смещением на момент открытия, рекорд был побит лишь в 2011 году. Свет квазара, который мы видим, был излучен, когда возраст Вселенной составлял менее 900 миллионов лет. Максимальный пик (эмиссионная линия) этого квазара связан с излучением от атомов водорода (переход с n = 2 на n = 1; см. рис. 6.2), причем излучение значительно сдвинулось в красную сторону спектра: от 1216 Å в состоянии покоя до актуальных 9000 Å. Резкий спад в спектре ниже 9000 Å связан с абсорбирующим эффектом водорода, находящегося в пространстве между нами и квазаром. Иллюстрация предоставлена: Майкл Стросс по данным из R.L. White, et al. 2003, Astrophysical Journal 126: 1 и A.J. Barth et al. 2003, Astrophysical Journal Letters 594: L95
Следовательно, задача поиска квазаров с максимальным красным смещением проста: отсматриваем снимки Слоановского цифрового обзора неба, ищем на них самые красные объекты, какие можем найти. Это не так просто, как кажется: в ходе Обзора было сфотографировано почти полмиллиарда объектов, и мы хотим убедиться, что выраженная краснота какого-либо конкретного объекта не связана с каким-нибудь редким дефектом обработки.
Есть и еще одна загвоздка. Изучая звезды, мы усвоили, что чем прохладнее звезда, тем краснее она кажется. В 1998 году, когда были получены первые снимки Слоановского цифрового обзора неба, мы с моим студентом Сяохуэем Фанем начали проект по получению спектров самых красных объектов, которые могли найти в этом массиве, – чтобы подтвердить, что это квазары, и определить их красные смещения. Мы воспользовались телескопом Апачи-Пойнт (он находится в той же обсерватории, что и телескоп Слоановского цифрового обзора неба, – в городе Санспот, штат Нью-Мексико). Этим телескопом можно удаленно управлять через интернет: не летишь через всю страну, а спокойно обедаешь дома и едешь на работу, где можешь заняться наблюдениями и управлять телескопом, до которого больше трех тысяч километров.
Когда мы принялись измерять спектры этих очень красных объектов, мы практически сразу наткнулись на нечто стоящее – но не там, где искали. Оказалось, что в россыпи квазаров с огромным красным смещением попадаются некоторые из самых холодных (и легких) звезд в природе – прямо здесь, у нас, в Млечном Пути. На самом деле, это субзвездные объекты, рассмотренные в главе 8, – их массы просто не хватает, чтобы водород в ядре начал гореть. Температура таких звезд – 1000 К или даже ниже, а когда мы только начали находить такие объекты, их спектры показались нам довольно незнакомыми. Помню, в каком аврале я просматривал в три часа ночи несколько статей с описанием таких холодных звезд, когда мы измеряли их спектры и бились над ними. Всего за одну ночь наблюдений мы определили спектры двух субзвездных объектов с минимальной светимостью, известной на тот момент (до них было всего 30 световых лет), и спектры сияющих квазаров, расположенных у самого края наблюдаемой части Вселенной. Вот вам выразительнейший пример той проблемы, о которой я уже упоминал: рассматривая астрономическое изображение, не ощущаешь глубины. Совсем близкие (в астрономических масштабах) и очень далекие объекты одновременно кажутся очень тусклыми красными точками, и, чтобы отличить их друг от друга, требуется подробно проанализировать их спектры.