Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Глава 26 Активные галактики: послание на радиоволне

На протяжении веков глаз человека оставался важнейшим средством наблюдения. В начале XVII века был изобретен телескоп. Постепенно размер крупнейших телескопов увеличивался, а с изобретением фотографии они позволили наблюдать Вселенную еще дальше. В 1930-х годах этот процесс был в полном разгаре, и вряд ли кто-нибудь мог представить, что кроме дальнейшего усовершенствования обычных телескопов может появиться какое-либо иное средство, способное расширить наши представления о мире.

В 1933 году инженер, сотрудник телефонной компании «Белл» Карл Янский изучал трансатлантическую радиотелефонную связь, пытаясь найти источники помех. Он заметил, что радиошумы усиливаются каждый день в один и тот же час. Но через некоторое время он обнаружил, что усиление шума происходит не точно в один и тот же час, а начинается на 4 минуты раньше, чем в предыдущий день. Напомним, что Солнце, по которому мы отсчитываем гражданское, или солнечное, время, в течение года движется среди звезд на восток. Поэтому звезды и галактики каждый день восходят на 4 минуты раньше, чем в предыдущий день. Как раз эти 4 минуты и подсказали, что источник радиошумов должен располагаться вне Земли. Янский понял, что источник шумов находится в Млечном Пути, но продолжить это исследование не мог, так как был занят своей основной работой (рис. 26.1).

Одним из немногих людей, знавших об открытии Янского, был американский инженер и любитель астрономии Гроут Рёбер (рис. 26.2). Во дворе своего дома он соорудил антенну в виде тарелки диаметром 10 метров и начал в свободное время исследовать космический радиошум. Он подтвердил открытие Янского и, кроме того, выявил на небе области наиболее сильного излучения, названные радиоисточниками. Одним из них оказался центр Галактики. Гораздо труднее было отождествить другие источники, которые обычно называли радиозвездами. Спустя годы стало ясно, что радиоисточники не являются звездами; некоторые астрономы поняли это еще в 1940-х годах, когда стало понятно, что радиоизлучение Солнца было бы очень трудно обнаружить, если бы оно находилось на таком же расстоянии, как другие звезды.

Рис. 26.1. Карл Янский (1905–1950) со своей радиоантенной. Источник: NRAO/AUI/NSF.

Рис. 26.2. Гроут Рёбер (1911–2002) провел первые наблюдения радиоисточников. Источник: NRAO/AUI/NSF.

Ученые не знали про антенну Рёбера, но для его соседей в Уитоне (шт. Иллинойс) она стала предметом изумления и пересудов. Большинство считало, что это поливальная установка, так как тарелка собирает дождь, который стекает через дырку в ее основании. Объяснения Рёбера, что он слушает радиошумы из космоса, тогда, в 1937 году, казались фантастикой. Когда Рёбер написал статью о своих открытиях в Astrophysicak Journal, один из издателей журнала сам приехал к нему, чтобы собственными глазами увидеть антенну на заднем дворе. Издателей мучили подозрения, что этот неизвестный инженер просто выдумал историю о космических радиоволнах.

Но это не было выдумкой: настало время исследовать небесные радиоволны. Во время Второй мировой войны антенные технологии сделали огромный шаг вперед, и после войны огромное количество антенн осталось без работы. Астрономы воспользовались этой возможностью, и в конце 1940-х годов родилась радиоастрономия. Кроме Янского и Рёбера нужно отметить еще Мартина Райла (19181984) из Кембриджского университета, который стал одним из первых исследователей в этой новой области науки и получил Нобелевскую премию. Астроном Ян Оорт, о котором мы уже говорили в связи с его исследованиями Галактики, также очень рано понял значение радиоволн как нового инструмента для исследования Вселенной.

Выяснилось, что интенсивность радиоизлучения примерно одинакова на различных частотах — в этом случае говорят о непрерывном спектре. Рёбер считал, что источником излучения служат электроны, которые в ионизованной среде, проходя вблизи атомных ядер, движутся по искривленной траектории. Но наблюдения не подтвердили эту идею: такое «тормозное излучение» действительно имеет непрерывный спектр, но его характерная форма и точка обрезания не соответствуют радионаблюдениям. Райл и Оорт считали, что радиоволны приходят от звезд, которые отличаются от Солнца тем, что по какой-то причине обладают очень мощным радиоизлучением; но и они ошиблись.

Загадка радиошума начала проясняться, когда Карл Кипенхойер (1910–1975) в 1950 году предположил связь между космическими лучами и радиошумами. В том же году Ханнес Альвен (Швеция) и Николаи Херлофсон (Норвегия) предположили, что причиной шума является распространение космических лучей со скоростью, близкой к скорости света. Такое синхротронное излучение наблюдается и в ускорителях частиц, где магнитные поля заставляют заряженные частицы двигаться по кругу. В космосе высокоэнергичные электроны вращаются в магнитных полях, испуская радиоизлучение; в принципе, то же самое происходит при колебании электронов в антенне радиопередатчика (рис. 26.3). Виталий Лазаревич Гинзбург (1916–2009, Нобелевская премия 2003 года) и Иосиф Самуилович Шкловский (1916–1986) были среди тех ученых, кто развил теорию синхротронного излучения.

Рис. 26.3. Электроны, обращаясь вокруг магнитных силовых линий, испускают синхротронное излучение.

