Астрономи незабаром уперше зможуть побачити темний силует чорної діри

Можливо, ви бачили телевізійну рекламу, у якій телефонний майстер відходить усе далі й далі, запитуючи у слухавку: «Ви мене чуєте?». А тепер уявімо, що цей майстер дійшов до центру нашої Галактики, де прихована масивна чорна діра Стрілець A* (Sgr А*), у 4,5 млн разів масивніша за Сонце. Коли майстер наблизиться до чорної діри на відстань менш як 10 млн кілометрів, ми помітимо, що його голос стає нижчим і поступово зникає, перетворюючись на монотонний шепіт у міру згасання сигналу. Якби ми могли його бачити, то помітили б, що зображення майстра стає дедалі червонішим і тьмянішим, начебто завмираючи в часі поблизу межі чорної діри, яку називають горизонтом подій.

Однак сам майстер не помітив би уповільнення часу й не побачив би нічого незвичайного поблизу горизонту подій. Він дізнався б, що перетнув цей горизонт, лише тоді, коли почув би від нас: «Ні, ми майже не чуємо вас!» Але він уже не матиме змоги поділитися з нами своїми останніми враженнями: ніщо й ніхто не може подолати гравітаційне притягання і вийти з-під горизонту подій. Через хвилину після перетину об’єктом горизонту гравітаційні сили всередині чорної діри розірвуть його на частини.

У реальному житті ми не можемо відправити майстра в таку подорож. Але астрономи розробили методику, яка невдовзі дасть змогу вперше отримати зображення темного силуету чорної діри на тлі гарячого сяйливого газу.

«Зачекайте! — скажете ви. — Хіба астрономи не повідомляли про численні спостереження чорних дір, демонструючи їхні зображення?» Так, повідомляли. Але на тих зображеннях був газ або інша речовина поблизу чорної діри, а сама вона залишалася невидимою точкою всередині. Іноді це були колосальні викиди енергії, джерелом якої вважали чорну діру. По правді кажучи, ми навіть не цілком упевнені в існуванні чорних дір (див.: Барсело К., Віссер М., Лібераті С., Сонего С. Черные звезды, а не дыры // ВМН, № 12,2009).

Астрономи виявили в космосі настільки масивні й компактні об’єкти, що, якщо загальна теорія відносності Ейнштейна правильна, вони мають бути чорними дірами. Тому про них прийнято говорити як про реальні чорні діри (що ми й робимо в цій статті). Але досі не можна сказати, чи мають ці об’єкти головну ознаку чорної діри — горизонт, через який речовина може рухатися лише в одному напрямку. І це аж ніяк не пуста цікавість: адже горизонти чорних дір становлять одну з найскладніших проблем теоретичної фізики. Зображення їхніх темних силуетів допоможуть нам зрозуміти незвичайні астрофізичні процеси, що відбуваються поруч із ними.

Питання переміщення

Горизонти подій привертають загальний інтерес, оскільки демонструють глибинну суперечність між двома великими досягненнями фізики XX ст. — квантовою механікою та загальною теорією відносності. Найважливіша властивість квантовомеханічного опису фізичних систем — оборотність часу. Кожному квантовому процесу відповідає зворотний процес, який у принципі можна використати для відновлення будь-якої інформації, спотвореної прямим процесом. Водночас загальна теорія відносності (ЗТВ), яка представляє гравітацію як результат викривлення простору і передбачає існування чорних дір, не допускає зворотних процесів, здатних повернути те, що «впало» в чорну діру. Прагнення розв’язати цю суперечність між квантовою механікою та гравітацією спонукало фахівців із теорії струн узятися за розроблення квантової теорії гравітації —теорії, яка могла б показати, як властивості гравітації випливають із законів квантової механіки.

Простіше кажучи, фізики хочуть зрозуміти, чи є загальна теорія відносності Ейнштейна правильною теорією гравітації навіть у тих випадках, коли вона передбачає ефекти, принципово відмінні від передбачень класичної теорії Ньютона, — такі як існування горизонту подій. Чорні діри мають дві примітні властивості— вони описуються надзвичайно простим розв’язком рівнянь гравітації Ейнштейна (чорну діру повністю визначають лише три параметри: маса, електричний заряд і спін), і при цьому властивості їхньої гравітації, згідно із ЗТВ, істотно відрізняються від того, що передбачає теорія Ньютона. Отже, чорні діри — це саме ті місця, де потрібно шукати свідчення відхилення від рівнянь Ейнштейна в екстремальних умовах, які можуть дати ключ до створення квантової теорії гравітації. І навпаки, успішна перевірка цих рівнянь поблизу чорних дір зможе істотно розширити сферу застосування загальної теорії відносності.

