Представьте теперь настроение ученого, потратившего лучшие годы жизни на доказательство того, что предложенная им идея (в принципе, как показало время, очень перспективная!) никак не поможет обнаружить нейтронные звезды. Конечно, отрицательный результат в науке – тоже результат, но этими словами обычно утешают неудачников, а Шварцман неудачником не был, не мог быть по определению, по своему мироощущению.
И тогда он занялся поиском черных дыр. От сложной задачи перешел к решению еще более сложной. Ведь если нейтронные звезды хоть что-то излучают, то черные дыры ничего не излучают в принципе. Есть только два способа обнаружить, что в каком-то районе пространства находится черная дыра. Первый – по влиянию ее поля тяжести на движение соседних объектов: звезд, звездных скоплений, а может, даже целых галактик, все зависит от того, какова масса черной дыры. Второй способ – тот, какой был предложен Шварцманом для обнаружения нейтронных звезд: аккреция.
Естественно, черная дыра тоже захватывает вещество из межзвездного пространства. Масса черной дыры больше, чем масса нейтронной звезды. Значит, и вещества она должна захватить больше. Такой объект окажется чуть более ярким, но все же – если наблюдать в обычные оптические телескопы – очень слабым. Попробуйте отличить слабую звездочку от другой такой же. Одна – обычная, но далекая, другая – на самом деле близкая черная дыра звездной массы. Можно попробовать отличить по спектру, но ведь объекты эти такие слабые, что получить хороший спектр – чрезвычайно трудная задача. Есть еще способ. Расчеты Шварцмана показали, что, если на черную дыру падает намагниченный межзвездный газ, то процесс этот очень нестабилен, возникающее излучение переменно. Блеск меняется не просто быстро, а очень быстро – миллионы раз в секунду, – причем в огромном диапазоне от радио до рентгена.
Если удастся обнаружить, что какой-то объект на небе меняет свою яркость несколько миллионов раз в секунду, можно быть точно уверенным – это черная дыра. Никакой другой объект не создаст такие быстрые изменения яркости излучения.
Отличная идея. Но… Во-первых, необычайно трудно измерять столь быстрые изменения блеска очень слабых звезд. Это трудность наблюдательная. Вторая трудность – теоретическая, и оппоненты не раз указывали Шварцману на эту особенность. Да, яркость излучения вблизи от черной дыры может меняться чрезвычайно быстро. Но ведь, прежде чем дойти до наблюдателя, это быстро переменное излучение проходит через окружающий черную дыру межзвездный газ. Газ поглощает часть проходящего излучения или рассеивает его – в обоих случаях переменность «размывается», наблюдатель перестает видеть очень быстрые изменения блеска, именно те, по которым и можно отличить черную дыру от обычной звезды.
