и диаметра телескопа: чем больше телескоп, тем четче полученное с его помощью изображение. С другой стороны, оно становится тем более размытым, чем больше длина волны, на которой проводятся наблюдения. Радиоастрономия работает с гораздо большими длинами волн, чем оптическая астрономия, а это означает, что 100‐метровый телескоп в Эффельсберге получает не более четкие изображения, чем человеческий глаз. Черную дыру на этом телескопе вы обнаружить не сможете. Если вам нужны четкие изображения, вы должны придумать что‐то более масштабное. И тут на помощь пришла радиоинтерферометрия. Эта методика состоит в соединении воедино нескольких телескопов с целью создания эквивалентного им одного гигантского телескопа.

Первые после Второй мировой войны успешные радиоинтерферометрические измерения провела Руби Пейн-Скотт из Австралии. У нее была только одна антенна, но для увеличения базы телескопа она использовала поверхность океана в качестве дополнительного радиоотражателя. В 1964 году Мартин Райл построил в Англии One-Mile Telescope (Одномильный телескоп) и позже удостоился Нобелевской премии по физике за успешное объединение трех радиотарелок в один большой телескоп. Для получения все более четких изображений другие радиоастрономы продолжили на том же принципе создавать все более совершенные установки. В Нидерландах на месте бывшего концлагеря Вестерборк (почему‐то более подходящего места не нашлось) была построена сеть из четырнадцати 25‐метровых тарелок. А в Нью-Мексико в Соединенных Штатах появилась радиообсерватория VLA (Очень большая антенная система), состоящая в общей сложности из 27 параболических тарелок диаметром 25 метров каждая. Тарелки могли образовывать различные конфигурации, и их максимальная разрешающая способность была эквивалентна разрешению антенны с диаметром 36 километров, а это означает, что ученые обсерватории в конечном итоге получили в пользование телескоп, который превосходил по площади весь бостонский мегаполис. В течение многих десятилетий он был одним из самых эффективных астрономических инструментов в мире.

В конце концов мы начали соединять между собой радиотелескопы, разбросанные по всему земному шару. Идея заключалась в том, чтобы создавать системы размером с Землю, которые позволили бы получать максимально четкие астрономические изображения. Эта методика получила неуклюжее английское название Very Long Baseline Interferometry, которое астрономы обычно сокращают до VLBI (РСДБ – радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой). Сверхдлинная база получается, когда телескопы располагаются очень далеко друг от друга. Благодаря этой технологии мы теперь имеем глобальные телескопы, и в конечном итоге именно эта технология позволила нам получить изображение черной дыры.

Квазары: поиски сверхтяжелых монстров

Когда астрономы обзавелись радиотелескопами, им показалось, что к привычным осязанию, обонянию, вкусу, зрению и слуху у них добавилось некое шестое чувство, благодаря которому можно совершать новые открытия. А когда они начали систематически прочесывать небо в поисках радиоисточников, то внезапно обнаружили тысячи новых небесных объектов. Никто и понятия не имел, что они собой представляют. Сначала астрономы предположили, что это звезды. Чем еще они могли быть?

В Австралии Джон Болтон зарегистрировал радиоисточник, посылавший сигналы со стороны объекта из каталога Мессье под номером M87, и – хотя и был убежден, что M87 – это самая настоящая галактика, – заявил, что радиоисточник скорее всего находится внутри нашего Млечного Пути. Из-за страха подвергнуться остракизму[94] он не осмелился поделиться со своими коллегами предположением о том, что это излучение преодолевает многие миллионы световых лет, – ведь если объект находится так далеко, а мы все еще можем его обнаружить, то его светимость должна быть невероятно высокой. Разве какое‐нибудь небесное тело, какая‐нибудь галактика или какой‐нибудь неизвестный объект в космосе могли быть источником такого мощного излучения? Гипотеза была слишком революционной.

Всего через десять лет опасения Болтона улетучились, и существование так называемых радиогалактик стало признанным фактом. Среди таких объектов были галактики M87 и Лебедь A, причем последняя, если верить закону Хаббла-Леметра, должна была находиться на расстоянии около 750 миллионов световых лет от Земли. Астрономов охватило сильнейшее волнение. Еще бы! Это радиоизлучение, которое мы и измерить‐то смогли всего несколько лет назад, позволило человечеству заглянуть в самые дальние уголки космоса и, соответственно, в далекое прошлое Вселенной.

Исследователи из Кембриджа составили большой каталог всех радиоисточников. Первая версия каталога была слишком короткой, вторая содержала много ошибок, но зато третья версия, названная 3С, послужила основой для многих последующих исследований. Новые радиозвезды и радиогалактики просто нумеровались последовательно. Однако никто не имел даже смутного представления о том, что представляют собой источники этих радиоволн. Изображения данных загадочных объектов на небе были еще крайне размыты, их положения определены крайне неточно. Было установлено, что само излучение создается электронами, движущимися почти со скоростью света по криволинейным траекториям в космических магнитных полях. Астрономы знали, что аналогичные процессы излучения электромагнитных волн происходят на Земле в ускорителях частиц, называемых синхротронами, и поэтому это излучение было названо синхротронным излучением.

Одни источники были вытянуты в длину и имели вид гантели, другие казались маленькими точками – как звезды. И действительно: начав изучать объект 3C 48, исследователи выяснили, что при переходе на другой диапазон длин волн света – видимый – на месте этого объекта находится нечто, напоминавшее звезду. Но спектральный анализ этого звездоподобного объекта поставил больше вопросов, чем дал ответов: в спектре излучения объекта 3C 48 были спектральные линии с необычными длинами волн, которые не получалось соотнести ни с одним известным элементом. Не обнаружили ли астрономы в космосе новый элемент?

Джон Болтон и его соавтор Джесси Гринштейн задумались – а не может ли это быть линией водорода, смещенной в красную область за счет эффекта Доплера? Но такая гипотеза показалась им слишком смелой, поскольку при подобном сильном красном смещении этот объект должен был бы находиться в космосе примерно в 4,5 миллиарда световых лет от нас. “У меня была репутация радикала, и я боялся подтвердить ее, рискнув выступить с такой экстремальной идеей”, – сказал позже Гринштейн.

Самым серьезным аргументом против гипотезы о невероятно большом расстоянии до этого источника был тот, что его светимость могла резко меняться в течение всего нескольких месяцев. Он не мог быть галактикой! Как удалось бы миллиардам звезд, расположенным на расстоянии сотен тысяч световых лет друг от друга, одновременно поменять свои периоды пульсаций так, чтобы их суммарный свет изменился от яркого к более тусклому в течение месяца?

Представьте, что все восемь миллиардов человек в мире одновременно хлопнули в ладоши. Вы бы услышали не один короткий хлопок, а продолжительный гул, потому что звук, естественно, приходил бы к вам из разных точек, разбросанных по всей Земле, не одновременно.

Зато, зная скорость звука, можно во всяком случае оценить размер источника звука по длительности гула. Чем меньше он длится, тем меньше протяженность