До того ж астрофізикам не дає спокою питання, що відбувається в околицях чорних дір, які живляться речовиною, що падає на них по спіралі, — газом і пилом. Наближаючись до горизонту подій, ця речовина виділяє величезну енергію, виробляючи тепло в 20 разів ефективніше, ніж під час ядерного синтезу, що ненабагато менше, ніж у найпотужнішого серед відомих генераторів енергії. Випромінювання гарячого газу, що обертається, робить середовище поблизу чорних дір найяскравішим об’єктом у Всесвіті.

Астрофізики змогли змоделювати акрецію речовини до певної відстані, але неясно, як газ в акреційному потоці переміщується з віддаленої орбіти на ближчу до горизонту і як він зрештою потрапляє в чорну діру. Магнітні поля, створені зарядженими частинками, що рухаються в акреційному потоці, мають відігравати важливу роль у його поведінці. Поки що ми дуже мало знаємо про структуру цих полів і про те, як ці структури впливають на спостережувані характеристики чорних дір. Хоча комп’ютерне моделювання всієї області акреції вже стає можливим, нам, теоретикам, ще далеко до повноцінних обчислень ab initio. Нові дані спостережень стануть найважливішим стимулом для народження нових ідей і вирішальним аргументом у змаганні різних моделей.

Вистежування чудовиська здалеку

На жаль, такі спостереження дуже складні з кількох причин. По-перше, чорні діри дуже малі для будь-яких астрономічних вимірювань. Імовірно, вони поділяються на дві основні групи: діри із зоряними масами, зазвичай від 5 до 15 сонячних мас (це залишки згаслих масивних зір), і надмасивні діри, розташовані в центрах галактик і з масами до 10 млрд сонячних мас. За маси чорної діри в 15 сонячних мас її горизонт подій має мати діаметр близько 90 км — замало, щоб розгледіти його на міжзоряній відстані. Але навіть монстр із масою в мільярд сонячних мас легко вміститься в межах орбіти Нептуна! По-друге, малий розмір і сильна гравітація чорних дір призводять до дуже швидкого руху поблизу них. Речовина поблизу чорної діри зоряної маси здійснює оберт навколо неї менш ніж за мікросекунду. Тому для спостереження таких швидких явищ потрібні дуже чутливі прилади. Нарешті, лише мала частка чорних дір має поруч джерела газу, акреція якого дає змогу їх побачити: переважну більшість чорних дір у Галактиці ще не виявлено. Для подолання цих труднощів астрономи розробили різні методики, які навіть без прямих зображень дають змогу отримувати інформацію про властивості та поведінку речовини, що обертається поблизу ймовірної чорної діри. Наприклад, астрономи можуть «зважити» надмасивну чорну діру, спостерігаючи найближчі до неї зорі, подібно до того як за рухом планет вимірюють масу Сонця. У далеких галактиках неможливо побачити окремі зорі поблизу надмасивної зорі, але спектри показують розподіл швидкостей цих зір, що дає нам змогу визначити масу чорної діри. Надмасивна чорна діра Sgr А* у центрі Галактики настільки близька до нас, що в телескоп видно окремі близькі до неї зорі, тому її масу тепер виміряно точніше, ніж масу будь-якої іншої. На жаль, ці зорі перебувають далеко за межами найцікавішої для нас області, де ефекти загальної теорії відносності стають істотними.

Лігво монстра Визначальна властивість чорної діри — наявність у неї горизонту подій, сферичної межі області, з якої ніщо не може вийти назовні через непереборну гравітацію. Акреція газу на чорну діру відбувається в гарячому диску, що її оточує, з яскравими плямами, які виникають у ньому й нагадують сонячні спалахи. Диск може бути тонким, як на рисунку, але може й заповнювати великий кут над площиною обертання та під нею і простягатися дуже далеко. Багато надмасивних чорних дір випускають яскраві джети майже зі швидкістю світла. Імовірно, внутрішній край акреційного диска розташований поблизу останньої стійкої колової орбіти. Речовина, що підійшла до чорної діри ще ближче, опиниться на нестійкій орбіті й швидко впаде в діру. На орбіті фотона промінь світла, у принципі, може обертатися навколо чорної діри вічно, але на практиці найменше збурення змусить його рухатися всередину або назовні

Ефекти ЗТВ астрономи намагаються виявити й у тому, як випромінювання поблизу чорної діри змінюється з часом. Наприклад, рентгенівське випромінювання деяких чорних дір зоряної маси досить регулярно пульсує з характерним часом, близьким до орбітального періоду, очікуваного на внутрішньому краї акреційного диска.

