Мы осторожно подкрадываемся к добыче. На том же расстоянии, что от Земли до Солнца, звезда казалась бы ослепительно яркой, в 20 раз больше Солнца – шириной с ладони вытянутых рук. Этот голубой сверхгигант находится на орбите с периодом обращения шесть дней в паре с почти невидимым компаньоном, и расстояние между ними меньше, чем между Меркурием и Солнцем. Однако компаньон не совсем темный. Голубой сверхгигант – термоядерный реактор чудовищной мощи, извергающий в космос плазменный ветер из верхних слоев своей атмосферы. Часть этого вещества притягивается компаньоном, закручиваясь в диск, состоящий из чрезвычайно горячего газа. При температуре свыше миллиона градусов газовый диск испускает мощное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение. Гравитация компаньона деформирует внешнюю оболочку сверхгиганта, придавая ей форму капли, узкий конец которой направлен в сторону компаньона. Если бы мы двинулись в указанном направлении и приблизились к вращающемуся диску, который свидетельствует о наличии компаньона, то увидели бы в центре диска маленькую и совершенно темную точку – черную дыру (илл. 14).

Это умозрительное описание, мы никогда не наблюдали ни этой, ни любой другой черной дыры вблизи. Тем не менее Лебедю Х-1 посвящено больше сотни научных статей, это один из самых активно изучаемых объектов в небе. Орбитальный период был измерен с изумительной точностью: 5,599829 дня с погрешностью одна десятая секунды[80]. Нужно знать массу и наклон орбиты сверхгиганта, чтобы рассчитать массу его компаньона. Спектроскопия и детальное моделирование показывают, что HDE226868 примерно в 40 раз массивнее Солнца[81]. Измерить наклонение орбиты сложнее, поскольку темный компаньон никогда не оказывается позади видимой звезды, иными словами, в системе не наблюдаются затмения. Недавняя работа оценивает наклонение в 27 градусов, из чего следует, что масса темного компаньона в 15 раз больше, чем у Солнца[82]. Это намного больше максимальной массы звездных остатков для образования нейтронной звезды; гравитация настолько сильна, что этот компактный компаньон может быть только черной дырой. Никакие неопределенности данных и моделирования не влияют на достоверность вывода[83]. К 1990 г. Стивен Хокинг счел его достаточно весомым, чтобы прикатить в кабинет Кипа Торна в Калтехе и подписать на стене договор, признав себя проигравшим.

Звезды достаточно массивные, чтобы умереть черными дырами, очень редки. Галактика Млечный Путь содержит около 400 млрд звезд, большинство из них – это тусклые красные карлики, гораздо менее массивные, чем Солнце. На основании немногочисленных подтвержденных данных о существовании черных дыр в окрестностях Солнца мы можем оценить общее их количество во всей Галактике примерно в 300 млн. Несколько десятков «патентованных» экземпляров – это бесконечно малая доля от общего числа черных дыр, которое, в свою очередь, составляет ничтожно малую часть всех звезд.

За последние лет десять эксперты опубликовали списки из 25–30 «патентованных» кандидатов в черные дыры[84]. Их число растет медленно – ввиду специфических стандартов. Все они входят в двойные системы с орбитами, измеренными с предельной точностью: если темные компаньоны имеют массу больше трех солнечных, то они должны быть черными дырами. В каждом случае гипотеза подкрепляется дополнительными свидетельствами. Эти черные дыры в 6–20 раз массивнее Солнца, а их орбитальные периоды составляют от целого месяца до всего лишь четырех часов. Две черные дыры были найдены в ближайшей соседке Млечного Пути – галактике Большое Магелланово Облако: LMC X-1 и LMC X-3, обе удалены на 165 000 световых лет. Все остальные находятся на расстоянии от 4000 до 40 000 световых лет от Земли. Еще для 30 систем необходимо собрать более точные данные, чтобы включить их в список подлинных черных дыр.

До сих пор в нашем рассказе возможность обнаружить черную дыру зависела от двойной звездной системы, в которой черная дыра является невидимым партнером. Однако есть метод обнаружения даже одинокого «темного танцора». Он основан на главном положении общей теории относительности – отклонении света любой массой. Поскольку масса искривляет свет, звезда или галактика может фокусировать и усиливать свет более отдаленного источника. Это явление называется гравитационным линзированием. Оно было предсказано вскоре после того, как Эйнштейн опубликовал свою теорию, но впервые наблюдалось лишь в 1979 г., при получении двух изображений одного квазара: раздвоение было обусловлено скоплением галактик, пересекающим линию наблюдения.

Линзирование – не столь заметный эффект: одинокая звезда недостаточно массивна, чтобы существенно искривить свет. В 1919 г. Эддингтон измерил отклонение света дальней звезды, проходящего мимо края солнечного диска, и получил две угловые секунды – одну тысячную углового диаметра Солнца. Линзирование еще и редкий эффект, наблюдать его очень сложно. Межзвездное пространство обширно, и сближение в нем двух тело маловероятно. Шансы составляют один на миллион, следовательно, ради одного события, возможно, придется наблюдать за миллионом звезд. Если ближняя звезда проходит непосредственно перед дальней, эффект называется микролинзированием. При микролинзировании угол отклонения луча света слишком мал, чтобы наблюдалось раздвоение объекта, но имеет место гравитационное усиление света фоновой звезды. Наблюдатель видит временное увеличение яркости фоновой звезды, когда перед ней проходит звезда ближнего плана. Чем тяжелее ближняя звезда, тем дольше наблюдается эффект. Поскольку линзирование определяется массой, а не светимостью, временное увеличение яркости происходит и в том случае, если ближняя звезда – линза – вообще не излучает света (илл. 15). Это единственный способ обнаружить изолированную черную дыру[85].