Текст книги "Чудовища доктора Эйнштейна"

Малая доля звезд оканчивает свою жизнь нейтронными звездами; тех, которые становятся черными дырами, еще меньше: десятые доли процента. Черные дыры редки, как черные лебеди. Повторюсь, распределение масс формирующихся звезд имеет очень сильный перекос в сторону малой массы, и на каждую солнцеподобную звезду приходятся сотни маловесных красных карликов. Красные карлики умирают затухающими угольками – так называемыми белыми карликами. Таким образом, более 95 % всех звезд окончат жизнь белыми карликами, а не нейтронными звездами или черными дырами.

Лишь чуть больше половины всех звезд являются одиночными, как наше Солнце, тогда как треть входит в двойные системы, а 10 % – в системы с тремя компаньонами или более[94]94
  D. Raghavan et al., “A Survey of Stellar Families: Multiplicity of Solar-Type Stars,” Astrophysical Journal Supplement 190 (2010): 1–42.


[Закрыть]. В большинстве своем двойные звезды – это широкие пары с орбитальными периодами продолжительностью годы, десятилетия или даже столетия, поэтому они не взаимодействуют и не влияют на эволюцию друг друга. Малая часть двойных звезд – меньше 5 % – имеет орбитальные периоды от нескольких часов до нескольких недель.

У любой звезды есть условная граница, в пределах которой все вещество гравитационно привязано к ней. У изолированной звезды эта граница является сферой. Если двойные звезды расположены близко друг к другу, их границы вытягиваются в виде капель, соприкасающихся острыми концами. Масса может перетекать от одной звезды к другой через точку соприкосновения капель. Обычно более массивная звезда высасывает газ из менее массивной. Если они расположены в тесном соседстве, воображаемая граничная поверхность сливается в общую оболочку и масса легко перемещается между звездами[95]95
  Воображаемая поверхность, ограничивающая область вокруг одного из компонентов двойной системы, в которой вещество гравитационно привязано к этому компоненту, называется полостью Роша – в честь французского астронома и математика середины XIX в. В разделенной двойной системе каждая звезда имеет собственную полость Роша. В полуразделенной двойной системе «капли» соприкасаются, и масса может перетекать через точку соприкосновения, которая называется точкой Лагранжа – в честь итальянского астронома и математика середины XVIII в. В контактной двойной системе звезды имеют общую оболочку, и значительная часть массы является общей. Перенос массы между более удаленными друг от друга звездами возможен, если одна звезда массивна и является источником ветра: часть газа, разлетающегося во все стороны, будет падать на компаньона.


[Закрыть].

В основном тесно связанные двойные системы состоят из двух красных карликов, поскольку среди звезд преобладают карлики. Когда эти звезды гибнут, то коллапсируют в белые карлики, но звезды малой массы живут долго, и большинство из них еще не умерло. Массивные звезды живут мало, поэтому если мы обнаруживаем двойную систему из звезд большой и малой масс, то, вероятно, более массивная звезда умерла и оставила после себя нейтронную звезду или черную дыру.

Перечислю типы звездных остатков в двойных системах в порядке уменьшения распространенности: двойной белый карлик, белый карлик и нейтронная звезда, белый карлик и черная дыра, двойная нейтронная звезда, нейтронная звезда и черная дыра, наконец, двойная черная дыра. Последний вариант можно назвать двойной черной жемчужиной: это редчайшее сочетание. Мы к нему еще вернемся.

Чтобы рассказать все, что известно о двойных звездах, придется написать книгу намного толще этой. Как и пары людей, они очень разные. Пары бывают большие и маленькие, «личности» в них – горячие и холодные. Обе стороны что-то дают и что-то берут, и жизнь одной стороны оказывает колоссальное влияние на другую. Иногда партнеры разрывают отношения, один из партнеров почти неизбежно умирает раньше другого. В случае со звездами близкие отношения могут даже дать жизнь после смерти.

