Сама черная дыра не излучает, но наблюдаемые в квазарах явления происходят вблизи нее. Черная дыра стремится поглотить газовые облака из своих окрестностей и затянуть их внутрь радиуса Шварцшильда. Большинство газовых облаков не прямо падают в черную дыру, а в течение некоторого времени обращаются вокруг центрального тела. Вращающийся газ образует вокруг черной дыры аккреционный диск, в котором вещество движется в соответствии с законами Кеплера и в то же время постепенно приближается к центру. Когда часть газа достигает внутреннего края аккреционного диска, черная дыра затаскивает его в свою «пасть». Пока неясно, какая часть газа пропадает внутри черной дыры, а какой удается избежать этой участи. Но ясно, что некоторой части газа все же удается убежать от черной дыры, и это проявляется в форме двух противоположно направленных джетов (струй), вытекающих с большой скоростью вдоль оси вращения аккреционного диска. Газ в диске очень горячий и сильно намагничен. Считается, что практически все излучение квазаров так или иначе связано с аккреционным диском. Источником энергии служит гравитационная потенциальная энергия, часть которой прямо превращается в излучение, а некоторая часть высвобождается через джеты.

Размер шварцшильдовского радиуса черной дыры квазара по порядку величины сравним с орбитой планеты во внешней части Солнечной системы. Столь малый размер современные телескопы могли бы разрешить только на расстоянии ближайших звезд. Например, обращающаяся вокруг соседней звезды планета была бы ясно видна, если бы она была достаточно яркой, чтобы заметить ее рядом с гораздо более яркой звездой. Двойные звезды часто бывают разделены таким расстоянием, и все же их можно рассмотреть по отдельности. Но ближайшие звезды расположены на расстояниях несколько световых лет, а расстояния до квазаров составляют миллиарды световых лет. Солнечная система на расстоянии квазаров выглядела бы в миллиарды раз меньше того предела, который доступен современным телескопам. Следовательно, не только сейчас, но и в обозримом будущем прямые наблюдения центров квазаров невозможны. Для изучения сверхмассивных черных дыр в квазарах требуются косвенные методы.

Одним из способов исследования процессов внутри квазаров служат наблюдения за их переменностью. Как мы уже знаем, самое короткое характерное время изменения блеска указывает наибольший размер излучающей области. Вскоре после открытия квазаров было установлено, что большинство из них имеет размер в одни световые сутки (200 расстояний от Земли до Солнца). С тех пор за изменением их блеска следят во многих обсерваториях, в том числе и в радиообсерватории Метсяхови Технического университета г. Хельсинки и в обсерватории Туорла университета г. Турку (Финляндия). Эти наблюдения показали даже изменения в течение суток.

Вариации блеска легли в основу теоретической модели странного объекта OJ 287 (рис. 26.7). Судя по всему, этот источник состоит из двух сверхмассивных черных дыр, обращающихся друг вокруг друга. Большая часть излучения связана с аккреционным диском вокруг большей черной дыры и с ближайшей с нему областью. Радиоизлучение генерируется гораздо дальше — в джетах. Орбитальный период черных дыр составляет 9 лет, а их массы равны 0,1 и 18 млрд масс Солнца.

Еще один способ исследования структуры квазаров связан с увеличением угловой разрешающей способности телескопов. Космический телескоп «Хаббл», не страдающий от искажения изображений в атмосфере, достиг разрешения в 0,1". Новое поколение больших оптических телескопов, таких как «Очень большой телескоп» (VLT) Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили, смог с поверхности Земли достичь примерно такого же разрешения (хотя обычно наша атмосфера размазывает изображение звезды в пятнышко размером в 1" или даже больше).

Наилучшее разрешение достигнуто сейчас в радиоастрономии. Мы помним, что вначале основной проблемой радиоастрономии было именно низкое угловое разрешение. Впрочем, и сейчас предельное разрешение радиотелескопа с одной тарелкой не превышает 1 минуты дуги. В этом смысле у него нет преимуществ перед человеческим глазом. Но если использовать много радиотелескопов и суммировать их сигналы, то можно добиться прекрасного разрешения. При этом, чем дальше друг от друга располагаются тарелки, тем лучше. Например, если радиотелескоп с 15-метровой тарелкой разрешает два радиоисточника, разделенные на небе углом 300", то система из двух таких телескопов, антенны которых разнесены на 300 х 15 м = 4,5 км, может достичь разрешения в 1".

Рис. 26.7. (а) Модель сильно переменного квазара OJ287, созданная в обсерватории Туорла. Показаны центральная черная дыра, аккреционный диск и черная дыра-спутник. (б) На кривой блеска видны периодические всплески излучения.

В 1972 году в Кембриджском университете группа Райла создала такой радиотелескоп, состоящий из восьми тарелок. Это был первый составной радиотелескоп, давший столь же четкое изображение, как у оптического телескопа. Затем были построены интерферометрические системы MERLIN Манчестерского университета с базой (максимальным расстоянием между антеннами) 217 км и VLA Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO) в Нью-Мексико с базой 36 км.

После этого прогресс ускорился. Даже далекие друг от друга радиотелескопы стали соединять между собой, так что наибольшее расстояние между ними почти достигло диаметра Земли. А поскольку это в 2000 раз превышает расстояние между телескопами кембриджской системы, то и предельное разрешение такой глобальной системы стало менее одной миллисекунды дуги (0,001"). Использование далеко разнесенных телескопов в одной системе называется радиоинтерферометрией со сверхдлинными базами (РСДБ), по-английски: Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Для проведения таких наблюдений обсерватории в разных частях мира наводят свои телескопы в одно и то же время на один и тот же источник. Для увеличения разрешения к сети VLBI присоединяются и многие другие радиотелескопы. Например, 14-метровый телескоп в Финляндии часть времени работает как член Европейской системы VLBI. В США есть собственная система VLBA (Very Long Baseline Array, Сеть с очень длинной базой), которая все время занята интерферометрическими наблюдениями. Антенны американской сети VLBA размещены по всей стране — от Гавайских островов и Аляски до самых восточных штатов, включая остров Пуэрто-Рико. А в чилийской высокогорной пустыне Атакама сейчас силами европейских (ESO) и американских (NRAO) астрономов сооружается во многих отношениях самая мощная из подобных систем — ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Атакамская большая сеть миллиметрового и субмиллиметрового диапазонов).

Радиоизображения квазаров демонстрируют интересную картину: квазары состоят из центрального точечного ядра, окруженного излучающими облаками, которые время от времени убегают от ядра. Скорость облаков настолько велика, что их движение наблюдается как увеличение углового расстояния от ядра. Это совершенно исключено при наблюдении галактик. Поперечные движения по небу обычно вообще незаметны из-за больших космических расстояний.

Нормальные галактики движутся со скоростью несколько сотен километров в секунду. При наблюдении соседних галактик это приводит к смещению порядка 0,001 секунды дуги в год. Но квазары находятся гораздо дальше соседних галактик, скажем, в 1000 раз. Следовательно, угловая скорость 0,001 "/год, как это определено по наблюдениям VLBI, соответствует пространственной скорости сотни тысяч километров в секунду. Иными словами, скорости во вспышках квазаров близки к скорости света. Нередко наблюдаемые на небе поперечные смещения в квазарах при их пересчете на пространственную скорость дают значения в 3-10 раз больше скорости света, но на самом деле это оптическая иллюзия. Реальные скорости близки к скорости света, но никогда не превосходят ее.