Але, мабуть, найплідніший метод дослідження надмасивних чорних дір пов'язаний із флуоресценцією атомів заліза на поверхні акреційного диска. Швидке обертання цього диска, що містить атоми заліза, а також сильна гравітація чорної діри спричиняють зміщення характерної довжини хвилі флуоресценції, розподіляючи її по широкому діапазону довжин хвиль. Поблизу чорної діри, що швидко обертається, акреційний диск теж обертається швидше (це ефект ЗТВ — обертання чорної діри закручує простір навколо неї), тому лінія випромінювання набуває характерної асиметрії. Японські супутники ASCA і Suzaku спостерігали саме таке випромінювання — астрономи інтерпретували його як свідчення швидкого обертання чорних дір, швидкість обертання акреційних дисків яких сягає однієї третини швидкості світла.

Дані про те, наскільки швидко обертаються чорні діри зоряної маси, отримано під час спостереження подвійних систем, у яких чорна діра і звичайна зоря обертаються одна навколо одної настільки близько, що чорна діра повільно пожирає свою сусідку. Аналіз рентгенівських спектрів і орбітальних параметрів таких систем показує, що швидкість обертання дір становить від 65 до 100% максимального значення, допустимого ЗТВ для дір цієї маси. Очевидно, дуже швидке обертання — це норма.

Чорні діри випускають не лише випромінювання (у діапазоні від радіо- до рентгенівського) і високоенергетичні джети. Коли дві чорні діри стикаються, вони збурюють структуру навколишнього простору-часу, породжуючи гравітаційні хвилі, які розбігаються подібно до брижів на поверхні ставка. Ці «брижі» простору-часу можна зафіксувати на великій відстані, але для цього потрібна неймовірно чутлива апаратура. Хоча вже наявні обсерваторії поки що не зафіксували гравітаційних хвиль, цей метод відкриває цілком новий шлях для вивчення чорних дір.

Вікно з оглядом

Попри велику кількість інформації, жоден із описаних вище методів не може дати зображення горизонту подій чорної діри. Втім, завдяки новим технологіям це незабаром стане можливим. Чорна діра, зображення якої буде отримано, — це Sgr A*, чудовисько, що мешкає по сусідству з нами. Віддалена лише на 24 тис. світлових років, Sgr А* займає на небі найбільшу площу серед усіх відомих чорних дір. Наприклад, чорна діра з масою, що дорівнює десяти масам Сонця, щоб виглядати такою самою великою, мала б бути до нас у 100 разів ближчою, ніж найближча зоря. Хоча існують надмасивні чорні діри, значно більші за Sgr А*, вони віддалені від нас на мільйони світлових років.

Видимий розмір темного силуету далекої чорної діри збільшується більш ніж удвічі через викривлення світлових променів її гравітацією. Але й за цього горизонт Sgr A* видно нам під кутом не більш як 55 мікросекунд дуги. Такий вигляд має макове зернятко в Лос-Анджелесі, якщо дивитися на нього з Нью-Йорка.

ДАЛЕКІ ОЗНАКИ ЧОРНИХ ДІР Астрофізики вважають, що хоча чорні діри надто малі й далекі, щоб їх помітити, саме вони відповідальні за багато спостережуваних явищ: від рентгенівського випромінювання до величезних джетів, що вивергаються з центрів галактик. На рентгенівському зображенні галактики Центавр А, отриманому із супутника «Чандра», видно джет завдовжки 13 тис. світлових років, джерелом якого, ймовірно, є надмасивна чорна діра. Світлі точки — це чорні діри зоряної маси, що поглинають газ зір-компаньйонів. Червоний, зелений і блакитний кольори позначають три рентгенівські діапазони.

