ВЕСТНИК РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК том 74, № 6, с. 488-506 (2004)

Свойства черных дыр, существование которых предсказано общей теорией относительности А. Эйнштейна, столь необычны и экстремальны, что на протяжении многих десятилетий ученые ведут дискуссию на тему: есть ли черные дыры во Вселенной. В последние годы в решении этой важной проблемы наметился прорыв: открыто около 200 массивных и чрезвычайно компактных объектов, очень похожих на черные дыры. Планируются космические и наземные эксперименты, в ходе которых исследователи надеются получить достоверные критерии отбора черных дыр из найденных кандидатов. О методах и новейших результатах поиска черных дыр звездной массы и сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик рассказал на заседании Президиума РАН член-корреспондент РАН А.М. Черепащук. Его научное сообщение положено в основу публикуемой ниже статьи.

ПОИСКИ ЧЕРНЫХ ДЫР

А. М. Черепащук

Черепащук Анатолий Михайлович - член-корр. РАН, директор Гос. астрономического ин-та им. П.К. Штернберга МГУ.

Термин "черная дыра" введен Дж. Уилером в 1968 г. Однако представление о подобных объектах возникло на несколько столетий раньше, после открытия И. Ньютоном в 1687 г. закона всемирного тяготения. В 1783 г. Дж. Митчелл предположил, что в природе должны существовать темные звезды, гравитационное поле которых столь сильно, что свет не может вырваться из них наружу. В 1798 г. такая же идея была высказана П. Лапласом.

Черной дырой называется объект, для которого вторая космическая скорость равна скорости света в вакууме, то есть 300 000 км/с. В соответствии с общей теорией относительности характерный размер черной дыры определяется гравитационным (шварцшильдовским) радиусом:

r_g = 2GM/c²

где М - масса объекта, с - скорость света, G = 6.67х10^-8 дин Ч см² Ч г² - постоянная тяготения. Гравитационный радиус Земли (масса 6х10²⁷ г) равен 9 мм, звезды массой 10 солнечных масс (10M_¤, или 2х10³⁴ г) - 30 км, объекта массой 2х10⁹M_¤ - 40 астрономических единиц (1 а.е. соответствует среднему расстоянию Земли от Солнца и равна 1.5х10¹³ см).

Следует отметить, что в некоторых вариантах теории гравитации отвергается существование черных дыр. Это делает проблему их поиска особенно интригующей.

ЧТО И КАК ИСКАТЬ

Границей черных дыр является горизонт событий, на котором с точки зрения далекого наблюдателя ход времени останавливается, поэтому все события, происходящие под горизонтом событий, ему недоступны. Радиус горизонта событий равен гравитационному в случае невращающейся, шварцшильдовской, черной дыры. У вращающейся черной дыры радиус горизонта событий меньше гравитационного, то есть горизонт событий находится внутри эргосферы черной дыры, где существует вихревое гравитационное поле (подробнее см. [1]).

Горизонт событий черной дыры - это не какая-то твердая наблюдаемая поверхность. Он может быть устранен выбором подходящей системы отсчета. Например, для наблюдателя, свободно падающего на черную дыру, горизонт событий отсутствует, и такой наблюдатель способен проникнуть внутрь нее, увидеть центральную сингулярность, в которой сжата исходная материя, однако передать наружу какую-либо информацию ему не удастся.

У "современных" черных дыр (возраст от миллионов до миллиардов лет) горизонт событий еще не успел окончательно сформироваться из-за релятивистского замедления хода времени вблизи его окрестностей. Эти компактные массивные объекты формально имеют поверхности, чрезвычайно близкие к горизонту событий. Все процессы на них бесконечно растянуты во времени и потому ненаблюдаемы. Для "современных" черных дыр часто используют термин "коллапсирующие", или "застывшие", объекты.

Впервые на возможность наблюдений черных дыр было указано в работах Я.Б. Зельдовича [2] и Е.Е. Салпетера [3], которые в 1964 г. предсказали мощное энерговыделение при несферической аккреции (выпадении) вещества на такой объект. Создание теории дисковой аккреции вещества на нейтронные звезды * и черные дыры [4-6] позволило понять природу компактных рентгеновских источников, открытых со спутника UHURU [7], - аккрецирующие нейтронные звезды и черные дыры в двойных звездных системах (рис. 1).

* Заключительная фаза эволюции звезды, имеющей массу ядра меньше 3M_¤.

Оптические исследования рентгеновских двойных систем [8-10] стимулировали развитие надежных методов определения масс нейтронных звезд и черных дыр [11]. Трехмерные газодинамические модели течения газа в двойных системах прояснили механизмы формирования аккреционных дисков [12]. Предложены модели адвекционных дисков вокруг черных дыр, объясняющие аномально низкую светимость аккрецирующих черных дыр в ядрах нормальных галактик и маломассивных рентгеновских двойных системах [13, 14].