Рассмотрим две обычные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс, – они в самом расцвете жизни, синтезируют гелий из водорода. Более массивная звезда истратит свой водород раньше и вырастет в красный гигант, изливая газ на компаньона. Обе звезды купаются в газе и сближаются по спирали. Более массивная звезда умирает, коллапсируя в белый карлик. В конце концов менее массивная звезда стареет и увеличивается, выбрасывая газ на свою мертвую спутницу. Очень сильная гравитация белого карлика сжимает этот газ настолько, что запускается термоядерный синтез, и звезда ненадолго возвращается к жизни. Это так называемая новая звезда – или просто «новая». При бешеной реакции синтеза значительная часть газа выбрасывается в окружающее пространство, процесс может эпизодически повторяться. Иногда из бледного пятнышка, различимого лишь в телескоп, новая превращается в яркий объект, видимый невооруженным глазом[96]96
  D. Prialnik, “Novae,” in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, edited by P. Murdin (London: Institute of Physics, 2001), 1846–56. Около десяти новых звезд появляется в Млечном Пути ежегодно. По большей части они зажигаются в масштабах времени от 1000 до 100 000 лет. Небольшое число эффектных новых вспыхивает в течение человеческой жизни, они достаточно яркие, чтобы быть видимыми без телескопа. Т Северной Короны, или «Вспыхивающая звезда», становилась одной из самых ярких звезд на небе в 1866 г. и в 1949 г., а RS Змееносца разгоралась настолько, что была видна невооруженным глазом пять раз за минувшее столетие, в последний раз в 2006 г.


[Закрыть]. При переносе большого количества вещества белый карлик может преодолеть предел Чандрасекара, равный 1,4 массы Солнца. В этом случае мертвая звезда умрет вторично – как суперновая, оставив после себя нейтронную звезду[97]97
  Этот сценарий может показаться малозначительной заумью, но является основным в современной астрономии. Некоторые сверхновые (типа II) возникают, когда умирает единичная массивная звезда, но их светимость очень сильно различается. Однако если сверхновая взрывается в двойной системе (так называемый тип Iа), то вещество поступает к белому карлику «порционно», упорядоченным образом, и светимость систем отличается всего на 15 %. Такие сверхновые, будучи «стандартными бомбами», являются соответственно и «стандартными свечами», по которым можно измерять расстояние. Поскольку сверхновые могут быть яркими, как целая галактика, они видны за миллиарды световых лет. Сверхновые типа Iа помогли открыть ускорение расширения Вселенной и темную энергию в середине 1990-х гг.; эта работа была удостоена Нобелевской премии. См.: S. Perlmutter, “Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe,” Physics Today, April 2003, 53–60.


[Закрыть].

Такова история жизни двойной системы, оканчивающейся образованием черной дыры[98]98
  K.A. Postnov and L.R. Yungelson, “The Evolution of Compact Binary Systems,” Living Reviews in Relativity 9 (2006): 6–107.


[Закрыть]. Две горячие массивные звезды вращаются по тесной двойной орбите. Более массивная из них, израсходовав водород в ядре, расширяется и сбрасывает бо́льшую часть оболочки на компаньона, причем от нее самой остается голое гелиевое ядро. Через несколько сотен тысяч лет она катастрофически гибнет во вспышке сверхновой, оставляя черную дыру. Спустя некоторое время, достигнув конца своей жизни, менее массивный компаньон также расширяется, выплескивает газ в черную дыру и продуцирует мощное рентгеновское излучение. Затем и он взрывается сверхновой, и в зависимости от массы все завершается образованием системы нейтронной звезды и черной дыры или двойной черной дыры (илл. 17).

Черные дыры – причудливое, но неизбежное следствие эволюции массивных звезд. Если они входят в двойные системы, то их взаимодействие позволяет их обнаружить. Каждую секунду где-то во Вселенной бурно умирает массивная звезда. Каждую секунду небольшой участок пространственно-временного континуума исчезает из вида, и каждую секунду рождается черная дыра.

Нет ли, однако, другого способа образования черной дыры? И что, если в результате появится нечто невообразимо чудовищное?

3. Сверхмассивные черные дыры

Только ли из мертвой звезды может образоваться черная дыра? Для ее возникновения нужна плотность, создающая сильнейшую гравитацию – непреодолимую для света. Теоретически такое возможно в телах, которые больше (или меньше) коллапсирующей звезды. Тем не менее открытие сверхмассивных черных дыр стало сюрпризом. Некоторые из них настолько массивны, что превышают суммарную массу всех черных дыр звездного происхождения в нашей Галактике. Еще большим сюрпризом оказалось то, что такая черная дыра имеется в центре каждой галактики.

Лето 1937 г. в Уитоне, штат Иллинойс, было жарким и душным. Гроуту Реберу было 26 лет, и он целыми днями пропадал на пустыре возле дома своей матери, где с семи утра до темноты резал древесину и гнул листы металла. Он строил радиотелескоп. Тарелка имела диаметр около 10 м – лучшее, что он мог создать из имеющихся материалов[99]99
  Телескоп обошелся ему в $2000 – около $33 000 на сегодняшние деньги. Ребер все делал сам: клал цемент, работал с металлом и деревом, собирал электрическую часть и приемник, вел наблюдения, очищал данные и давал им астрономическую интерпретацию.