Кутова роздільна здатність будь-якого сучасного телескопа, якою б вражаючою вона не була, обмежена дифракцією — ефектом хвильової оптики, що виникає під час проходження світла крізь вхідний отвір телескопа, який має скінченний розмір. Мінімальний кут, який здатен розрізнити телескоп, можна зменшити, якщо збільшити розмір телескопа або спостерігати на коротших хвилях. Для спостереження в інфрачервоних променях (яким не заважають пилові хмари, що приховують Sgr А* в оптичному діапазоні) і розрізнення кута в 55 мкс дуги знадобився б телескоп діаметром 7 км. Коротші хвилі оптичного та ультрафіолетового діапазонів мають зменшити розмір цього гіганта, але не істотно. Якщо ж розглядати довгі радіохвилі, наприклад міліметрові, то для них потрібен телескоп діаметром 5 тис. км. На щастя, такі радіотелескопи розміром із земну кулю вже є. За допомогою методу, який називають інтерферометрією з наддовгою базою [Very Long Baseline Interferometry, VLBI), об'єднують сигнали, зареєстровані мережею радіотелескопів, розкиданих по всій планеті, щоб досягти кутової роздільної здатності, яку міг би мати лише телескоп розміром із Землю. Дві такі системи телескопів працюють уже понад десять років: це Решітка з наддовгою базою [Very Long Baseline Array, VLBA) з антенами у США — від Гаваїв і Нью-Гемпширу, а також Європейська VLBI-мережа [European VLBI Network, EVN) з антенами в Китаї, Південній Африці, на о. Пуерто-Рико і, звісно, у Європі. У фільмах «Контакт» і «2010» ви могли бачити систему значно меншого розміру— Дуже велику решітку [Very Large Array) у Нью-Мексико. На жаль, VLBA і EVN працюють на радіохвилях не коротших за 3,5 мм. Тому їхня роздільна здатність не перевищує 100 мкс дуги, що не дає змоги розрізнити горизонт Sgr А*. Ба більше, на таких довжинах хвиль міжзоряний газ розмиває зображення цієї чорної діри, як густий туман затягує вуличні ліхтарі. Тому потрібно вдосконалити інтерферометр для спостереження на коротших хвилях: 1 мм і коротших. Однак на коротких хвилях виникає інша проблема — поглинання променів водяною парою в атмосфері Землі. Тому міліметрові й субміліметрові телескопи встановлюють у найвищих і найсухіших місцях, таких як вершина Мауна-Кеа (Гаваї) та пустеля Атакама (Чилі), або в Антарктиці.

Але навіть за цих умов для спостережень відкривається лише два можливих «вікна» — на хвилях завдовжки 1,3 і 0,87 мм. За бази розміром із Землю на цих хвилях можна отримати роздільну здатність відповідно 26 і 17 мкс дуги; цього достатньо, щоб розрізнити горизонт Sgr A*.

Уже є кілька міліметрових і субміліметрових телескопів, які можна об'єднати в таку систему, — на Гаваях, на південному заході США, у Чилі, Мексиці та Європі. Але оскільки астрономи створювали ці телескопи для різних завдань, то, щоб зробити з них єдину систему, потрібно буде розв'язати багато технічних проблем, зокрема розробити електроніку з надзвичайно низьким рівнем шумів і надширокосмугові цифрові реєстратори.

Проте група під керівництвом Шеперда Доулмана (Sheperd S. Doeleman) з Массачусетського технологічного інституту розв'язала цю проблему в 2008 р. Ця група досліджувала Sgr А* на хвилі 1,3 мм за допомогою системи з трьох телескопів — в Аризоні, Каліфорнії та на Мауна-Кеа. Такої малої кількості телескопів недостатньо для отримання зображення Sgr А*, але вченим дещо все-таки вдалося. За їхніми даними, об'єкт має яскраву область розміром близько 37 мкс дуги, тобто дві третини від розміру горизонту. Використання додаткових телескопів, можливо, дасть змогу отримати зображення темного силуету горизонту подій.