Рис. 1. Математическая модель рентгеновской двойной системы, построенная на основе трехмерных газодинамических расчетов [12]

Оптическая звезда приливно деформирована, имеет грушевидную форму и заполняет (или почти заполняет) свою критическую область Роша - область, в которой гравитационное притяжение оптической звезды преобладает. Из оптической звезды истекает газовая струя, которая формирует вокруг черной дыры эллиптический аккреционный диск. В его внутренних частях вблизи черной дыры зарождается мощное рентгеновское излучение

Теория допускает существование черных дыр звездной массы (3-50)M_¤, образующихся на поздних стадиях эволюции массивных звезд (масса ядра более 3M_¤, сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик (10⁶-10⁹)M_¤ и первичных черных дыр, формировавшихся на ранних стадиях Вселенной. До нашей эпохи должны были дожить лишь первичные черные дыры массой более 10¹⁵ г (масса средней горы на Земле) из-за действия механизма квантового испарения черных дыр, предложенного С. Хоукингом. (Проблемы их поиска касаться не буду ввиду скудости имеющихся наблюдательных данных и неоднозначности интерпретации последних. Скажу лишь, что искать первичные черные дыры следует среди одиночных компактных объектов звездной массы.) Дискутируется также вопрос о существовании черных дыр промежуточных масс (10²-10⁴)M_¤. Однако реальные успехи достигнуты в поисках черных дыр звездной массы - около 20 кандидатов и сверхмассивных - около 200 кандидатов. Первыми кандидатами в сверхмассивные черные дыры признаны квазары и ядра активных галактик [3, 15, 16], но более убедительные свидетельства наличия сверхмассивных компактных объектов получены в последние годы при исследовании относительно "спокойных" ядер галактик (см., например, [17]).

Астрономические наблюдения черных дыр возможны благодаря наличию "ореолов" из рентгеновского излучения, возникающих при несферической аккреции вещества. Поскольку земная атмосфера непрозрачна для рентгеновских лучей, первый рентгеновский источник, расположенный за пределами Солнечной системы, - Sco Х-1 - был открыт в 1962 г. с борта американской ракеты "Аэроби". Экспериментом руководил Р. Джиакони, который в 2002 г. был удостоен Нобелевской премии.

При астрономических наблюдениях прежде всего определяется масса черных дыр из анализа движения "пробных тел" (звезды, газовые облака, газовые диски) в их гравитационном поле. При этом используется закон тяготения Ньютона, так как гравитационное поле черных дыр на больших расстояниях близко к ньютоновскому. Затем оценивается их радиус по быстрой переменности рентгеновского излучения, профилям рентгеновских линий в спектре и т.п. Наиболее трудная задача - поиск наблюдательных свидетельств наличия горизонта событий для кандидатов в черные дыры. Между тем только после достоверного обнаружения у них горизонтов событий и эргосфер (в случае вращающихся черных дыр) можно говорить об окончательном открытии черной дыры.

Главными наблюдательными критериями ак-крецирующей черной дыры звездной массы служат большая масса, мощное рентгеновское излучение при отсутствии феноменов рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера первого типа, характерных для аккрецирующих нейтронных звезд, имеющих наблюдаемую поверхность и быстрое вращение. При наличии сильного магнитного поля (~10¹² Гс) вещество из внутренних частей аккреционного диска направляется магнитным полем на полюса нейтронной звезды, сталкивается с ее поверхностью и разогревается до температуры в десятки и сотни миллионов градусов, образуя на поверхности звезды горячие пятна. Поскольку ось ее вращения не совпадает с осью магнитного диполя, горячие рентгеновские пятна на поверхности то видны наблюдателю, то экранируются телом нейтронной звезды (эффект маяка). Это приводит к явлению рентгеновского пульсара: строго периодической переменности рентгеновского излучения с периодом от долей секунды до минут (рис. 2).
 

Рис. 2. Падение вещества на нейтронную звезду и черную дыру во внутренних частях аккреционного диска а - модель рентгеновской двойной системы (вид сверху); б - схематическое изображение быстровращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем, излучающей в режиме рентгеновского пульсара;  в - рентгеновское излучение пульсара Her Х-1, демонстрирующего на протяжении 30 лет постоянство периода (1.27 с) и фазы пульсаций рентгеновского излучения; г - схема внутренней части аккреци-рующего диска у черной дыры, отсутствие у последней наблюдаемой поверхности приводит к нерегулярной переменности рентгеновского излучения на временах 10-3-10-4 с

Если магнитное поле нейтронной звезды относительно невелико (менее 10⁸ Гс), вещество из внутренних частей аккреционного диска растекается по ее поверхности, накапливается, и затем происходит ядерный взрыв накопленного вещества. Возникает эффект рентгеновского барстера первого типа: короткие (длительностью в секунды) и мощные вспышки рентгеновского излучения. Таким образом, феномены рентгеновского пульсара и рентгеновского барстера первого типа - это явные признаки наблюдаемой поверхности у аккрецирующего релятивистского объекта.

Еще один признак наблюдаемой поверхности у релятивистского объекта - феномен радиопульсара, когда быстровращающаяся нейтронная звезда с сильным магнитным полем находится в режиме эжекции - выброса релятивистских заряженных частиц. В этом случае регистрируются короткие (длительностью от миллисекунд до секунд) и строго периодические импульсы радиоизлучения.

И все же отсутствие феноменов рентгеновского пульсара, радиопульсара или рентгеновского барстера первого типа лишь необходимое, но не достаточное условие для достоверной идентификации компактного объекта с реальной черной дырой. Пока нет достаточных наблюдательных критериев отбора черных дыр. Но поскольку число кандидатов в черные дыры велико, астрономы (с некоторой натяжкой) называют их просто черными дырами.