[Закрыть]. На тот момент это был самый большой радиотелескоп на Земле – предшественник современных приборов, достигающих 100 м в диаметре. Десять лет Ребер был единственным радиоастрономом в мире (илл. 18).

Однако он не был первым. Карл Янский, физик по образованию, уже в 23 года был принят на работу в Лаборатории Белла в Холмделе, штат Нью-Джерси. Компания хотела изучить возможности использования радиоволн длиной 10–20 м для трансатлантической телефонной связи. Янский должен был найти источник статических помех, препятствующих голосовой связи. В 1930 г. на заброшенном картофельном поле возле лаборатории он собрал антенну. Конструкция напоминала каркас крыла первых бипланов и передвигалась по кольцевому пути на четырех колесах с резиновыми шинами от «Форда» Model T. Поворачивая антенну, Янский определял направление источника радиоволн, причем радиосигналы усиливались и записывались пером на движущейся бумажной ленте в сарайчике поблизости. Главным образом он регистрировал атмосферные помехи, вызванные грозами в окрестностях, но наблюдалось и слабое шипение. В течение года Янский доказал, что это шипение имеет не земное происхождение; оно следовало звездному времени, усиливаясь и слабея с периодом не 24 часа, а 23 часа 56 минут[100]100
  Вследствие вращения Земли вокруг Солнца каждая звезда встает и садится на четыре минуты раньше с каждым днем. За год накапливается 24 часа, и все ночное небо описывает над нами круг. Поэтому звездное небо немного отличается от солнечного. Янский использовал это, чтобы показать, что его радиосигнал имеет внеземное происхождение, как и несколько десятилетий спустя Джоселин Белл в отношении пульсаров.


[Закрыть]. Самое сильное излучение обнаруживалось в центре Млечного Пути, в созвездии Стрельца. Открытие Янского наделало много шума, и 5 мая 1933 г. о нем сообщила The New York Times[101]101
  K. Jansky, “Electrical Disturbances Apparently of Extraterrestrial Origin,” Proceedings Institute of Radio Engineers 21 (1933): 1837. Можно провести удивительную параллель со случайным открытием, сделанным через три десятилетия после обнаружения микроволнового реликтового излучения, оставшегося от Большого взрыва. В 1964 г. Арно Пензиас и Роберт Вильсон в Лабораториях Белла решали вопрос о применимости спутниковой связи на микроволнах. Отслеживая источники радиопомех своего радиоприемника, они обнаружили слабое остаточное «шипение» одинаковой силы во всех частях неба. Это было излучение всей Вселенной, охладившейся и ставшей разреженной вследствие расширения космического пространства. Это открытие не было проигнорировано Лабораториями Белла. В 1978 г. Пензиас и Вильсон получили за него Нобелевскую премию по физике.


[Закрыть].

Так родился новый метод изучения Вселенной[102]102
  В честь первопроходца Янского единица плотности потока радиоизлучения была названа «янский», и он оказался в числе немногих пионеров изучения электричества, имена которых были присвоены единицам измерения: Ватт, Вольт, Ом, Герц, Ампер и Кулон. Янский умер в 1950 г. в 44 года от брайтовой болезни, приводящей к отказу почек. Ему не удалось увидеть стремительное развитие научного области, родоначальником которой он стал.


[Закрыть]. Тысячи лет астрономических наблюдений невооруженным глазом и сотни лет с тех пор, как Галилей впервые воспользовался телескопом, вся информация из космоса поступала в узком диапазоне оптических волн, всего в два раза превышающем интервал от самого красного до самого синего цветов, различимых человеческим глазом. Теперь люди записали сигналы из совершенно другой области электромагнитного спектра. Янский предложил построить 30-метровую радиоантенну, чтобы продолжить работу. Лаборатории Белла не заинтересовались этой идеей. Янскому поручили другой проект, и больше он не занимался радиоастрономией.

Работа Янского вызвала у Ребера интерес к источнику космических радиоволн. В начале 1930-х гг. он попытался устроиться в Лаборатории Белла, чтобы работать вместе с Янским, но во времена Великой депрессии никого не нанимали. Он самостоятельно выяснил, как построить радиотелескоп и приемник. Ему нравилось работать в одиночку. Он сказал об этом так: «Никаких тебе самозваных авторитетов, лезущих с дурными советами»[103]103
  Цит. в: W.T. Sullivan, ed., Classics of Radio Astronomy (Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1982).


