в (Cyg X-1) оказался кандидатом в черные дыры, у ученых появилась надежда на то, что дальнейшие рентгеновские наблюдения позволят открыть много массивных компактных рентгеновских источников – кандидатов в черные дыры.
Однако на деле все оказалось значительно сложнее. Целых одиннадцать лет объект Cyg X-1 оставался единственным кандидатом в черные дыры. Подавляющее большинство открытых компактных рентгеновских источников оказались рентгеновскими пульсарами, а в тех случаях, когда было возможно выполнить оптическое отождествление рентгеновских источников и измерить их массу, она не превосходила двух солнечных масс, что характерно для аккрецирующих нейтронных звезд. Черные дыры, как бриллианты, оказалось очень непросто найти среди гор породы (нейтронных звезд). Поэтому у исследователей появились сомнения: а может быть, черных дыр не существует в природе и правы те ученые, которые развивают теории гравитации, альтернативные ОТО Эйнштейна? Даже для единственного известного кандидата в черные дыры, объекта Cyg X-1, в 1974 году Б. Пачинским с соавторами была предложена модель тройной системы, состоящей из двух массивных звезд и нейтронной звезды, аккреция на которую обеспечивает мощное рентгеновское излучение. После этого надежды открыть черные дыры во Вселенной резко упали, и в проблеме поиска черных дыр наступила полоса уныния. Только в 1983 году канадской исследовательнице Энн Каули с соавторами удалось открыть второго кандидата в черные дыры. Им оказался компактный рентгеновский источник LMC X-3, масса которого превышает шесть солнечных. LMC – это ближайшая к нам галактика – Большое Магелланово Облако (Large Magellanic Cloud). В 1986 году американские ученые Мак-Клинток и Ремиллард открыли первого кандидата в черные дыры в маломассивной рентгеновской двойной системе А0620-00, содержащей маломассивную оптическую звезду массой около одной солнечной.
Это было большим сюрпризом для астрономов, поскольку до этого они старались искать черные дыры в двойных системах со спутниками – массивными оптическими звездами. Дело в том, что черные дыры образуются в результате коллапса железных ядер массивных звезд. Поскольку в то время астрономы считали, что большинство двойных звезд имеет компоненты примерно равных масс, они старались искать черные дыры в массивных рентгеновских двойных системах типа Cyg X-1 и LMC X-3. И они просчитались. Все оказалось не так просто. Во-первых, выяснилось, что распределение двойных звезд по отношению масс компонент примерно плоское, и двойные системы с отношением масс компонент, близким к единице, ничем не выделены. Во-вторых, и это главное, время ядерной эволюции массивной звезды-спутника в рентгеновской двойной системе в тысячи раз короче, чем аналогичное время для маломассивной звезды в рентгеновской двойной. Поэтому если маломассивная звезда заполняет свою полость Роша, то стадия рентгеновской двойной системы в маломассивной системе длится гораздо дольше, чем в массивной, и вероятность обнаружить аккрецирующую черную дыру в маломассивной рентгеновской двойной системе гораздо выше, чем в массивной. После того как ученые это поняли, открытия черных дыр последовали буквально одно за другим. И большинство кандидатов в черные дыры были открыты в маломассивных рентгеновских двойных системах. Поэтому именно в 1990‑х годах произошло массовое открытие черных дыр звездных масс, в двойных системах. Во всех определениях масс черных дыр использовался предложенный нами в 1973 году метод оценки наклонения орбиты рентгеновской двойной системы по оптической или инфракрасной кривой блеска системы, которая описывается в основном эффектом эллипсоидальности оптической звезды. Мы в нашей группе, используя метод синтеза, дали одну из первых оценок массы черных дыр в рентгеновских двойных системах LMC X-3 и XN Mus и опубликовали соответствующие статьи.
Практически в то же время, в 1990‑х годах, произошло массовое открытие сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик. Масса черной дыры в ядре галактики оценивается по движению «пробных тел» (звезд, газовых облаков, газовых дисков) в ее гравитационном поле. Тогда, приравнивая центростремительную силу силе гравитационного притяжения, можно получить формулу для оценки массы центральной черной дыры:
где v – скорость движения пробного тела, r – его расстояние от центральной черной дыры, G – гравитационная постоянная, η – коэффициент, учитывающий характер движения пробных тел (для круговых движений η = 1). Таким образом, как уже отмечалось выше, чтобы определить массу сверхмассивной черной дыры в ядре галактики, нужно знать скорость пробного тела и его расстояние от черной дыры. Массу пробного тела при этом не нужно знать – она сокращается ввиду принципа эквивалентности – равенства инертной и тяготеющей масс. Отметим, что применение закона тяготения Ньютона в данном случае (как и в случае рентгеновских двойных систем) вполне оправданно, поскольку расстояния «пробных тел» от черной дыры много больше ее гравитационного радиуса. Существует два наиболее надежных метода оценки масс сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик: метод разрешенной кинематики и упоминавшийся выше метод эхокартирования. Метод разрешенной кинематики основан на прямом измерении скоростей и расстояний для индивидуальных пробных тел.