В 1944 году молодой голландский студент Хенк ван де Хюлст (1918–2000) по совету Оорта занялся исследованием того, могут ли быть спектральные линии в радиоизлучении. Спектральные линии доказали свое значение в оптической астрономии, где их используют для изучения движения звезд и галактик, а также и многих других свойств этих объектов. Радиоизлучение со спектральными линиями открыло бы новое окно во Вселенную.

Ван де Хюлст обнаружил, что переход атома водорода между его двумя энергетическими уровнями может привести к излучению на длине волны около 21 см, что попадает в область радиоволн. При этом электрон не прыгает с одной орбиты на другую, а лишь чуть-чуть меняет свое положение. Как уже было сказано, у электрона есть свойство, называемое спином, которое можно представить себе как вращение вокруг оси. Ядро атома водорода — протон — тоже имеет свой спин. Спины протона и электрона могут быть параллельны или антипараллельны; в первом случае атом водорода находится в возбужденном состоянии. Когда из возбужденного состояния атом переходит в свое основное состояние, он излучает фотон, энергия которого равна энергии возбуждения. Поскольку эта энергия очень мала, соответствующая частота излучения низка (1420,4 МГц), а длина волны велика и составляет, если точно, 21,1 см (рис. 26, 4).

Рис. 26.4. Испускание излучения с длиной волны 21 см при переходе атома водорода из возбужденного состояния в основное.

Водород — самый распространенный элемент Вселенной, поэтому нет недостатка в потенциальных излучателях на радиоволне 21 см. Атомы водорода могут переходить в возбужденное состояние при взаимных столкновениях. Примерно через и млн лет это возбуждение «разряжается», и рождается квант с длиной волны 21 см. Несмотря на то что каждый атом излучает так редко, в Галактике настолько много атомов водорода, что вместе они могли бы дать мощный сигнал. Действительно, в 1951 году сигнал был обнаружен в наблюдениях, проведенных в США и Нидерландах. Источником излучения оказались холодные межзвездные облака, на существование которых раннее указывали лишь косвенные данные.

Если оптическая астрономия позволила выяснить распределение звезд в Галактике, то радиоастрономия дала возможность узнать, как распределен в пространстве другой ее важнейший компонент — межзвездный газ. Уже к 1958 году была составлена радиокарта Галактики с четкими признаками ее спиральной структуры. Эту работу проделали Ян Оорт, Фрэнк Керр (1918–2000) и Гарт Вестерхаут. В 1951 году Керр приступил к программе наблюдений южного неба в линии 21 см и начал составлять карту Магеллановых Облаков. Так впервые была зафиксирована радиолиния в спектре другой галактики.

Водород не единственный излучатель спектральных линий в радиодиапазоне. Молекула ОН, состоящая из одного атома водорода и одного атома кислорода, была обнаружена в космосе в 1963 году по ее спектральной линии 18 см. Затем в 1968 году нашли излучение молекул воды и аммиака, после чего поток новых открытий молекул в космосе уже не прекращался. В 1970-е годы по спектральным линиям ежегодно обнаруживали около пяти новых молекул, так что сейчас их число около 150. Тем временем накапливались данные о межзвездных облаках разного типа. Наиболее обильными местами обнаружения молекул в космосе являются молекулярные облака. В них при относительно высокой плотности газа и происходят сложные химические реакции. Молекулярное облако может быть весьма массивным: массивнее чем 100 000 звезд.

А что представляют собой радиоисточники за пределами нашей Галактики? В Кембриджском университете и в других местах, особенно в Австралии, составляли списки новых радиоисточников. В Первом Кембриджском каталоге, появившемся в 1950 году, Райл и его коллеги собрали информацию о 50 радиоисточниках. Четыре года спустя появился Второй каталог с 1936 источниками, а Третий каталог 1959 года содержал уже 471 источник. До сих пор самые яркие радиоисточники называют по их номеру в Третьем Кембриджском каталоге (3С). Например, ярчайший радиоисточник в созвездии Лебедь известен под именем 3С 405. Для южного неба такую же работу проделала радиоастрономическая обсерватория в Парксе (Австралия). Кроме того, ярчайшие источники часто называют по имени созвездия, в котором они располагаются: например, 3С 405 имеет второе имя — Лебедь А.

Но составление каталогов и наименование радиоисточников еще не дают нам возможности судить об их природе. С самого начала перед исследователями встали две основные проблемы: первая — низкая точность определения положения источника на небе; вторая — отсутствие у типичных источников спектральных линий, которые можно было бы использовать для определения красного смещения. Нетрудно сфотографировать небо в направлении радиоисточника, но на снимке будет так много разных объектов, близких и далеких, что обычно невозможно определить, который из них является источником радиоизлучения. Поэтому отождествление радиоисточников с оптическими объектами стало особой проблемой, потребовавшей больших усилий для своего решения.

Первый радиоисточник отождествили в Сиднее (Австралия) Джон Болтон с коллегами: радиоисточник Телец А совпал с Крабовидной туманностью — остатком сверхновой 1054 года. Дева А и Кентавр А оказались связаны с довольно близкими к нам галактиками (М87 и NGC 5128). Они стали первыми примерами радиогалактик, мощно излучающих в радиодиапазоне. А затем сюрприз преподнес Лебедь А.