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ ЗВЕЗДНОЙ МАССЫ

Черные дыры встречаются в рентгеновских двойных системах двух типов: квазистационарных со спутниками - массивными горячими звездами спектральных классов О-В и транзиентных (вспыхивающих) со спутниками - маломассивными холодными звездами спектральных классов А-М. Транзиентные рентгеновские двойные на-

зывают еще рентгеновскими новыми. Большинство черных дыр обнаружено именно в составе рентгеновских новых. Типичный такой объект может несколько лет находиться в спокойном состоянии, а затем за несколько суток увеличить свою светимость с (10³⁰-10³³) до (10³⁷-10³⁹) эрг/с. В исходное состояние рентгеновская новая возвращается, как правило, в течение нескольких месяцев.

Приведем пример оптического излучения рентгеновской новой - двойной системы с черной дырой Nova 0phl997 в спокойном состоянии (рис. За [18]). В нем видны многочисленные линии поглощения металлов, принадлежащие звезде спектрального класса К, и двугорбая линия излучения водорода H_a, которая образуется в аккреционном диске, вращающемся вокруг черной дыры. По доплеровским смещениям линий поглощения строится кривая лучевых скоростей - проекций орбитальной скорости звезды на луч зрения (рис. 3б). Полуамплитуда кривой лучевых скоростей оптической звезды составляет ~400 км/с при точности измерения в 1-3 км/с, то есть надежность кривой лучевых скоростей очень высокая. Нужно только учесть при интерпретации этой кривой, что оптическая звезда не материальная точка, а имеет значительные размеры, грушевидную форму и сложное распределение температуры на поверхности. Уже создан математический аппарат, позволяющий учитывать подобные эффекты [19].

Благодаря запуску на орбиту вокруг Земли специализированных рентгеновских обсерваторий известно уже около тысячи рентгеновских двойных систем в нашей и ближайших галактиках. Весомый вклад в их открытие внесли советские и российские рентгеновские обсерватории МИР-КВАНТ и ГРАНАТ [20, 21]. В октябре 2002 г. российской ракетой-носителем "Протон" была запущена международная рентгеновская и гамма-обсерватория ИНТЕГРАЛ, на которой в настоящее время успешно проводятся, в том числе и российскими учеными, наблюдения черных дыр в жестком рентгеновском диапазоне, наиболее благоприятном для их поиска [22].

Рис. 4. Оптическая кривая блеска рентгеновской двойной системы Cyg Х-1,
впервые полученная В.М. Лютым, Р.А. Сюняевым и А.М. Черепащуком

Форма кривой блеска обусловлена грушевидной фигурой оптической звезды и ее орбитальным обращением

Оптические исследования рентгеновских двойных систем и измерения масс черных дыр проводились американскими, канадскими и английскими учеными, а также советскими и российскими исследователями. На рисунке 4 приведена оптическая кривая блеска рентгеновской двойной системы Cyg Х-1 - кандидата № 1 в черные дыры. По амплитуде оптической переменности, обусловленной эффектом эллипсоидальности оптической звезды, удалось оценить угол наклона i плоскости орбиты системы к картинной плоскости и дать одну из первых оценок массы черной дыры в системе Cyg Х-1. Масса черной дыры вычисляется по формуле

M_ч.д. = f_опт.(M)(1 + q^-1)²sin^-3i,

где q =  M_ч.д. / M_опт   - отношение масс черной дыры и оптической звезды, f_опт.(M) - функция масс оптической звезды, определяемая по ее кривой лучевых скоростей. Параметры q, i оцениваются из анализа оптической кривой блеска и наблюдений вращательного доплеровского уширения линий в спектре оптической звезды, по информации о расстоянии до системы и длительности рентгеновского затмения. В таблице 1 содержатся данные о 18 рентгеновских двойных системах, в которых измерены массы черных дыр, составляющие от 4 до 16M_¤.

Спутники рентгеновских пульсаров, рентгеновских барстеров первого типа, а также черных дыр в двойных системах - оптические звезды спектральных классов 0-М. Спутники радиопульсаров - неактивные нейтронные звезды, белые карлики *, а также массивные звезды спектрального класса ~В (не будем рассматривать здесь радиопульсары со спутниками - планетами).

* Заключительная стадия эволюции звезды с массой ядра 1.2-1.4 M_¤.

Массы радиопульсаров с высокой точностью определяются по релятивистским эффектам в их орбитальном движении. Не обнаружена зависимость масс релятивистских объектов от масс спутников: нейтронные звезды и черные дыры встречаются в двойных системах со спутниками как большой, так и малой массы (рис. 5). Орбитальные периоды рентгеновских двойных систем с черными дырами лежат в широких пределах - от 0.17 суток до 33.5 суток (см. табл. 1). Примерно в 50% случаев измеренная функция масс оптической звезды превышает ЗM_¤ - абсолютный верхний предел для массы нейтронной звезды, предсказываемый общей теорией относительности, следовательно, можно сразу отнести эти объекты к кандидатам в черные дыры.