[Закрыть]. Ребер вошел в рабочий ритм: днем собирал радиоприемники на фабрике в близлежащем Чикаго, после ужина спал четыре-пять часов, а с полуночи до рассвета, пока его тарелка сканировала небо, сидел в подвале, записывая радиосигналы с минутным интервалом. Постепенно он усовершенствовал приемник и купил ленточный самописец, избавившись от необходимости сидеть за этой работой всю ночь. Это позволило Реберу приступить к первому изучению радионеба.

Ребер работал один. У него не было единомышленников, не с кем было обмениваться идеями, и он имел дело с неизученными длинами волн. Представьте, что вы первый в мире скульптор. Другие рисуют и пишут красками, но больше никто не создает трехмерные произведения искусства. Если никто не говорит на вашем языке, вы обречены на одиночество. Инженеры практически не обратили внимания на работу Ребера, которую он опубликовал в журнале по радиотехнике, как сделал ранее Янский. Астрономы не проявили интереса – или отнеслись скептически. В 1940 г., подтвердив обнаружение Янским радиоволн из Млечного Пути, Ребер подал в Astrophysical Journal статью о явлении, названном им космическими статическими помехами. Редактор Отто Струве отправил статью нескольким рецензентам. Инженеры не поняли, при чем тут астрономия. Астрономов смутил радиожаргон. Никто не хотел рекомендовать статью к публикации, но Струве все равно решил ее напечатать[104]104
  Эту историю рассказывает Джон Краус в: Big Ear (Delaware, OH: Cygnus-Quasar Books, 1994), и в: J.D. Kraus, “Grote Reber, Founder of Radio Astronomy,” Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 82 (1988): 107–13.


[Закрыть]. Единственный радиоастроном в мире продолжил свой одинокий труд.

Ребер с педантичным упорством картографировал небо. Он работал со все более короткими радиоволнами, зная, что они обеспечивают более точную локализацию радиоисточника. Сочетая несколько длин волн, он мог определить физический процесс, вызывающий излучение. В 1944 г. он написал статью, к которой прилагалась первая в истории карта радионеба[105]105
  G. Reber, “Cosmic Static,” Astrophysical Journal 100 (1944): 279. См. также комментарий, написанный для сотого номера журнала: K.I. Kellerman, “Grote Reber’s Observations of Cosmic Static,” Astrophysical Journal 525 (1988): 371–72.


[Закрыть]. В статье также доказывалось, что процесс излучения космических радиоволн был нетепловым, следовательно, отличался от излучения тела с фиксированной температурой. Его карты демонстрировали концентрацию излучения в Млечном Пути и указывали еще две пиковые локации излучения – в Кассиопее и в Лебеде. Первый пик окажется остатками сверхновой в 11 000 световых лет. Второй, случайно расположенный недалеко от эталонной черной дыры Лебедь Х-1, – галактикой с невероятно мощным радиоизлучением в полумиллиарде световых лет от нас.

Астрономам понадобилось время, чтобы понять природу галактики, названной Лебедь А, – самого мощного радиоисточника в небе (илл. 19). После ее открытия Ребер был признан смелым новатором. Он однажды посоветовал молодому студенту: «Выберите область, о которой известно очень мало, и специализируйтесь в ней. Однако не принимайте за непреложный факт ни одну из готовых теорий. Если все остальные смотрят вниз, смотрите вверх или в другую сторону. Возможно, увиденное вас удивит»[106]106
  Kraus, “Grote Reber, Founder of Radio Astronomy”.


[Закрыть].

Развитие науки не похоже на плавное течение реки. Ученым редко удается без проблем и препятствий приплыть по ней в море знания. Гораздо чаще они, как первопроходцы, осваивают дикую местность – то при свете дня, стабильно продвигаясь вперед, то блуждая в тумане без компаса. Идут обходными путями, заходят в тупики. Люди, следующие к одной цели, не всегда общаются, иногда они даже не знают о существовании друг друга. И очень редко кто-то оказывается настолько умным или удачливым, чтобы взглянуть на ситуацию с высоты и увидеть цельную картину.