Это наиболее надежный метод оценки массы сверхмассивной черной дыры в ядре галактики. Однако он может применяться лишь для небольшого числа близких галактик, для которых угловое разрешение телескопа позволяет непосредственно увидеть индивидуальные пробные тела вблизи центральной черной дыры. Например, в центре нашей Галактики расположена черная дыра массой 4 миллиона солнечных масс. Эта масса определена по движению 28 индивидуальных звезд с использованием третьего закона Кеплера. К сожалению, в большинстве случаев далеких галактик угловое разрешение телескопа оказывается недостаточным, чтобы непосредственно увидеть индивидуальные пробные тела вокруг центральной сверхмассивной черной дыры.
В этих случаях используется метод эхокартирования, в котором скорости v пробных тел и их расстояния r до центральной черной дыры оцениваются косвенным способом. Скорости v газовых облаков вокруг черной дыры, излучающих в линиях, оцениваются по Доплеровской ширине эмиссионных линий в спектре активного ядра галактики. Из-за эффекта Доплера отдельные узкие линии от движущихся газовых облаков смещаются друг относительно друга, что приводит к уширению полной линии излучения в спектре ядра галактики. Измеряя полуширину этой линии, можно оценить среднеквадратичную скорость v движения пробных тел – газовых облаков. Расстояние r газовых облаков от центральной черной дыры может быть оценено по описанному выше эффекту запаздывания переменности эмиссионной линии относительно переменности континуума ядра галактики.
Как я уже писал, этот эффект был открыт А. М. Черепащуком и В. М. Лютым в 1970–1973 годах. Зная время запаздывания Δt, получаем оценку среднего расстояния r ≈ cΔt газовых облаков, излучающих в эмиссионных линиях, до центральной сверхмассивной черной дыры. Знание оценок для v и r позволяет оценить массу сверхмассивной черной дыры. Следует отметить, что массы черных дыр в ядрах сейфертовских галактик оценивались еще в 1980‑х годах доктором физико-математических наук Э. А. Дибаем с использованием спектроскопических наблюдений ядер этих галактик, выполненных с помощью электронных усилителей изображений – ЭОПов (эти наблюдения велись на Крымской станции ГАИШ совместно Э. А. Дибаем и В. Ф. Есиповым). По ширине профилей линий излучения в спектрах ядер сейфертовских галактик Э. А. Дибай оценивал характерные скорости движения газовых облаков, окружающих черную дыру (точнее сказать, компактный объект, поскольку тогда еще не было уверенности в существовании черных дыр в ядрах галактик). Характерные расстояния газовых облаков, излучающих в эмиссионных линиях, от центра галактики Э. А. Дибай оценивал по абсолютной интенсивности эмиссионных линий, используя фотоионизационную модель галактического ядра. Большинство определений масс черных дыр в ядрах сейфертовских галактик, выполненных Э. А. Дибаем, хорошо согласуются с современными оценками масс черных дыр, полученными наиболее надежными методами разрешенной кинематики и эхокартирования. Так получилось, что именно метод эхокартирования, основанный на наблюдении открытого нами эффекта запаздывания переменности линий относительно континуума, позволил к настоящему времени дать наиболее надежные оценки масс сверхмассивных черных дыр в ядрах сотен удаленных галактик. Это привело к появлению нового направления исследований в области астрофизики: демографии черных дыр, которая изучает рождение, рост черных дыр, а также их связь с обычными объектами Вселенной: звездами, галактиками, скоплениями галактик и т. п.
Все это сподвигло меня на написание двух обзоров в журнал «Успехи физических наук»: в 1996 году (обзор по звездным черным дырам) и в 2003 году (обзор по сверхмассивным и звездным черным дырам). Для меня было большой честью то, что рецензентом этих двух моих обзоров был академик Виталий Лазаревич Гинзбург, который дал положительные отзывы и не сделал отзывы анонимными.
В свой первый обзор по черным дырам, написанный в 1996 году, я включил новые результаты по синтезу профилей линий и кривых лучевых скоростей оптических звезд в рентгеновских двойных системах. К началу 1990‑х годов было накоплено много ценных наблюдательных данных по спектрам оптических звезд в рентгеновских двойных системах, однако интерпретация соответствующих кривых лучевых скоростей проводилась в модели двойной системы, состоящей из двух точечных масс. Между тем в рентгеновских двойных системах оптические звезды в большинстве случаев заполняют свои критические полости Роша, и модель точечного объекта для них является слишком сильной идеализацией. Мы с Элеонорой Артуровной Антохиной в 1994 году опубликовали в «Астрономическом журнале» статью, в которой профили линий поглощения в спектре оптической звезды в рентгеновской двойной системе были рассчитаны точно, с учетом приливно-вращательной деформации звезды, ее рентгеновского прогрева, а также с учетом эффектов потемнения к краю и гравитационного потемнения. В основу нашего метода были положены теоретические профили линий поглощения, рассчитанные Куруцем для звезд разных спектральных классов и классов светимостей. Созданная нами компьютерная программа синтеза профилей линий позволяет определять массы черных дыр в рентгеновских двойных системах в случае реалистичной модели оптической звезды, что значительно повышает надежность оценки массы черной дыры. Кроме того, в нашем методе проводится статистическая проверка адекватности модели наблюдательным данным, а также даются надежные оценки доверительных интервалов (ошибок) для найденных параметров модели. В своей работе 1996 года Э. А. Антохина обобщила наш метод на случай эллиптической орбиты двойной системы.