Рис. 5. Зависимость масс нейтронных звезд и черных дыр (М_c ) от масс спутников (M_n)

Темные кружки соответствуют радиопульсарам, светлые - рентгеновским пульсарам, крестик - рентгеновскому барстеру первого типа; темные квадраты соответствуют черным дырам в рентгеновских новых, светлые треугольники - черным дырам в квазистационарных рентгеновских двойных системах с оптическими спутниками - массивными горячими звездами

По мере накопления сведений о массах релятивистских объектов (19 нейтронных звезд и 18 черных дыр) выкристаллизовывается замечательный результат: нейтронные звезды и черные дыры различаются не только массой, но и наблюдательными проявлениями в полном согласии с общей теорией относительности. Во всех случаях, когда надежно измерена масса радиопульсара, рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера первого типа, то есть объектов, демонстрирующих явные признаки наблюдаемой поверхности, масса такого объекта не превышает ЗM_¤. В то же время ни один из 18 изученных массивных (более ЗM_¤) рентгеновских источников в двойных системах (кандидатов в черные дыры) не является ни радиопульсаром, ни рентгеновским пульсаром, ни рентгеновским барстером первого типа. Таким образом, в полном согласии с предсказанием общей теории относительности кандидаты в черные дыры не показывают признаков наблюдаемых поверхностей. Большое число релятивистских объектов с измеренными массами (37) делает эти выводы весьма значимыми.

В двойных системах с черными дырами - GRS1915+105, SAX J1819.3-2525, GRO J1655-40 и 1Е1740.7-2942 - во время рентгеновских вспышек обнаружены релятивистские коллимированные выбросы: джеты со скоростями около 0.92 скорости света и видимыми сверхсветовыми движениями облаков плазмы (видимые сверхсветовые движения в картинной плоскости связаны с эффектами специальной теории относительности). Рентгеновские двойные системы с коллимированными релятивистскими джетами принято называть микроквазарами, поскольку они в миниатюре воспроизводят физические процессы в квазарах - очень активных ядрах галактик, где также наблюдаются релятивистские коллимированные джеты, длина которых может превышать размеры родительской галактики. К настоящему времени в нашей Галактике насчитывается полтора десятка микроквазаров, изучение которых проливает свет на природу активности галактических ядер.

Интересные данные получены в последние годы о вращении черных дыр звездной массы. Если черная дыра вращается в том же направлении, что и аккреционный диск, то он подходит к ней значительно ближе, чем в случае невращающейся черной дыры. Дело в том, что радиус последней устойчивой орбиты для вращающейся черной дыры меньше, чем для невращающейся (у нее радиус последней устойчивой орбиты равен 3r_g). Учитывая мощное энерговыделение при аккреции, светимость и температура тепловой компоненты рентгеновского излучения у вращающихся аккрецирующих черных дыр должны быть больше, чем у невращающихся. Это и наблюдается у  двух транзиентных рентгеновских двойных систем - микроквазаров GRS1915+105 и GRO J 1655-40, которые, по всей вероятности, содержат быстровращающиеся черные дыры.

Ограничения на радиусы черных дыр звездной массы следуют из анализа быстрой переменности рентгеновского излучения. Например, в системе Cyg Х-1 наблюдается быстрая нерегулярная переменность интенсивности рентгеновского излучения на временах (Dt) вплоть до 10^-3 с. Можно заключить, что характерные размеры области вблизи черной дыры, излучающей в рентгеновском диапазоне, не превышают величины

r = сDt = 300 км = 10r_g.

Рентгеновская переменность двойных систем с черными дырами показывает широкий спектр квазипериодических (но не строго периодических) осцилляций [23]. Если квазипериодические осцилляции с характерными частотами от 41 до 450 Гц связаны с орбитальным движением отдельных уплотнений плазмы вблизи черной дыры, то ее радиус не превышает нескольких гравитационных радиусов. Высокочастотные осцилляции могут быть также вызваны сейсмическими колебаниями внутренних частей аккреционного диска или релятивистским увлечением инерци-альной системы координат около быстровращающихся черных дыр.

Число известных черных дыр с измеренными массами достигло уже такого значения, когда можно проводить статистическое сравнение их свойств со свойствами других объектов, то есть выполнять демографические исследования черных дыр. Рассмотрим распределение масс нейтронных звезд и черных дыр, а также их производителей - углеродно-кислородных ядер массивных звезд - звезд Вольфа-Райе в конце эволюции (рис. 6).

Рис. 6. Наблюдаемое распределение масс релятивистских объектов (М_c) и углеродно-кислородных ядер (М^f_CO) на конечной стадии эволюции звезд Вольфа-Райе

а - нейтронные звезды сосредоточены в узком интервале масс - (1-2)M_¤, черные дыры - в интервале от 4 до 16 M_¤, одиночные черные дыры, масса которых определялась по эффектам гравитационного микролинзирования, отмечены светлыми квадратами;

б, в - распределение масс углеродно-кислородных ядер звезд Вольфа-Райе непрерывно для двух моделей истечения вещества из звезд в виде звездного ветра

Если распределение масс углеродно-кислородных ядер в диапазоне значений (1-12)M_¤ непрерывно, то распределение масс нейтронных звезд и черных дыр, которые образуются в результате коллапса этих ядер, имеет два максимума и провал в интервале масс (2-4)M_¤. По какой-то причине в двойных системах не рождаются нейтронные звезды, имеющие массу более 2M_¤, и черные дыры массой менее 4M_¤. Есть основания предполагать, что наличие "зоны избегания" для релятивистских объектов не связано с эффектами наблюдательной селекции [19].