В конце XX в. среди астрономов развернулись яростные споры о природе «туманностей» – расплывчатых светлых пятен, которые Уильям Гершель и другие ученые каталогизировали более чем за 100 лет до этого. Поскольку некоторые туманности имеют спиральную структуру и не приближены к плоскости Млечного Пути – в отличие от других туманностей, астрономы стали всерьез рассматривать гипотезу, гласящую, что это – «островные вселенные», самостоятельные звездные системы, находящиеся на огромном расстоянии от нашей Галактики. В таком случае их спектры должны были бы выглядеть как суммы спектров множества звезд, с теми же линиями поглощения, что у Солнца и других звезд. В 1908 г. Эдвард Фэт из Ликской обсерватории изучил спектр туманности NGC1068 и с удивлением обнаружил не только поглощение, но и шесть четких эмиссионных линий, которые появляются лишь тогда, когда газ нагревается каким-то чрезвычайно мощным источником энергии[107]107
  В спектроскопии длина волны спектральных линий соответствует химическим элементам и указывает на химический состав вещества, а физическое состояние газа определяет тип линий. Если более холодный газ находится вокруг более горячего источника энергии, как во внешней оболочке звезды, наблюдаются линии поглощения. Именно их увидел Фраунгофер в спектре Солнца в начале 1800-х гг. Линии излучения возникают, как правило, в разреженном горячем газе. Большая ширина спектральных линий указывает, что газ, в котором они рождаются, движется с большими скоростями. Это признак исключительно мощного источника энергии.


[Закрыть]. В то время подобные изыскания казались настолько загадочными, что их проигнорировали, и лишь через два десятилетия Эдвин Хаббл доказал, что NGC1068 является галактикой[108]108
  S.J. Dick, Discovery and Classification in Astronomy: Controversy and Consensus (Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2013).


[Закрыть].

В начале 1940-х гг. Карл Сейферт, постдок в обсерватории Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии, под руководством Эдвина Хаббла занимался исследованиями с использованием самых мощных из имевшихся на тот момент телескопов – 1,5– и 2,5-метрового[109]109
  Мне посчастливилось воспользоваться 2,5-метровым телескопом обсерватории Маунт-Вилсон за год до того, как его законсервировал Институт Карнеги. Все более яркие огни Лос-Анджелеса за несколько лет до этого сделали его неконкурентоспособным, но было восхитительно работать с телескопом, 30 лет являвшимся самым большим в мире – тем самым, с помощью которого Эдвин Хаббл доказал, что галактики находятся очень далеко от Млечного Пути и что Вселенная является огромной и расширяется. Я помню ряд деревянных шкафчиков за северным столбом-опорой, на одном из которых значится имя Хаббла – тщательно выгравированное на медной пластинке. Возможно, Хаббл оставил в нем свой ланч? На полу купола, под ногами, я увидел капли ртути. Подшипники телескопа плавают на ртути, и она протекает; за долгие годы из-за частых контактов с ней умерло несколько сотрудников. Во времена Хаббла наблюдатели работали несколько часов, делали перерыв на ужин, за которым следовал портвейн и сигара, затем возобновляли труды. Ужин в обсерватории Маунт-Вилсон был традиционным и официальным. На вершине горы старший астроном садился во главе стола, остальные штатные астрономы – рядом с ним, студенты и постдоки вроде меня – на дальнем конце. Ужин подавал блистательный, но вспыльчивый французский шеф-повар, открывший несколько ресторанов в окрестностях Лос-Анджелеса, но все они разорились, потому что он ссорился с клиентами и спонсорами. Обсерватория Маунт-Вилсон стала бы идеальным пристанищем для творческого социопата. Еда была великолепная, но такая сытная, что я чуть не засыпал на ходу, а ночь все тянулась. Чтобы взбодриться, я поднялся на лестницу, которая опоясывала купол в три пролета. Над головой мерцали звезды, а внизу сияющей сетью расстилались огни города.


[Закрыть]. Когда Сейферт собирал эти данные, в Лос-Анджелесе было в три раза меньше жителей и в десять раз меньше городских огней, чем сегодня. Небо, действительно темное из-за светомаскировки, обязательной после нападения на Пёрл-Харбор, было идеальным для наблюдения. Сейферт получил спектры ядер ярких галактик и выявил полдюжины аналогичных NGC1068, с яркими эмиссионными линиями, свидетельствующими об энергетическом процессе. Он также заметил, что эмиссионные линии очень широки. Ширина эмиссионной линии указывает на диапазон скоростей газа. Максимальная скорость вращения нормальной спиральной галактики составляет 200–300 км/с, однако в измерениях Сейферта доплеровская ширина спектральных линий составляла тысячи километров в секунду, указывая, что газ вблизи центра этих галактик движется в 10–20 раз быстрее любого другого ранее измеренного газа. Вещество, движущееся с такой скоростью, улетало бы от галактики, если бы его не удерживала какая-то огромная масса возле центра.

Сейферт столкнулся с загадкой: что могло вызвать быстрое движение газа в центре галактики? В те времена этого никто не знал. Как и статья Гроута Ребера о «космических статических помехах», которая будет опубликована в следующем году, статья Сейферта практически не вызвала реакции астрономического мира. На нее не ссылались в течение 16 лет после публикации[110]110
  C.K. Seyfert, “Nuclear Emission in Spiral Galaxies,” Astrophysical Journal 97 (1943): 28–40.