На радиокарте Рёбера источник Лебедь А был пятном настолько большого размера, что любой из тысяч расположенных в этой области неба объектов мог оказаться источником радиоизлучения. Отождествить Лебедь А не удавалось до 1951 года, когда наконец Грехем Смит из Кембриджского университета определил его положение с точностью в 1 минуту дуги (с такой точность Тихо Браге наблюдал невооруженным глазом!). Смит послал координаты Вальтеру Бааде, работавшему в Паломарской обсерватории и имевшему регулярный доступ к новому, крупнейшему тогда в мире, 5-метровому телескопу. Бааде решил в ближайшую же ночь сфотографировать область Лебедя А заодно со своими основными наблюдениями. На следующий день он проявил фотопластинку и начал ее просматривать:

«Как только я взглянул на пластинку, то сразу понял, что там есть что-то необычное. По всему фото были видны галактики общим числом около 200, и самая яркая из них находилась в центре картинки. У нее были заметны приливные возмущения, следы гравитационного притяжения двух ядер. Раньше я не видел ничего подобного. Это настолько заняло все мои мысли, что, возвращаясь на автомобиле вечером домой, я вынужден был остановиться, чтобы подумать».

Затем вдруг блеснула мысль, и Бааде все понял: он стал свидетелем редкого «дорожного происшествия» — столкновения двух галактик. Оценив вероятность такого события как один к ста миллионам, Бааде понял, что он стал первым из людей, увидевших это. Два огромных звездных мира встретились и столкнулись, а радиоизлучение принесло нам весть об этом событии. Вместе с Лайманом Спитцером Бааде опубликовал теорию, которая объясняла большинство радиоисточников как результат столкновения галактик.

Вскоре другой сотрудник Паломарской обсерватории Рудольф Минковский организовал семинар по радиоисточникам, где рассмотрел разные теории их происхождения. Как было принято в то время, Минковский считал, что радиоисточники находятся внутри нашей Галактики, а вовсе не в других галактиках. «Невероятную теорию» Бааде он упомянул лишь мимоходом. После лекции Бааде подошел к Минковскому и сказал: «Ставлю тысячу долларов за то, что Лебедь А — это столкновение галактик». Минковский только что купил дом и не мог позволить себе такой дорогой спор. Поэтому они поспорили на бутылку виски и договорились о том, какие именно наблюдаемые признаки смогут разрешит!» их спор.

Через несколько месяцев Минковский заглянул в кабинет Бааде и спросил: «Какую марку предпочитаете?» Он показал спектр Лебедя А, где четко были видны линии, о которых они договаривались как о свидетельстве столкновения. Эти новые результаты они опубликовали в 1954 году в Astrophysical Journal.

Кто же, в конце концов, оказался прав? Спустя несколько лет теория Бааде стала терять популярность, когда выяснилось, что радиоизлучение исходит не из самих сталкивающихся галактик, а из областей рядом с ними. Однако в последние десятилетия идея сталкивающихся галактик вновь вошла в моду. Правда, сейчас мы понимаем, что радиоизлучение возникает в результате гораздо более сложных процессов, чем могли себе представить Бааде и Спитцер.

Самым важным в спектре Лебедя А было его красное смещение, равное 0,057. Основываясь на нем, Бааде и Минковский вычислили расстояние до этой галактики: при современной шкале расстояний оно получается равным 8оо млн световых лет (250 Мпк). Лебедь А оказался на поразительно большом расстоянии, если учесть, что это второй по яркости радиоисточник на небе. При известном расстоянии легко вычислить, что радиоизлучение этого источника соответствует мощности излучения сотни миллиардов звезд! Это в десять раз превышает мощность излучения всех звезд галактики Лебедь А. В звездах протекают термоядерные реакции; но откуда же берется та загадочная энергия, которая превосходит ядерную в десятки раз?

Лебедь А настолько ярок, что его можно было бы легко заметить с помощью радиотелескопа, даже если бы он был в десять раз дальше. Его радиоизлучение исходит из двух областей, разделенных на небе расстоянием чуть больше одной минуты дуги, а сама галактика лежит как раз посередине между областями излучения (рис. 26.5). Лебедь А — это пример двойного радиоисточника. Его две радиообласти удалены друг от друга на 0,4 млн световых лет. У других двойных радиоисточников расстояние между областями излучения бывает иное. Грандиозный масштаб этого явления связывают с тем, что центральные галактики двойных радиоисточников входят в число самых крупных галактик во Вселенной.

Рис. 26.5. Двойной радиоисточник Лебедь А в направлении созвездия Лебедь. Тонкий джет связывает активное ядро галактики с внешними радиокомпонентами. Карта VLA с разрешения R. А. Perley.

Измерения размеров радиоисточников активизировались в конце 1950-х годов. Группа радиоастрономов из Манчестера специализировалась на источниках малого углового размера, но даже их радиотелескоп не мог разрешить структуру нескольких источников: они выглядели как точки. Одним из этих источников был 3С 48. Его точное положение на небе измерил Томас Мэтьюз, использовав радиотелескоп в долине Оуэнс (Калифорния), и передал координаты в Паломарскую обсерваторию Аллану Сэндиджу. Тот сфотографировал эту область неба и нашел на месте радиоисточника тусклую звезду. В конце 1960 года Сэндидж доложил о своем открытии на съезде Американского астрономического общества. Он пришел к выводу, что это первая реальная радиозвезда в нашей Галактике. При этом он заметил, что это могла бы быть и далекая галактика, но поскольку ее наблюдаемый блеск меняется, гипотеза о том, что это галактика, выглядит невероятной. Действительно, как могут сотни миллиардов звезд изменяться настолько синхронно, чтобы вся галактика становилась ярче или тусклее?

