Как взвесить черную дыру?

Мы очень мало знаем о черных дырах, но имеем несколько способов определения их массы. О них рассказывает доктор физико-математических наук Сергей Борисович Попов, постоянный лектор культурно-просветительского проекта АРХЭ.

В астрономии самые надежные способы определения массы небесного тела сводятся к анализу движения объектов, вращающихся вокруг него.

Если мы говорим о черных дырах звездных масс, то такая ситуация реализуется в двойных системах. Черная дыра и звезда образуют гравитационно связанную систему, обращающуюся вокруг общего центра масс. Измерив орбитальный период и скорости объектов (что возможно благодаря эффекту Доплера), мы можем получить оценку массы. Если к тому же известно, под каким углом к нам расположена плоскость орбиты (это возможно, например, если в системе происходят затмения), то тогда можно получить точные значения. Было бы здорово открыть черную дыру в паре с радиопульсаром — тогда точность качественно возрастет, но такие системы пока не известны. Они встречаются не чаще чем одна на несколько тысяч пульсаров. Ждем результатов с нового радиотелескопа FAST, а уж если и он не откроет — то тогда ждем гигантскую систему SKA, которая начнет работать в 2020-х годах.

В случае сверхмассивных черных дыр ситуация с измерением массы качественно очень похожа. Мы видим, как вокруг источника Sgr A* («Стрелец A*»), сверхмассивной черной дыры в центре нашей галактики, движутся звезды. Это позволяет получить значение массы — около 4 млн масс Солнца. Величина определяется достаточно точно, самым неизвестным фактором является расстояние до центра галактики, а оно через пару-тройку лет будет сильно уточнено благодаря результатам спутника Gaia.

В других галактиках мы не видим движения отдельных звезд, но можем измерять скорость вращения газового диска вокруг черной дыры или определять параметры движения мазерных источников, также обращающихся вокруг центральных черных дыр. Все это позволяет достаточно точно измерять их массы. Скажем, в галактике М87 в созвездии Девы находится черная дыра массой 3 млрд солнечных — самая массивная в нашей метагалактической окрестности.

Есть ряд более косвенных методов определения масс сверхмассивных черных дыр. Их преимущество состоит в том, что для них не нужны столь детальные наблюдательные данные, а поэтому их можно использовать для большего числа объектов. Правда, и масса тогда определяется не очень точно: можно легко ошибиться в несколько раз.

Наконец, в случае черных дыр звездных масс есть еще один метод, который, благодаря спутнику Gaia и другим наблюдательным проектам, может дать в ближайшем будущем много новых измерений масс. Это гравитационное микролинзирование.

Если между нами и наблюдаемым источником излучения (чаще всего звездой) пролетает массивный и достаточно компактный объект (другая звезда или планета, черная дыра или нейтронная звезда, белый или бурый карлик), то мы увидим изменение блеска источника. Это называют фотометрическим гравитационным микролинзированием (приставка микро- добавляется, чтобы отметить, что линзирование происходит в масштабе звездных, а не галактических масс). Пролетающее тело искажает пространство вокруг себя, что приводит к собиранию (по сути, фокусировке) излучения. То есть оно работает как собирающая линза. Блеск источника постепенно возрастет, а затем симметрично вернется к первоначальному значению. Если мы знаем расстояние до гравитационной линзы и ее скорость (чаще всего это можно сделать, хотя бы примерно), то можем точно определить ее массу. Таким способом уже было обнаружено несколько хороших кандидатов в одиночные черные дыры звездных масс. Кроме того, гравитационное линзирование приводит к смещению видимого положения источника — это так называемое астрометрическое гравитационное линзирование.