[Закрыть]. Класс галактик, который впоследствии был назван в честь Сейферта, ждал своего часа. Тем временем благодаря техническим достижениям радиоастрономии совершались новые открытия.

В 1940-е гг., во время войны, занятия наукой казались неуместными. Однако радиоастрономы сыграли решающую роль в создании радара, в свою очередь, имевшего принципиальное значение для исхода Второй мировой войны. В бою побеждала та сторона, которая первой замечала вражеские самолеты, корабли или подводные лодки. Британские и американские инженеры и ученые разработали радар, способный «видеть» на сотни километров даже ночью. Радар помогал топить немецкие подводные лодки, с его помощью британцы обнаруживали приближающиеся бомбардировщики и обеспечивали прикрытие при высадке союзников в Нормандии. Часто говорят, что конец войне положила атомная бомба, но победил в этой войне радар.

Радар привел и к астрономическим открытиям. В 1942 г. Стэнли Хей, работая в составе научно-исследовательской группы по изучению оперативных вопросов сухопутных войск, обратил внимание на сильные помехи в работе радаров береговой обороны Англии. Он понял, что виновник помех не враг, а Солнце. Позже в ходе войны, пытаясь выследить немецкие ракеты «Фау-2», он обнаружил ионизированные следы метеоритов. Но до конца войны нельзя было писать об этих открытиях. Группа также подтвердила существование и мощь таинственного радиоисточника Лебедь А. После войны Хей продолжил работать на военных в Научно-исследовательском центре радиолокации на юге Англии, тогда как другие специалисты, трудившиеся над радаром военного времени, стали первопроходцами в радиоастрономии. Мартин Райл основал Кавендишскую лабораторию Кембриджского университета, а Бернард Ловелл – обсерваторию Джодрелл-Бэнк, экспедиционную станцию Манчестерского университета[111]111
  Райл и Ловелл были физиками, прекрасно понимавшими возможности методов радионаблюдений – открывалось новое окно во Вселенную. Они легко преодолели разрыв между инженерной и научной «культурами», и каждый из них организовал в одном из ведущих университетов исследовательскую группу, превратив радиоастрономию в еще одну ветвь астрономии. Специалист по военным радарам Роберт Дикке создал исследовательскую группу в МТИ, но радиоастрономия удивительно медленно приживалась в Соединенных Штатах, на родине Янского и Ребера.


[Закрыть].

Австралия существенно продвинулась в области радиоастрономии благодаря техническому опыту, приобретенному в годы войны в рядах союзников. Одна из лучших в мире лабораторий радиолокации находилась в Сиднее. После войны она полностью сохранилась, и ее персонал переключился на исследование космического «радиошума». Стоит упомянуть о Руби Пэйн-Скотт, она была одним из лучших физиков в истории Австралии и первой в мире женщиной-радиоастрономом. Она работала на армию в военные годы, а после стала первым ученым, занявшимся изучением солнечных радиовспышек, и разработала математический аппарат для интерферометрии, использующейся в радиомассивах по всему миру. На протяжении всей своей карьеры Руби Пэйн-Скотт сталкивалась с сексизмом и вынуждена была скрывать факт замужества, поскольку в те времена замужним женщинам не позволялось работать госслужащими на полной ставке[112]112
  Вклад Руби Пэйн-Скотт описан в кн.: M. Goss, Making Waves: The Story of Ruby Payne-Scott, Australian Pioneer Radio Astronomer (Berlin: Springer, 2013). Начало истории радиоастрономии превосходно раскрывается в кн.: W.T. Sullivan III, Cosmic Noise: A History of Early Radio Astronomy (Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2009).


[Закрыть].

Европейская астрономия получила мощный импульс развития в конце войны, когда в обсерватории Британии, Нидерландов, Франции, Швеции и Чехословакии вывезли 7,5-метровые антенны немецких радиолокационных станций. Это счастливая история о превращении оружия в инструмент научного познания.