Пока в Америке Сэндидж и Мэтьюз размышляли о природе 3С 48, Сирил Хазард из Манчестерской группы разработал метод очень точного определения положения радиоисточников и вместе со своими австралийскими коллегами применил его. Когда Луна проходит перед радиоисточником, его излучение исчезает, как только край Луны закрывает радиолуч. Движение Луны по небу известно очень точно, следовательно, момент исчезновения радиоисточника, как и момент его последующего появления, позволяют точно определить его положение.

Этим способом определили положение радиоисточника 3С 273 и послали данные в Паломарскую обсерваторию. Мэтьюз обнаружил, что этот источник точно совпадает со звездой в созвездии Дева. Голландский астроном Мартен Шмидт, работавший в Паломарской обсерватории, сфотографировал спектр этой звезды и нашел в нем семь линий. Ни он сам и никто другой в обсерватории не могли сказать, какому элементу принадлежат эти линии. Чтобы выяснить это, Шмидт начал измерять точные длины волн спектральных линий, используя ближайшую бальмеровскую линию водорода как стандарт.

Длина волны первой линии оказалась в 1,16 раза больше, чем длина волны ближайшей бальмеровской линии. Длина волны второй линии тоже была в 1,16 раза больше, чем у следующей бальмеровской линии. И у третьей линии выявилась та же закономерность. Шмидт понял: эти неизвестные линии сами являются бальмеровскими линиями, но все они сдвинуты на 16 % по отношению к обычным длинам волн. Иными словами, красное смещение в спектре источника 3С 273 равнялось z = 0,16. Если обычным образом использовать красное смещение как индикатор расстояния, то получается, что 3С 273 удален на 2400 млн световых лет (в тысячу раз дальше галактики Андромеда!).

Теперь стало ясно, почему так трудно было интерпретировать спектры радиозвезд. У звезд нашей Галактики линии не могут быть сдвинуты так сильно! Никто не предполагал, что смещение линий в этих спектрах может быть таким большим, характерным для далеких галактик. Тем же способом разгадали загадку спектра 3С 48. В этом случае красное смещение оказалось равным z = 0,37, а расстояние около 6000 млн световых лет. Несмотря на такие колоссальные расстояния, 3С 273 и 3С 48 хорошо видны в телескоп. Легко посчитать, что каждая из этих «звезд» светит в сотню раз мощнее крупной галактики.

Вскоре обнаружились новые радиозвезды. Их назвали квазарами (quasi-stellar objects), поскольку выглядят они как звезды, но в действительности эквивалентны миллионам звезд. Кроме того, их блеск часто меняется за короткое время, например от одной ночи к другой. А скорость изменения говорит нам о размере источника. За сутки свет проходит расстояние в одни световые сутки, что составляет около 200 астрономических единиц, или чуть больше размера Солнечной системы. Источник, который становится значительно ярче за одни сутки, не может быть больше этого размера. Ведь чтобы он смог изменить свой блеск всего за сутки, он должен за это время перестроить все излучающие поверхности на новый уровень блеска. А такую перестройку невозможно произвести со скоростью выше скорости света. Если же перестройка происходит медленнее, то квазар может быть существенно меньше Солнечной системы. Таким образом, в квазаре размером не больше Солнечной системы выделяется больше энергии, чем во всей галактике диаметром 100 000 световых лет!

Аллан Сэндидж открыл также множество объектов, похожих на квазары, но не испускающих заметного радиоизлучения. Фактически таких «радиотихих» квазаров примерно в десять раз больше, чем «радиогромких». Сегодня в каталогах числятся десятки тысяч квазаров; на небе их значительно больше, чем видимых звезд, но все они слишком тусклые для невооруженного глаза. А полное число квазаров превышает миллионы.

В некоторый момент у вас могло зародиться сомнение: а верна ли вся эта цепочка рассуждений? Что, если расстояния до квазаров определены неправильно? Тогда светимость квазаров не будет такой большой. Расстояния до квазаров вычислены на основании красного смещения линий в их спектрах и с использованием закона Хаббла. А не может ли быть другой причины для появления красного смещения в спектре, кроме сдвига, обусловленного расширением Вселенной?

Чем больше длина волны излучения, тем меньше частота колебаний. А что, если по какой-то причине колебания атомов в квазарах замедляются и поэтому спектральные линии сдвигаются в длинноволновую сторону? В принципе, это возможно, если пространство-время в области излучения сильно искривлено, например вблизи черной дыры. С точки зрения внешнего наблюдателя, в такой области течение времени и частота колебаний кажутся замедленными. Специально проведенные исследования на предмет возникновения красного смещения в сильных гравитационных полях показали, что другие особенности спектра, помимо красного смещения, не согласуются с таким предположением. Затем исследователи обратились к так называемым механизмам аномального красного смещения. В лабораторных опытах такого не наблюдается, но есть гипотеза, что это может быть в необычных условиях квазаров. Впрочем, до сих пор свидетельства этого в целом не выглядят настолько убедительными, чтобы заставить изменить фундаментальную физическую теорию.