Уже проведені VLBI-спостереження на міліметровій хвилі показали, що Sgr А* не може не мати горизонту. Акреція на чорну діру і на об'єкт без горизонту принципово відрізняються. В обох випадках акреційна речовина в процесі падіння набуває величезної енергії. Якщо горизонт відсутній, енергія нагріває те місце, куди падає речовина, і воно починає випромінювати з характерним тепловим спектром, помітним далекому спостерігачеві. Але якщо це чорна діра, то речовина, що падає, може пронести будь-яку кількість енергії крізь горизонт, який приховає її назавжди. У випадку Sgr А* ми можемо використати її повну світність для оцінювання потоку акреційної речовини. VLBI-спостереження на міліметровій хвилі строго обмежують можливий максимальний розмір внутрішнього краю акреційного потоку і показують, скільки енергії має виділитися, коли потік досягне цієї точки. Якщо у Sgr А* немає горизонту (тобто якщо це не чорна діра), то решта енергії має випромінитися, коли акреційна речовина зупиниться, переважно в інфрачервоному діапазоні. Однак, провівши ретельні спостереження, астрономи не виявили ознак теплового інфрачервоного випромінювання від Sgr А*. Єдиний спосіб усунути цю суперечність, не залучаючи горизонт, — припустити, що речовина випромінює всю надлишкову енергію в процесі падіння, але для цього потрібна неймовірно висока ефективність випромінювання.

Портрет монстра

Як і інші теоретики, ми прагнули передбачити, що зможуть побачити спостерігачі, коли через кілька років VLBI-спостереження дадуть нам зображення Sgr А*. Загалом чорна діра залишає свій силует на тлі випромінювання навколишнього акреційного газу. Ця «тінь» виникає через те, що чорна діра поглинає промені світла, які йдуть до спостерігача з областей, розташованих за нею. Тим часом яскраву область навколо «тіні» підсвічують і інші промені, що надходять з-за чорної діри і ледь не потрапляють під горизонт. Сильне гравітаційне лінзування викривляє промені світла настільки, що навіть речовина, розташована точно за чорною дірою, може підсвітити яскраву область навколо «тіні». Отриманий силует можна назвати «портретом» чорної діри, і на ньому вона справді чорна.

ХОРОВОД НАВКОЛО ГІГАНТА Донедавна спостереження за рухом зір поблизу центру Галактики дозволяли астрономам найближче підійти до горизонту подій чорної діри Sgr А*. Орбіти зір (переривчасті лінії) показують, що вони перебувають у полоні дуже компактного об'єкта масою 4,5 млн мас Сонця. Кольорові точки вказують положення зір у кожному році з 1995 по 2008 р. Тлом слугує інфрачервоне зображення зір у 2008 р. Зоря S0-16 підходить до Sgr А* ближче за інші — на сім світлових годин, але й така відстань у 600 разів перевищує радіус горизонту подій

Ця «тінь» не буде круглим диском передусім через колосальну орбітальну швидкість газу, близьку до швидкості світла. Випромінювання речовини, що рухається так швидко, має зазнавати доплерівського зміщення за частотою і концентруватися у вузькому конусі в напрямку руху. Це істотно збільшить яскравість випромінювання газу на боці орбіти, що наближається до нас, і зменшить на тому, що віддаляється. Тому замість світлого кільця навколо дископодібного темного силуету виникне яскравий серп. Асиметрія зникне лише в тому разі, якщо ми дивитимемося вздовж осі обертання диска.

Подібний ефект може дати й обертання самої чорної діри, якщо вісь її обертання не збігається з віссю обертання диска. Тому такі зображення дозволять астрономам визначити напрямок обертання чорної діри та нахил до неї акреційного диска. Ці дуже важливі для астрофізиків дані стануть неоціненним спостережним внеском у теорію акреції та остаточно розв'яжуть питання про густину газу й геометрію внутрішнього краю акреційного потоку.

Інші надмасивні чорні діри також можна буде дослідити методом VLBI і порівняти їх із Sgr А*. Нещодавно ми показали, що наступним доступним для спостережень об'єктом може бути чорна діра, яка, ймовірно, перебуває в центрі гігантської еліптичної галактики М87. Вона розташована на відстані 55 млн світлових років і, за попередніми оцінками астрономів, її маса становила близько 3 млрд мас Сонця. Це означало, що розмір очікуваного силуету має бути трохи меншим за половину розміру Sgr А*. Але в червні 2008 р. Карл Гебхардт (Karl Gebhardt) із Техаського університету в Остіні та Єнс Томас (Jens Thomas) з Інституту позаземної фізики Товариства ім. Макса Планка (Гархінг, Німеччина) скоригували за останніми даними модель розподілу зір і темної матерії в М87. За їхніми розрахунками, маса чорної діри дорівнює 6,4 млрд мас Сонця; отже, розмір її силуету становитиме три чверті розміру Sgr A*.