В 1946 г. Стэнли Хей и его коллеги с помощью модифицированной антенны противовоздушного радара доказали, что Лебедь А ежеминутно меняет интенсивность. Поскольку за столь малый промежуток времени свет может пройти строго определенное расстояние, любая временная шкала изменений задает размерную шкалу источника излучения. Быстрые изменения можно заметить только тогда, когда источник очень мал. В данном случае было установлено, что объект действительно невелик – размером со звезду. Мартин Райл предположил, что Лебедь А может быть звездой нового типа, яркой в радиодиапазоне, но невидимой в оптическом, – «радиозвездой». Это всех озадачило[113]113
  Когда Райл и другие ученые продемонстрировали, что в действительности излучение Лебедя А является неизменным, а наблюдаемая переменность вызвана отклонением радиоволн облаками ионизированного газа в верхних слоях земной атмосферы, это привело ученый мир в еще большее недоумение. Но так и не было покончено с гипотезой «радиозвезды», потому что в оптическом диапазоне звезды мерцают, а планеты нет. Это объясняется тем, что звезды являются точечными источниками, а планеты – дискообразными и мерцание планеты для земного наблюдателя размывается. По той же логике, если Лебедь А мерцает, он должен быть точечным или по крайней мере иметь маленький угловой размер.


[Закрыть]. Такие звезды, как Солнце, слабо излучают радиоволны, как же звезда может быть настолько ярким радиоисточником? Как сказал радиоастроном Дж. Г. Дэвис: «Оказалось, есть оптическая вселенная и радиовселенная, совершенно не похожие друг на друга и в то же время сосуществующие. Было очевидно, что их нужно как-то связать воедино»[114]114
  B. Lovell, “John Grant Davies (1924–1988),” Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 30 (1989): 365–69.


[Закрыть].

Но на пути у радиоастрономии встало угловое разрешение: наименьший угол, различаемый каким-либо телескопом. Чем лучше угловое разрешение, тем меньше этот угол. Если расстояние между источниками света меньше углового разрешения телескопа, они сливаются. Угловое разрешение влияет и на глубину видения: если источники накладываются друг на друга, невозможно определить, какой из них ближе, а какой дальше. Представьте себе близорукого человека в комнате, полной людей. Он сможет рассмотреть ближайшие к нему лица, но все остальное безнадежно сольется. Будет сложно даже пересчитать всех присутствующих. Стоит надеть очки, и все оказывается в фокусе.

Для получения более четкого изображения нужны или более короткие волны, или больший телескоп[115]115
  Действительная формула имеет вид θ = 1,22 (λ/D), где θ – угловое разрешение в радианах, λ – длина волны наблюдения, D – диаметр телескопа (в тех же единицах измерения).


[Закрыть]. Угловое разрешение прямо пропорционально длине волны, на которой ведется наблюдение, и обратно пропорционально размеру телескопа. Радиоволны в миллионы раз длиннее световых волн, поэтому радиоастрономия оказывается в невыгодном положении по сравнению с оптической астрономией – где недостатки можно компенсировать, среди прочего постройкой больших телескопов. Диаметр тарелки Гроута Ребера был почти 10 м – больше любого оптического телескопа того времени. Самые четкие изображения имели поперечный размер 15 градусов – это ширина кулака на расстоянии вытянутой руки. На столь обширном небесном участке много оптических объектов, поэтому Ребер не смог установить источник радиоволн. Переходом на более высокие частоты, что означает более короткие волны – 20 см, а не 2 м, можно увеличить резкость в десять раз. Для сравнения: волны видимого света в 2 млн раз короче двухметровых волн, которые наблюдал Ребер. Оптический телескоп того же диаметра, что у Ребера, давал бы в 3 млн раз более четкую картинку[116]116
  При условии, что находился бы вне земной атмосферы. – Прим. науч. ред.


[Закрыть]. Чтобы добиться той же резкости, что и у метрового оптического телескопа, нужен радиотелескоп величиной с Соединенные Штаты!

Эту проблему решило изобретение, сделанное в интерферометрии. В интерферометре приходящие волны от двух (или более) радиотелескопов объединяются с информацией о фазах волн – а именно с точным временем регистрации гребней и ложбин. Тогда угловое разрешение определяется не величиной одного телескопа, а расстоянием между ними: две десятиметровые тарелки, разнесенные на 1 км, имеют угловое разрешение в 100 раз выше, чем каждая из них в отдельности[117]117
  Метод является радиоаналогом интерферометра Майкельсона или опыта Янга с двойной щелью. Представьте источник, расположенный точно в зените двух радиотелескопов. Длина пути волн к каждой тарелке одинакова, поэтому, когда эти волны соединяются, они вызывают увеличение амплитуды. По мере движения источника разница между путями изменяется; когда она составляет половину длины волны, два сигнала при наложении нейтрализуются. Таким образом, при движении источника возникает интерференционный рисунок из сильных и слабых сигналов. Ширина интерференционных полос определяется расстоянием между двумя тарелками, поэтому положение источника можно установить с высокой точностью. Группа радиоастрономов из Австралии предложила оригинальную версию этого метода. Антенну поместили на прибрежную скалу и обратили на восток. Когда радиоисточник восходил, то радиоизлучение поступало на антенну как напрямую под малым углом, так и по чуть более длинному пути, отражаясь от поверхности моря. Антенна и ее «зеркальное отражение» являлись двумя элементами интерферометра.