И радиогалактики, и квазары выделяют огромную энергию. Сходство между этими двумя классами объектов стало еще более очевидным, когда обнаружилось, что радиоизлучение может исходить с обеих сторон от квазара, в дополнение к излучению самого квазара. Если квазары и радиогалактики наблюдать только в радиодиапазоне, то они очень похожи. У радиогалактик центр, или галактическое ядро, соответствует квазару. Это наводит на мысль, что квазары — это ядра галактик. От обычных ядер галактик они отличаются своим колоссальным блеском: квазары такие яркие, что в их сиянии не видны окружающие звезды. Это удалось прямо подтвердить, зарегистрировав свет, излучаемый звездами самой галактики, внутри которой находится квазар. Одной из первых стала галактика, содержащая квазар 3С 273 (рис. 26.6).

Рис. 26.6. Квазар 3С 273 и его узкий джет длиной 150 000 световых лет на снимке, полученном телескопом NOT на острове Ла-Пальма. Материнская галактика видна как удлиненное образование вокруг яркого ядра. Рядом заметны и другие галактики. Яркое пятно вблизи верхнего левого угла — это звезда нашей Галактики. С разрешения Leo Takalo и Kari Nilsson.

Мы можем вычислить полное количество энергии, высвобождаемой ядром галактики в течение активного периода. Обычно это соответствует массе в миллион масс Солнца, если использовать соотношение Эйнштейна между массой и энергией. Это огромное количество, если учесть, что в естественных процессах высвобождается лишь малая доля полной энергии массы. Например, Солнце за всю свою жизнь с помощью ядерных реакций превращает в излучение только 0,1 % своей массы. Чтобы произвести энергию, характерную для ядра активной галактики, гипотетическая сверхзвезда при такой же эффективности в 0,1 % должна была бы иметь массу в миллиард масс Солнца. Но расчеты показывают, что такие сверхзвезды не способны жить настолько долго, чтобы обеспечить наблюдаемое количество квазаров.

Однако более эффективным источником энергии, чем ядерные реакции, может быть потенциальная энергия коллапсирующего небесного тела. Вещество, падающее на поверхность плотного небесного тела, приносит с собой огромное количество энергии: в процессе падения вещество достигает большой скорости, и эта энергия при столкновении вещества с поверхностью тела переходит в другие формы энергии. Некоторая ее часть может перейти в излучение. Вычисления показывают, что в этом процессе в виде излучения может высвобождаться до 10 % энергии покоя массы падающего вещества. Для этого небесное тело должно быть очень плотным — черной дырой или звездой на стадии коллапса в черную дыру. Но до коллапса в черную дыру небесное тело может пройти стадию сверхзвезды. На какое-то время, порядка миллиона лет, сверхзвезда может существовать как быстро вращающееся тело с ядерным горением в ядре. В конце концов оно взрывается, а то, что остается в ее центре, вероятно, коллапсирует в черную дыру. Скорее всего, такие процессы повсеместно происходили в молодой Вселенной, внутри протогалактик, а сегодняшние черные дыры в центрах галактик должны расти за счет аккреции газа и слияния с другими черными дырами.

Согласно современным взглядам, в ядрах галактик находятся сверхмассивные черные дыры с массами от нескольких миллионов до миллиардов масс Солнца. Пока такие черные дыры непосредственно не наблюдались, поэтому их массы точно не измерены. Наилучшее определение массы черной дыры получают из скорости движения звезд вокруг них. Таким способом была определена масса черной дыры в центре нашей Галактики: она оказалась равной 3,7 млн масс Солнца. У крупной галактики М87 в скоплении Дева (Virgo) масса черной дыры в тысячу раз больше, и это обычное значение для масс сверхмассивных черных дыр в квазарах.

Сама черная дыра не излучает, но наблюдаемые в квазарах явления происходят вблизи нее. Черная дыра стремится поглотить газовые облака из своих окрестностей и затянуть их внутрь радиуса Шварцшильда. Большинство газовых облаков не прямо падают в черную дыру, а в течение некоторого времени обращаются вокруг центрального тела. Вращающийся газ образует вокруг черной дыры аккреционный диск, в котором вещество движется в соответствии с законами Кеплера и в то же время постепенно приближается к центру. Когда часть газа достигает внутреннего края аккреционного диска, черная дыра затаскивает его в свою «пасть». Пока неясно, какая часть газа пропадает внутри черной дыры, а какой удается избежать этой участи. Но ясно, что некоторой части газа все же удается убежать от черной дыры, и это проявляется в форме двух противоположно направленных джетов (струй), вытекающих с большой скоростью вдоль оси вращения аккреционного диска. Газ в диске очень горячий и сильно намагничен. Считается, что практически все излучение квазаров так или иначе связано с аккреционным диском. Источником энергии служит гравитационная потенциальная энергия, часть которой прямо превращается в излучение, а некоторая часть высвобождается через джеты.

Размер шварцшильдовского радиуса черной дыры квазара по порядку величины сравним с орбитой планеты во внешней части Солнечной системы. Столь малый размер современные телескопы могли бы разрешить только на расстоянии ближайших звезд. Например, обращающаяся вокруг соседней звезды планета была бы ясно видна, если бы она была достаточно яркой, чтобы заметить ее рядом с гораздо более яркой звездой. Двойные звезды часто бывают разделены таким расстоянием, и все же их можно рассмотреть по отдельности. Но ближайшие звезды расположены на расстояниях несколько световых лет, а расстояния до квазаров составляют миллиарды световых лет. Солнечная система на расстоянии квазаров выглядела бы в миллиарды раз меньше того предела, который доступен современным телескопам. Следовательно, не только сейчас, но и в обозримом будущем прямые наблюдения центров квазаров невозможны. Для изучения сверхмассивных черных дыр в квазарах требуются косвенные методы.