СВЕРХМАССИВНЫЕ ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ В ЯДРАХ ГАЛАКТИК

Большинство галактик имеет в центральных частях компактные сгущения звезд и газа, которые принято называть ядрами. Они обычно хорошо видны в спиральных (тип S) и эллиптических (Е) галактиках, но трудно различимы в неправильных (тип 1r). Выделяется сравнительно немногочисленная (примерно 1% общего числа) группа галактик с активными ядрами, в которых происходят мощные нестационарные процессы. Оптическое изучение таких ядер демонстрирует переменность на временах от нескольких суток до многих лет, в их спектрах наблюдаются сильные, часто широкие линии излучения водорода, гелия и других элементов. Современная модель ядра галактики -это сверхмассивная черная дыра, на которую идет аккреция звездного вещества и газа [13].

Методы определения масс черных дыр в ядрах галактик основаны на гипотезе о том, что движение газа или звезд вблизи ядра контролируется гравитационным полем центрального объекта [24]. Как уже отмечалось, используется закон тяготения Ньютона. В этом случае между скоростями звезд или газовых облаков и их расстоянием r до центра галактики должно существовать соотношение n² ~ r². Тогда  M_ч.д. = hn²r/G, где h = 1-3 в зависимости от принятой кинематической модели движения тел вокруг центра галактики (для круговых движений h = 1).

Современные наблюдательные средства - космический телескоп Хаббла, крупнейшие наземные телескопы с системами компенсации атмосферных искажений, межконтинентальные радиоинтерферометры - предоставляют возможность увидеть движущийся газ вблизи ядер многих галактик, а в ядре нашей Галактики и отдельные звезды. Поэтому масса черной дыры однозначно оценивается по приведенной выше формуле. Если не удается исследовать вращение газопылевого диска вокруг ядра галактики, применяют метод, основанный на статистическом изучении движений звезд в центральных частях галактики, которые обусловлены гравитационным воздействием черной дыры.

В активных ядрах галактик, где наблюдаются мощные и широкие линии излучения, массу черной дыры можно вычислить по той же формуле. Скорости газовых облаков вблизи ядра, формирующих широкую компоненту профиля линии излучения, оцениваются по ее доплеровской полуширине. Расстояние газовых облаков от ядра (r) может быть определено двумя способами: по фотоионизационной модели ядра [24, 25] или времени запаздывания Dt быстрой переменности широкой компоненты линии излучения относительно переменности непрерывного спектра r » Dt, так называемый метод эхо-картирования [26]. Время запаздывания переменности линии относительно непрерывного спектра соответствует времени пролета ионизующей радиации от центра галактики до газовых облаков, излучающих в линии. Таким образом получают независимую оценку расстояния газовых облаков от ядра и надежную оценку массы ядра активной галактики. С помощью метода эхо-картирования измерены массы уже нескольких десятков черных дыр в ядрах активных галактик [19].

В "нормальных" галактиках, у которых оптические проявления ядра невелики по сравнению со звездной компонентой, можно непосредственно наблюдать вблизи ядра движущиеся звезды и газ. Это дает возможность получить наиболее точные оценки масс сверхмассивных черных дыр, а также определить отношение массы ядра к светимости и сравнить его с соответствующей величиной для внешних частей галактики. Космический телескоп Хаббла (угловое разрешение несколько сотых секунды дуги) обнаружил газопылевые диски, радиус которых десятки и сотни парсек^, вокруг ядер многих галактик, вращающиеся по кеп-леровскому закону [27].

Первой галактикой, околоядерный газопылевой диск которой использовался для определения массы центральной черной дыры, стала М87 с ярким и протяженным джетом [28]. Масса центральной черной дыры равна (3.2 ± 0.9)х10⁹M_¤, отношение массы к светимости более 110. Если бы центральная масса была обусловлена не черной дырой, а плотным скоплением обычных звезд, то ядро галактики светилось бы в десятки раз ярче. Оцененная средняя плотность темного вещества в ядре М87 составляет ~10⁷ M_¤/пк³ *.

* 1 парсек (пк) равен 3.084 х10¹⁸ см, или 3.259 светового года.

(плотность звезд во внешних частях галактики около 0.5 M_¤/пк³, в наиболее плотных звездных скоплениях около 10⁵ M_¤/пк³). Все эти данные позволяют с большими основаниями предполагать, что в ядре галактики М87 находится сверхмассивная черная дыра, масса которой 3 млрд. солнечных. Аккреция вещества на этот компактный объект ответственна за многочисленные виды активности М87, в том числе за формирование релятивистского джета. К настоящему времени число определений масс сверхмассивных черных дыр, базирующихся на исследовании кинематики газа и звезд вблизи ядра галактики, достигло уже многих десятков. Некоторые сведения о массах черных дыр в ядрах галактик содержатся в таблице 2.

Выдающиеся результаты получены в последние годы при изучении методом межконтинентальной радиоинтерферометрии компактных мазерных источников в околоядерных молекулярных дисках [29]. В ядре галактики NGC 4258 выявлено 17 компактных мазерных источников, излучающих чрезвычайно узкие линии водяного пара. Источники расположены в дискообразной оболочке радиусом около 10¹⁷ см, видимой почти с ребра. Распределение скоростей мазерных источников кеплеровское. Масса центральной черной дыры в NGC 4258 равна 3.9х10⁷ M_¤. К настоящему времени методом межконтинентальной радиоинтерферометрии измерены массы около десятка черных дыр в ядрах галактик.