ФОТОПОЛЮВАННЯ НА ЧУДОВИСЬКО Астрономи створили кілька систем радіотелескопів, що утворюють глобальну мережу обсерваторій (праворуч), яка може спостерігати Sgr А* та його найближче оточення на хвилях 0,87 і 1,3 мм — у двох «вікнах», де немає сильного поглинання в земній атмосфері чи розсіяння в міжзоряному газі. Розмір цієї мережі дозволяє вести спостереження з роздільною здатністю, достатньою для отримання зображення горизонту подій Sgr A*. Вигляд Sgr А* може дати відомості про орієнтацію акреційного диска навколо чорної діри та про швидкість обертання самої діри. Це два найважливіші факти, які можна дізнатися про об'єкт Sgr A*; вони необхідні для розуміння всього того, що вже відомо про нього (внизу). Якщо в акреційному диску спалахують яскраві плями, ефект гравітаційного лінзування внаслідок тяжіння до діри дасть побічні зображення плями (іл. на наступній стор.). Якщо ці зображення вдасться розрізнити, ми отримаємо детальну інформацію про гравітаційне поле поблизу чорної діри, і це буде суворою перевіркою загальної теорії відносності

ЗБІР ДАНИХ Об'єднана система для досліджень у міліметровому діапазоні (Combined Array for Research in Millimeter-Wave Astronomy, CARMA) розташована в Сідар-Флет у Каліфорнії та є однією з кількох систем радіотелескопів, розроблених для спостереження горизонту подій Sgr А*. Мережу таких обсерваторій (ліворуч), розділених тисячами кілометрів (лінії), можна використовувати для отримання зображень методом інтерферометрії з наддовгою базою, що забезпечує таку високу роздільну здатність, яку мав би радіотелескоп розміром із Землю. Чотири системи (зелений колір) уже готові до спільного використання, дві (рожевий) поки що готуються до цієї роботи, а останню (блакитний) потрібно лише пристосувати для спостережень у субміліметровому діапазоні

У багатьох відношеннях М87 — цікавіший і перспективніший об'єкт, ніж Sgr А*. У неї є потужний джет, що простягнувся на 5 тис. світлових років; детальне зображення області його формування допоможе теоретикам зрозуміти механізм ультрарелятивістських витікань. На відміну від Sgr A*, M87 видно на північному небі, що робить її зручною для VLBI-спостережень за допомогою наявних телескопів, більшість із яких розташовані в Північній півкулі. Ба більше, оскільки розмір чорної діри в М87 у 2 тис. разів більший, ніж у Sgr А*, динамічні зміни тут відбуватимуться протягом кількох діб, а не хвилин. Орбітальний період поблизу внутрішнього краю акреційного диска має становити там від 0,5 до 5 тижнів (залежно від обертання чорної діри). Тому для М87 набагато легше отримати низку зображень розвитку подій. Нарешті, зображення будуть менш розмитими, оскільки в напрямку М87 міжзоряного газу помітно менше, ніж у напрямку Sgr А*. Уже зараз найкращі VLBI-зображення М87 на хвилях від 2 до 7 мм мають роздільну здатність близько 100 мкс дуги, що вдвічі більше за очікуваний розмір силуету.

У майбутньому дуже цікаво було б отримати зображення спалахів, які час від часу видно у випромінюванні Sgr А* і М87. Якщо, як вважають багато теоретиків, деякі з цих спалахів спричинені появою гарячих плям в акреційному потоці, то їх можна використати для створення детальної карти простору-часу навколо горизонту. Основне зображення кожної плями супроводжуватиметься додатковими зображеннями від променів світла, що надходять до спостерігача обхідними шляхами навколо чорної діри (вставка ліворуч). Форма й положення зображень вищого порядку покажуть структуру простору-часу поблизу чорної діри. По суті, вони мають забезпечити незалежне визначення цієї структури в різних місцях, через які проходить кожен пучок світлових променів зображення. Усі разом ці дані стануть суворою перевіркою передбачень ЗТВ щодо поведінки сильної гравітації поблизу чорної діри.

Настає славетна епоха для спостережень чорних дір. Майже через століття після того, як Ейнштейн розробив загальну теорію відносності, ми маємо змогу перевірити, чи правильно вона описує гравітацію в екстремальних околицях чорних дір. Зображення чорних дір стануть випробувальним майданчиком для порівняння теорії Ейнштейна з альтернативними теоріями. Коли буде отримано зображення Sgr А* і М87, ми зможемо детально ВИВЧИТИ простір-час поблизу чорної діри, не приносячи при цьому в жертву майстра з ремонту мобільних телефонів.

Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.