Одним из способов исследования процессов внутри квазаров служат наблюдения за их переменностью. Как мы уже знаем, самое короткое характерное время изменения блеска указывает наибольший размер излучающей области. Вскоре после открытия квазаров было установлено, что большинство из них имеет размер в одни световые сутки (200 расстояний от Земли до Солнца). С тех пор за изменением их блеска следят во многих обсерваториях, в том числе и в радиообсерватории Метсяхови Технического университета г. Хельсинки и в обсерватории Туорла университета г. Турку (Финляндия). Эти наблюдения показали даже изменения в течение суток.

Вариации блеска легли в основу теоретической модели странного объекта OJ 287 (рис. 26.7). Судя по всему, этот источник состоит из двух сверхмассивных черных дыр, обращающихся друг вокруг друга. Большая часть излучения связана с аккреционным диском вокруг большей черной дыры и с ближайшей с нему областью. Радиоизлучение генерируется гораздо дальше — в джетах. Орбитальный период черных дыр составляет 9 лет, а их массы равны 0,1 и 18 млрд масс Солнца.

Еще один способ исследования структуры квазаров связан с увеличением угловой разрешающей способности телескопов. Космический телескоп «Хаббл», не страдающий от искажения изображений в атмосфере, достиг разрешения в 0,1". Новое поколение больших оптических телескопов, таких как «Очень большой телескоп» (VLT) Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили, смог с поверхности Земли достичь примерно такого же разрешения (хотя обычно наша атмосфера размазывает изображение звезды в пятнышко размером в 1" или даже больше).

Наилучшее разрешение достигнуто сейчас в радиоастрономии. Мы помним, что вначале основной проблемой радиоастрономии было именно низкое угловое разрешение. Впрочем, и сейчас предельное разрешение радиотелескопа с одной тарелкой не превышает 1 минуты дуги. В этом смысле у него нет преимуществ перед человеческим глазом. Но если использовать много радиотелескопов и суммировать их сигналы, то можно добиться прекрасного разрешения. При этом, чем дальше друг от друга располагаются тарелки, тем лучше. Например, если радиотелескоп с 15-метровой тарелкой разрешает два радиоисточника, разделенные на небе углом 300", то система из двух таких телескопов, антенны которых разнесены на 300 х 15 м = 4,5 км, может достичь разрешения в 1".

Рис. 26.7. (а) Модель сильно переменного квазара OJ287, созданная в обсерватории Туорла. Показаны центральная черная дыра, аккреционный диск и черная дыра-спутник. (б) На кривой блеска видны периодические всплески излучения.

В 1972 году в Кембриджском университете группа Райла создала такой радиотелескоп, состоящий из восьми тарелок. Это был первый составной радиотелескоп, давший столь же четкое изображение, как у оптического телескопа. Затем были построены интерферометрические системы MERLIN Манчестерского университета с базой (максимальным расстоянием между антеннами) 217 км и VLA Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO) в Нью-Мексико с базой 36 км.

После этого прогресс ускорился. Даже далекие друг от друга радиотелескопы стали соединять между собой, так что наибольшее расстояние между ними почти достигло диаметра Земли. А поскольку это в 2000 раз превышает расстояние между телескопами кембриджской системы, то и предельное разрешение такой глобальной системы стало менее одной миллисекунды дуги (0,001"). Использование далеко разнесенных телескопов в одной системе называется радиоинтерферометрией со сверхдлинными базами (РСДБ), по-английски: Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Для проведения таких наблюдений обсерватории в разных частях мира наводят свои телескопы в одно и то же время на один и тот же источник. Для увеличения разрешения к сети VLBI присоединяются и многие другие радиотелескопы. Например, 14-метровый телескоп в Финляндии часть времени работает как член Европейской системы VLBI. В США есть собственная система VLBA (Very Long Baseline Array, Сеть с очень длинной базой), которая все время занята интерферометрическими наблюдениями. Антенны американской сети VLBA размещены по всей стране — от Гавайских островов и Аляски до самых восточных штатов, включая остров Пуэрто-Рико. А в чилийской высокогорной пустыне Атакама сейчас силами европейских (ESO) и американских (NRAO) астрономов сооружается во многих отношениях самая мощная из подобных систем — ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Атакамская большая сеть миллиметрового и субмиллиметрового диапазонов).

Радиоизображения квазаров демонстрируют интересную картину: квазары состоят из центрального точечного ядра, окруженного излучающими облаками, которые время от времени убегают от ядра. Скорость облаков настолько велика, что их движение наблюдается как увеличение углового расстояния от ядра. Это совершенно исключено при наблюдении галактик. Поперечные движения по небу обычно вообще незаметны из-за больших космических расстояний.