В 90-х годах прошлого века начали изучать, как перемещаются отдельные звезды в картинной плоскости вблизи центра нашей Галактики -в окрестностях источника Sgr А* [30]. Наблюдения ведутся в инфракрасном диапазоне с использованием специальных систем компенсации атмосферных искажений изображения (в оптическом диапазоне центр Галактики скрыт от земного наблюдателя толстым слоем газа и пыли). Оказалось, что звезды вблизи центра Галактики заметно перемещаются, причем скорости их движения увеличиваются по мере приближения к центру.

Недавно Р. Шедель с коллегами [31] построил орбиту одной из ближайших к центру Галактики звезд - SO-2 (рис. 7). Ее орбитальный период составляет 15.2 года, эксцентриситет орбиты - 0.87, большая полуось орбиты - 4.62х10^-3 пк (~20000 r_g). Масса черной дыры в ядре Галактики, измеренная по третьему закону Кеплера, равна (3.7 ± 1)х10⁶ M_¤  Плотность темного гравитирующего вещества в изученной области достигает ~10¹⁷ M_¤/пк³. Характерное динамическое время распада предполагаемого скопления отдельных темных тел в галактическом ядре (из-за коллективных взаимодействий) - около 100 тыс. лет, в то время как возраст Галактики 10 млрд. лет. Это сильный аргумент в пользу того, что массивный компактный объект в центре Галактики - единое темное тело, а не скопление отдельных объектов малой массы.

Наконец, определены орбиты восьми звезд вблизи центра Галактики - SO-16, SO-19, SO-20, SO-I, SO-2, SO-3, SO-4, SO-5 [32]. Масса черной дыры в ядре Галактики оценивается в (4 ± 0.3)х10⁶ M_¤, ее положение в пределах ±10^-3 секунды дуги совпадает с динамическим центром Галактики, собственное движение черной дыры - около (0.8 ± 0.7)х10^-3 секунды дуги в год, то есть в пределах ошибок наблюдений равно нулю. Эти результаты сильно подкрепляют идею А.В. Гуревича о формировании сверхмассивных черных дыр

в ядрах галактик в результате "сваливания" барионного вещества галактики в потенциальную яму, образованную в центре галактического гало, которое состоит из скрытой материи [33]. Наименьшее расстояние черной дыры в периастре орбиты звезды SO-16 составляет 90 а.е., или 1700 r^g.

Co спутника CHANDRA получено рентгеновское изображение центра нашей Галактики с разрешением 0.5 секунды дуги. Оказалось, что рентгеновская светимость меняется в течение года от 2х10³³ до 10³⁵ эрг/с, при этом наблюдается быстрая (на временах менее 10 минут) переменность ядра Галактики [34]. В этом случае радиус области, излучающей в рентгеновском диапазоне, составляет 20 r_g. Недавно А. Гез с коллегами на 10-метровом телескопе Кека обнаружил, что инфракрасное излучение от центра Галактики меняется в два раза в течение 40 минут [35]. Тогда размеры области, излучающей в инфракрасном диапазоне, не превышают 80 r_g. Инфракрасная светимость центра Галактики в диапазоне 3.8 мкм составляет ~10³⁴ эрг/с. Переменный инфракрасный источник в пределах 6х10^-3 секунды дуги совпадает с центром Галактики и практически неподвижен (его скорость менее 300 км/с). В то же время звезды вблизи центра Галактики имеют постоянный блеск и двигаются вокруг центра со скоростями в тысячи киломеров в секунду! Таким образом, наблюдения показывают, что в центре нашей Галактики находится компактный объект массой 4х10⁶ M_¤ и радиусом менее 20 r_g. По всем характеристикам это сверхмассивная черная дыра.

Прямые измерения ее радиуса, а также радиусов черных дыр в центрах ближайших галактик, например галактики Андромеды, станут возможны после запуска космических интерферометров: рентгеновского интерферометра с разрешением 10^-7 секунды дуги [36] и интерферометра "Радио-астрон" с разрешением 10^-6 секунды дуги. Угловые размеры сверхмассивных черных дыр в центре нашей Галактики и галактики Андромеды составляют 7х10^-6 и 3х10^-6 секунды дуги соответственно. Поэтому с запуском космических интерферометров можно будет не только измерить их радиусы, но и наблюдать физические процессы, связанные с движением плазмы вблизи горизонта событий черных дыр.

С помощью современных методов межконтинентальной радиоинтерферометрии в миллиметровом диапазоне удалось изучить процесс формирования джета во внутренних частях ядра галактики М87 и получить прямое ограничение на радиус сверхмассивной черной дыры - менее (30-100) r_g [37]. Сильные ограничения на радиус черных дыр дают наблюдения профиля эмиссионной рентгеновской линии железа К_a (энергия ~6.4 кэВ) в спектрах ядер активных галактик. Такие наблюдения проводятся с борта рентгеновских обсерваторий ASCA, CHANDRA, ХММ. Релятивистские эффекты вблизи горизонта событий центральной черной дыры обусловливают красное смещение линии, специфическую асимметрию ее профиля и огромную ширину (до ~100000 км/с). Как следует из анализа широкой компоненты профиля рентгеновской линии железа в ядре галактики MCG 6-30-15, внутренний край аккреционного диска расположен на расстоянии менее 3r_g от центральной сверхмассивной черной дыры, то есть получены указания, что она вращается [38].