[Закрыть]. Этот метод также называется апертурным синтезом, поскольку «синтезирует» телескоп с разрешающей способностью существенно большего телескопа. В 1950 г. Грэм Смит из Кавендишской лаборатории Кембриджского университета с помощью использованных не по назначению немецких антенн измерил положение яркого радиоисточника Лебедь А с точностью до угловой минуты, или одной тридцатой доли диаметра Луны, что было невероятным прорывом (илл. 20).

Точно измеренное положение Лебедя А заинтересовало Вальтера Бааде, астронома из Калтеха. Через две недели после получения данных от Смита Бааде оказался в помещении для наблюдателя пятиметрового телескопа на горе Паломар – самого мощного оптического телескопа в мире. Во время войны астроному немецкого происхождения не позволили вступить в действующую армию, поэтому он, как и Карл Сейферт, воспользовался светомаскировкой Лос-Анджелеса, чтобы сделать фотографии ночного неба беспрецедентной глубины. В одном из последних интервью журналист живо описал ученого: «Когда он рассказал, что увидел и открыл в ходе тщательного изучения тысяч фотопластинок, за цифрами, изображениями и астрономическим трепом стал проступать невероятный масштаб космоса, мира галактик и межгалактического пространства. Этот человек в сером костюме с синим галстуком и в коричневых ботинках огромного размера был совершенно поглощен своими исследованиями. Энергично жестикулирующий, беспрерывно курящий, с тщательно расчесанными на пробор редкими седыми волосами, белыми кустистыми бровями и выдающимся ястребиным носом, Бааде относился к тайнам Вселенной как к крупнейшим детективным расследованиям и сам являлся одним из главных сыщиков»[118]118
  Цит. в предисловии редактора к кн.: Quasi-Stellar Sources and Gravitational Collapse: Proceedings of the First Texas Symposium on Relativistic Astrophysics, edited by I. Robinson, A. Schild, and E.L. Schucking (Chicago: University of Chicago Press, 1965).


[Закрыть].

Когда Бааде направил пятиметровый телескоп – называемый «большой глаз» – на Лебедь А, полученные фотопластинки привели его в изумление: «Уже просматривая негативы, я понял, что столкнулся с чем-то необычным. По всей пластинке были разбросаны галактики – больше двухсот, и самая яркая – в центре. С признаками приливных деформаций, гравитационного притяжения между двумя ядрами; я еще не видел ничего подобного. Я мог думать только об этом: я ехал домой ужинать, но решил остановить машину и поразмыслить»[119]119
  Цит. в кн.: J. Pfeiffer, The Changing Universe (London: Victor Gollancz, 1956).


[Закрыть]. Вместе радиоастрономия и оптическая астрономия смогли ответить на важный вопрос: Лебедь А оказался дальней деформированной галактикой. Ее спектральные линии были смещены в красную область на 5,6 %, и это говорило о том, что она удаляется от нас со скоростью 15 600 км/с. В модели расширяющейся Вселенной, где красное смещение является показателем расстояния, это означает, что до нее – 750 млн световых лет. Радиоволны, которые мы сейчас видим, рождались в тот момент, когда обитатели Земли были размером с булавочную головку.

Бааде размышлял об энергии, которая, возможно, выделялась в результате космических «крушений», и предположил, что сверхъяркий Лебедь А состоит из двух столкнувшихся галактик. Рудольф Минковский, коллега Бааде в Калтехе, оспорил его теорию, и Бааде предложил поспорить на $1000. (Физики-теоретики, изучающие черные дыры, очевидно, не единственные азартные ученые.) В те времена это была месячная зарплата. Минковский отказался, и Бааде понизил ставку до бутылки виски, которую Минковский проиграл, получив спектр с эмиссионными линиями очень горячего газа у центра Лебедя А. При столкновении двух галактик содержащийся в них газ нагревается. (Бааде впоследствии жаловался, что Минковский расплатился плоской бутылкой виски вместо полноразмерной, да и ту выпил сам во время следующего визита.) Впрочем, в дальнейшем после точных расчетов некоторые теоретики пришли к выводу, что столкновение галактик не объясняет яркости радиосвечения. Главный вопрос – как вообще Лебедь А может излучать в радиодиапазоне в 19 млн раз больше энергии, чем Млечный Путь, – остался без ответа.