Нормальные галактики движутся со скоростью несколько сотен километров в секунду. При наблюдении соседних галактик это приводит к смещению порядка 0,001 секунды дуги в год. Но квазары находятся гораздо дальше соседних галактик, скажем, в 1000 раз. Следовательно, угловая скорость 0,001 "/год, как это определено по наблюдениям VLBI, соответствует пространственной скорости сотни тысяч километров в секунду. Иными словами, скорости во вспышках квазаров близки к скорости света. Нередко наблюдаемые на небе поперечные смещения в квазарах при их пересчете на пространственную скорость дают значения в 3-10 раз больше скорости света, но на самом деле это оптическая иллюзия. Реальные скорости близки к скорости света, но никогда не превосходят ее.

Часто на изображениях квазаров видна светлая полоска, называемая джетом и выходящая прямо из ядра квазара. Вероятно, джет — это траектория вещества, вытекающего из ядра. Во многих случаях существуют продолжение этого короткого джета за пределы активной галактики. Такой длинный джет был обнаружен, например, у Лебедя А (см. рис 26.5). После открытия крупномасштабных джетов у астрофизиков сформировалась общепринятая сейчас точка зрения, что существуют гигантские каналы передачи энергии от ядра к внешним излучающим областям, удаленным на сотни тысяч световых лет. Но в длинных джетах до сих пор не замечено какого-либо движения, за исключением областей, очень близких к ядру (короткий джет), где движение происходит почти со скоростью света.

Мы не знаем, существует ли простая связь между короткими и длинными джетами. Отметим, что представление о длинных джетах как об «энергетических магистралях» сталкивается с проблемами. С учетом неизбежных потерь энергии в таких каналах количество наблюдаемой энергии, выделяемое на внешнем конце джета, порою в миллион раз больше того, которое втекает в короткий джет, и к тому же в миллион раз больше, чем можно ожидать из окрестностей массивной черной дыры. Альтернативное объяснение может быть таким: длинные джеты — это следы, оставленные черными дырами, выброшенными из ядра галактики. Каждая из внешних излучающих областей может содержать собственную черную дыру, вырабатывающую энергию. Тогда не возникает трудностей с потерей энергии, поскольку расстояние ее переноса мало (рис. 26.8). До сих пор нет убедительных свидетельств в пользу той или иной модели.

Рис. 26.8. Модель радиогалактики с выбросом черных дыр, предложенная Маури Валтоненом. Каждая область радиоизлучения содержит выброшенную сверхмассивную черную дыру.

В 1979 году сотрудник Манчестерского университета Денис Уолш обнаружил два квазара на расстоянии всего лишь 6 угловых секунд друг от друга (рис. 26.9). Он сообщил эту новость в Национальную обсерватории Кит-Пик (США) Роберту Карсвеллу и Рею Вейману, попросив их изучить спектры этих квазаров. Каково же было их удивление, когда оказалось, что оба спектра совершенно одинаковые: в них имелись одни и те же линии с одинаковой интенсивностью и одинаковым красным смещением. Это было поразительно! Все известные до этого момента квазары отличались своей индивидуальностью: спектр каждого квазара был так же индивидуален, как отпечатки пальцев. Каким же образом эти два квазара Q0957+561А и В оказались близнецами?

Рис. 26.9. Первая гравитационная линза Q0957 + 561 А и В. С разрешения Bill Keel.

Разгадка заключалась в том, что на самом деле это один квазар, но его изображение раздвоилось из-за массивной галактики, лежащей на луче зрения между нами и квазаром. В результате эффекта гравитационной линзы (см. главу 25) свет квазара может доходить до нас разными путями, огибая галактику с двух разных сторон. В случае Q0957+ 561 эти два пути оказались видны на небе под углом 6". Галактики не являются идеальными линзами. Вместо одного изображения они создают два, три или даже больше. В случае Q0957 + 561 эффект гравитационного линзирования подтвердил Алан Стоктон с Гавайских островов, обнаруживший галактику, действующую как линза. Сегодня нам известны и многие другие гравитационные линзы (рис. 26.10).

Рис. 26.10. Знаменитое кратное изображение, созданное гравитационной линзой: «Крест Эйнштейна», открытый в 1984 году Джоном Хакра. Гравитация галактики расщепила изображение далекого квазара на четыре части. Фото: A. Jaunsen и М. Jablonski, телескоп NOT. о. Ла-Пальма.

Для астрономов гравитационная линза — очень полезный инструмент. В главе 25 мы рассказали, как с их помощью обнаруживают темную материю. А в будущем эффект гравитационной линзы поможет находить черные дыры. Одиночная черная дыра действительно почти черная и выдает себя только своей гравитацией. Если она окажется перед далекой звездой или квазаром, то изображение расположенного позади нее объекта увеличится или разделится, и по этому признаку мы заметим эффект линзирования. Полезен этот эффект и для космологии. Например, лучи света, создающие два изображения одного квазара, приходят к нам по разным путям, поэтому и время распространения у них разное: на одном изображении квазар немного моложе, чем на другом. Точное различие времен распространения можно использовать для вычисления общей шкалы расстояний во Вселенной. Определенное таким образом значение постоянной Хаббла согласуется с ее значениями, установленными другими способами.