Число сверхмассивных черных дыр с измеренными массами в настоящее время приближается к 200, у многих из них оценены радиусы, поэтому сейчас активно развиваются демографические исследования. В ходе таких исследований обнаружена корреляция между массой сверхмассивной черной дыры в ядре галактики и массой балджа галактики - сферического сгущения старых маломассивных звезд вблизи ядра с большой дисперсией скоростей: M_ч.д = 0.0012 M ^0,95±0,05   _балдж [39]. Масса сверхмассивной черной дыры коррелирует и с дисперсией скоростей звезд (s), населяющих балдж: M_ч.д  =  s⁴ [40]. Установлена зависимость массы сверхмассивной черной дыры от линейной скорости вращения галактики в области ее постоянного значения. Поскольку эта скорость на больших расстояниях от центра галактики обусловлена главным образом влиянием гравитационного притяжения галактического гало, состоящего из скрытой материи, был сделан вывод о том, что масса центральной сверхмассивной черной дыры коррелирует с массой галактического гало: M_ч.д =  M ^1,2_гало [41]. Это важное свидетельство в пользу модели формирования сверхмассивных черных дыр, предложенной А.В. Гуревичем [33].

* * *

В настоящее время решение проблемы поиска черных дыр поставлено на прочный наблюдательный базис, и число обнаруженных компактных объектов постоянно растет. Особо подчеркнем: из наблюдений следует, что все необходимые условия, накладываемые общей теорией относительности Эйнштейна на проявления черных дыр, выполняются. Это сильно укрепляет нашу уверенность в реальном существовании таких объектов во Вселенной.

Главная задача, которую предстоит решить в ближайшее десятилетие, - поиск достаточных критериев того, что найденные кандидаты являются реальными черными дырами. Перечислим возможные эксперименты, которые, надеюсь, позволят решить эту задачу.

• Прямые наблюдения движения вещества вблизи горизонтов событий сверхмассивных черных дыр в ядрах нашей и ближайших галактик с помощью космических рентгеновских и радиоинтерферометров с угловым разрешением ~10^-6-10^-7 секунды дуги.

• Поиск и исследование гравитационно-волновых всплесков от слияния черных дыр в двойных системах на лазерных гравитационно-волновых интерферометрических антеннах (LIGO, VIRGO, LISA и др.).

• Обнаружение и изучение движения радиопульсаров в двойных системах с черными дырами (ожидается один пульсар в паре с черной дырой примерно на 1000 пульсаров, сейчас известно уже около 1500 пульсаров).

• Детальные исследования спектров, интенсивности, поляризации и переменности рентгеновского и гамма-излучения от аккрецирующих черных дыр с борта орбитальных обсерваторий нового поколения.

• Наблюдения и интерпретация эффектов гравитационного микролинзирования галактических ядер звездами более близких галактик - гравитационных линз.

И конечно, нужно продолжить рутинное накопление сведений о массах черных дыр и нейтронных звезд, статистическое сравнение различий в наблюдательных проявлениях аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд.

Работа поддержана Российским фондом фундаментальных исследований (грант 02-02-17524).

ЛИТЕРАТУРА

1. Новиков И.Д., Фролов В.П. Черные дыры во Вселенной // УФН. 2001. Т. 171. С. 307.

2. Зельдович Я.Б. Судьба звезды и выделение гравитационной энергии // Доклады АН СССР. 1964. Т. 155. С. 67.

3. Salpeter E.E. Accretion of Interstellar Matter by Massive Objects // Astrophys. J. 1964. V. 140. P. 796.

4. Shakura N.I., Sunaev R.A. Black holes in systems. Observational appearance // Astron. and Astrophys. 1973. V. 24. P. 337.

5. Pringle J.E., Rees M.J. Accretion Disc Models for Compact X-Ray Sources // Astron. and Astrophys. 1972. V. 21. P. 1.

6. Novikov I.D., Thorne K.S. Astrophysics of black holes // Black Holes / Eds. C. De Witt, B.S. De Witt. N.Y.: Gordon and Breach, 1973.

7. Forman W,C., Jones C., Cominsky L. et al. The fourth UHURU catalog of X-ray sources // Astrophys. J. Suppl. 1978. V. 38. P. 357.

8. Cherepashchuk AM., Efremov Yu.N., Kurochkin N.E. et al. On the Nature of the Optical Variations of HZ HER = HER XI // Inform. Bull. Var. Stars. 1972. № 720.

9. Bahcall J.N., Bahcall N.A. The Period and Light Curve of HZ Herculis // Astrophys. J. 1972. V. 178. P. LI.

10. Лютый B.M., Сюняев Р.А., Черепащук А.М. Природа оптической переменности HZ Herculis (Her X-l) и BD+34°3815 (Cyg X-l) // Астрон. журнал. 1973. Т. 50. С. 3.

11. Гончарский А.В., Романов С.Ю., Черепащук А.М. Конечно-параметрические обратные задачи астрофизики. М.: Изд-во МГУ, 1991. С. 61.

12. Бисикало Д.В., Боярчук А.А., Кузнецов О.А., Чечеткин В.М. Трехмерное моделирование течения вещества в полуразделенных двойных системах // Астрон. журнал. 1997. Т. 74. С. 880.

13. Rees M.J. The compact source at the galactoc center // The Galactic Center. AIP Conf. Proc. V. 83 / Eds. G.R. Riegler, R.D. Blanford. N.Y.: American Institute of Physics, 1982.

14. Narayan R., McClintock J.E., Yi I. A New Model for Black Hole Soft X-Ray Transients in Quiescence // Astrophys. J. 1996. V. 457. P. 821.

15. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д. Оценка массы сверхзвезды // Доклады АН СССР. 1964. Т. 158. С. 811-814.

16. Lynden-Bell D. Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars // Nature. 1969. V. 223. P. 690.

17. Black Holes in Binaries and Galactic Nuclei: Diagnostic, Demography and Formation. Proc. of ESO Workshop, Garching, Germany, 6-8 Sept. 1999 // Honour of Riccardo Giacconi (ESO Astrophys. Symposia). Berlin: Springer, 2001.

18. Filippenko A.V., Matheson Т., Leonard D.C. et al. A Black Hole in the X-Ray Nova Ophiuchi 1997 // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1997. V. 109. P. 461.

19. Черепащук А.М. Поиски черных дыр // УФН. 2003. Т. 173. № 4.

20. Сюняев Р.А., Лапшов И. Ю.,,Гребенев,С.А. и др. The detection of the hard component in the radiation spectrum of the X-ray nova in Vulpecula - Preliminary results from the KVANT module // Письма в Астрон. журнал. 1988. Т. 14. С. 771.

21. Sunyaev R.A„ Churazov E., Gilfanov M. et al. Two hard X-ray sources in 100 square degress around the Galactic Center // Astron and Astrophys. 1991. V. 247. P. L29.

22. Cherepashchuk A.M., Sunyaev R.A., Seifina E.V. et al. INTEGRAL observations of SS433, a supercritically accreting microquasar with hard spectrum // Astron. and Astrophys. 2003. V. 411. P. 1441.

23. McClintock J.E., Remillard R.F. Black Hole Binaries // Compact Stellar X-ray Sources / Eds. W.H.G. Lewin and M. van der Klis (astro-ph/0306213).

24. Дибай Э.А. Параметры нестационарных ядер галактик в функции критической светимости // Астрон. журнал. 1984. Т. 61. С. 209-217.

25. Шкловский И.С. Квазизвездные объекты и сей-фертовские галактики // Астрон. журнал. 1965. Т. 42. С. 893.

26. Cherepashchuk А.М., Lyutyi V.M. Rapid Variations of Hoc Intensity in the Nuclei of Seyfert Galaxies NGC
4151, 3516, 1068 // Astrophys. Letters. 1973. V. 13. P. 165.

27. Macchetto F.D. Supermassive Black Holes and Galaxy Morphology // Astrophys. and Space Sci. 1999. V. 269, 270. P. 269.

28. Ford Н .С., Harms R.J., Tsvetanov Z.I. et al. Narrowband HST images of M87: Evidence for a disc of ionized gas around a massive black hole // Astrophys. J. 1994. V. 435. P. L27.

29. Moran J.M., Greenhill L.J., Hermstein J.R. Observational Evidence for Massive Black Holes in the Centers of Active Galaxies // J. Astrophysics and Astronomy. 1999. V. 20. P. 165.

30. Eckart A., Genzel R. Observations of stellar proper motions near the Galactic Centre // Nature. 1996. V. 383. P. 415.

31. Schoedel R., Ott Т., Genzel R. et al. A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way // Nature. 2002. V. 419. P. 694.

32. Ghez M. et al. Stellar orbits around the Galactic center // astro-ph./0306130.

33. Ильин A.C., Зыбин К.П., Гуревич А.В. Темная материя в галактиках и рост гигантских черных дыр // ЖЭТФ. 2003. Т. 124. Вып. 6. (astro-ph./0306490).

34. Baganoff F.X., Bautz M.W., Brandt W.N. et al. Rapid X-ray flaring from the direction of the supermassive black hole at the Galactic Centre // Nature. 2001. V. 413. P. 45.

35. Ghez А.М., Wright S.F., Matthews K. et al. Variable Infrared Emission from the Supermassive Black Hole at the Center of the Milky Way // Submitted to Astrophys. J. Letters (astro-ph./0309076).

36. White N. Imaging Black Holes // Nature. 2000. V. 407. P. 146.

37. Junor W., Biretta J.A., Livio M. Formation of the radio jet in M87 at 100 Schwarzschild radii from the central black hole // Nature. 1999. V. 401. P. 891.

38. Wilms J., Reynolds C.S., Begelman M.C. et al. XMM-EPIC observation ofMCG-6-30-15: direct evidence for the extraction of energy from a spinning black hole? // MNRAS. 2001. V. 328. P. L27.

39. McLure RJ., Dunlop J.S. On the black hole-bulge mass relation in active and inactive galaxies // MNRAS. 2002. V. 331. P. 795.

40. Tremaine S., Gerhardt K., Bender R. et al. The Slope of the Black Hole Mass versus Velocity Dispersion Correlational // Astrophys. J. 2002. V. 574. P. 740.

41. Baes M., Buyle P., Hau G.K.T., Dejonghe H. Observation evidence for a connection between supermassive black holes and dark matter haloes // MNRAS. 2003. V. 341. P. L44.