В 1943 году американец Карл Сейферт открыл галактики с яркими ядрами (рис. 26.11). Их спектры свидетельствуют, что эти ядра похожи на миниатюрные квазары. Хотя у сейфертовских галактик ядра ярче, чем у обычных галактик, но, в отличие от настоящих квазаров, они светят все же слабее самих галактик. Поэтому на снимках «сейферты» не похожи на звезды, а выглядят как галактики. Этот промежуточный класс между квазарами и галактиками показывает, что и ядра нормальных галактик обладают потенциальной возможностью проявлять квазароподобную активность. Сейфертовские галактики встречаются довольно часто (2 % от числа спиральных галактик), и поэтому некоторые из них обнаруживаются недалеко от нас, так что их легче изучать, чем квазары. Радиогалактики тоже не редкость: 10 % эллиптических галактик относятся к этой категории. Чем больше мы узнаем про этих родственников квазаров, тем лучше понимаем и сами квазары. Хотя в деталях их механизмы до сих пор неясны, идея о том, что квазары — это «старшие братья» сейфертовских галактик, подтверждается.

Сейфертовские галактики делятся на три типа. Первый тип (сейферт-1) близок к квазарам, тогда как сейферты-3 находятся на другом конце этой классификации и выглядят как обычные галактики, демонстрируя активность ядра только в своих спектрах. Сейферты-1 связаны со спиральными галактиками более раннего типа (обычно Sа), чем сейферты-2 (обычно Sb), которые в свою очередь являются более ранними, чем сейферты-3. Понятия «ранний тип» и «поздний тип» для галактик определяется долей звезд в балдже относительно числа звезд в плоском диске. Чем более ранний тип, тем больше звезд в балдже. Эллиптические галактики, вообще не имеющие диска, оказываются даже более «ранними», чем спиральные галактики класса Sa.

Выяснился очень интересный факт: масса центральной сверхмассивной черной дыры пропорциональна массе сферического балджа. Это объясняет, хотя бы частично, деление сейфертовских галактик на типы: сейферты-3 с небольшим балджем проявляют более слабую активность ядра, чем сейферты-1 раннего типа, поскольку сейферты-1 обладают более крупными черными дырами, чем сейферты-3. Эти рассуждения можно распространить и на квазары: их черные дыры еще крупнее, чем у сейфертов-1 (ведь они ассоциируются с эллиптическими галактиками), поэтому квазары проявляют большую активность ядра. Радиогалактики находятся между сейфертами-1 и квазарами, так как их центральные черные дыры имеют как раз промежуточную массу между черными дырами сейфертов-1 и черными дырами квазаров.

Рис. 26.11. Сейфертовская галактика NGC 7742, сфотографированная космическим телескопом «Хаббл». С разрешения HST/NASA/ESA.

Чтобы центральная сверхмассивная черная дыра стала ярко светить, ей нужна «пища» — в ее окрестностях должен оказаться газ. Нам известны по крайней мере два способа это сделать. Гравитационные приливы, вызванные соседней галактикой, возмущают галактический диск и вызывают мощное течение газа к центральной черной дыре. Это может привести к усилению активности сейфертовских галактик по сравнению с «нормальными» неактивными галактиками. При слиянии галактик, когда большая галактика проглатывает меньшую, центральные черные дыры обеих галактик опускаются к центру новой, объединенной галактики и образуют двойную систему. Эта двойная черная дыра притягивает газ гораздо сильнее, чем одиночная. И в самом деле, в квазарах часто видны признаки слияния в прошлом двух галактик. А в некоторых случаях даже есть свидетельства наличия двойного ядра.

Какова бы ни была причина активности квазаров, ясно одно: в прошлом было гораздо больше квазаров, чем сейчас (поскольку квазаров с большим красным смещение намного больше, чем с малым). Точно так же и ярких радиогалактик в прошлом было больше. При красном смещении z = 0,5 количество квазаров и радиогалактик в 5 раз больше, чем в нашей окрестности Вселенной. При z = 1 это количество в 50 раз, а при z = 3 в 1000 раз больше, чем вблизи нас. При красном смещении 0,5 свет был испущен квазаром и двинулся в нашу сторону 5 млрд лет назад; z = 1 соответствует 8 млрд лет, а z = 3 удалено от нас на 12 млрд лет (предполагая возраст Вселенной равным 14 млрд лет).

Раньше расстояния между галактиками были меньше, чем сейчас. Из-за расширения Вселенной шкала космологических расстояний изменяется обратно пропорционально 1 + z. Поэтому при красном смещении 3 среднее расстояние между галактиками было вчетверо меньше современного. Соответственно и взаимодействие между галактиками было сильнее, и слияния галактик происходили чаще. Считается, что в этом и состоит основная причина высокой активности квазаров при z = 3 и причина ослабления их активности позже.

Если уходить в еще более раннее прошлое, чем эпоха z = 3, то число квазаров и радиогалактик не будет увеличиваться; наоборот — мы увидим все меньше и меньше квазаров. Почему? Согласно современным взглядам, галактики постепенно строились из меньших кусков между красными смещениями z = 30 (соответствует возрасту всего 100 млн лет после Большого взрыва) и z = 3. В этот же период в центрах протогалактик формировались черные дыры, которые к тому же росли при слиянии ранних галактик. И только через 2 млрд лет после Большого взрыва (z = 3) появилось много полностью сформировавшихся галактик с большой центральной черной дырой. Они могли дать жизнь полноценным квазарам. А до этого квазары были редкостью: мы знаем всего несколько квазаров с красным смещением 6 или больше.

Как видим, квазары могли родиться вместе со своими материнскими галактиками и вырасти в их центрах. В следующей главе мы обратимся к последнему вопросу этой части нашей книги: как же возникли сами галактики?