Книга: Теория всего. От сингулярности до бесконечности: происхождение и судьба Вселенной
Назад: Лекция вторая Расширяющаяся Вселенная
Дальше: Лекция четвертая Черные дыры не так уж черны
Лекция третья Черные дыры
Термин «черная дыра» появился совсем недавно. Он был придуман в 1969 г. американским ученым Джоном Уилером для наглядного описания идеи, появившейся более двухсот лет назад. В те времена существовало две теории о природе света. В одной из них говорилось, что свет состоит из частиц, а в другой — из волн. В настоящее время мы знаем, что верны обе теории. Согласно принципу корпускулярно-волнового дуализма, принятому в квантовой механике, свет может рассматриваться и как волна, и как частица. Теория волновой природы света не проясняет, как на него действует гравитация. Но если свет состоит из частиц, можно ожидать, что гравитация действует на них так же, как на пушечные ядра, ракеты и планеты.
В 1783 г. кембриджский преподаватель Джон Мичелл опубликовал в журнале «Философские труды Лондонского королевского общества» статью, посвященную этой гипотезе. В этой статье он обратил внимание на то, что достаточно массивная и компактная звезда должна обладать настолько сильным гравитационным полем, что свет не сможет его преодолеть. Свет, излучаемый с поверхности звезды, не сможет преодолеть гравитационное притяжение звезды и удалиться от нее на значительное расстояние. Мичелл предположил, что таких звезд может быть много. Мы не можем их увидеть, поскольку их свет не достигает нас, однако мы можем «почувствовать» их гравитационное притяжение. Сейчас мы называем такие объекты черными дырами, и это название очень точно отражает их суть, поскольку это черные пустоты в космическом пространстве.
Согласно принципу корпускулярно-волнового дуализма, принятому в квантовой механике, свет может рассматриваться и как волна, и как частица.
Несколько лет спустя, независимо от Мичелла, такую же гипотезу высказал французский ученый маркиз де Лаплас. Примечательно, что он включил ее только в первое и второе издания своей книги «Изложение системы мира» и исключил из последующих изданий, видимо, сочтя эту идею слишком безумной. На самом деле, не очень логично рассматривать свет, как пушечные ядра в ньютоновской теории гравитации, поскольку скорость света постоянна. Ядро, выпущенное из пушки вверх, замедлится под действием силы тяжести, затем остановится и упадет обратно. Фотон же должен продолжать лететь вверх с постоянной скоростью. Как же воздействует на свет ньютоновская сила тяжести? Последовательной теории воздействия гравитации на свет не существовало до тех пор, пока Эйнштейн не представил в 1915 г. свою общую теорию относительности. И даже после этого прошло еще немало времени до того, как были сформулированы выводы этой теории для массивных звезд.
Достаточно массивная и компактная звезда обладает настолько сильным гравитационным полем, что свет не может его преодолеть. Такую звезду называют черной дырой. Систематической теории воздействия гравитации на свет не существовало до тех пор, пока Эйнштейн не сформулировал в 1915 г. общую теорию относительности.
Чтобы понять, как образуется черная дыра, необходимо разобраться в жизненном цикле звезды. Звезда образуется, когда большое количество газа, преимущественно водорода, начинает сжиматься под действием собственной гравитации. По мере сжатия атомы газа все чаще сталкиваются друг с другом и приобретают все большую скорость — газ нагревается. Со временем газ нагреется до такой температуры, что атомы водорода при столкновении не будут разлетаться в разные стороны, а начнут сливаться, образуя атомы гелия. Именно тепло, которое выделяется во время этой реакции, напоминающей контролируемый взрыв водородной бомбы, и заставляет светиться звезды. Этот дополнительный нагрев ведет также к увеличению давления газа до тех пор, пока оно не уравновесит гравитационное притяжение — тогда газ прекратит сжиматься. Нечто подобное происходит с воздушным шариком: давление воздуха, находящегося внутри него, стремится его растянуть, а силы упругости резиновой оболочки стремятся сделать его меньше.
В таком устойчивом состоянии, когда воздействие тепла, выделяющегося при ядерных реакциях, уравновешивается силой гравитации, звезды могут пребывать длительное время. Однако со временем у звезды закончится водород и другое ядерное топливо. И, как ни парадоксально, чем больше топлива изначально было у звезды, тем быстрее оно закончится. Дело в том, что чем массивнее звезда, тем больше тепла ей требуется для противодействия гравитации. А чем она горячее, тем быстрее она израсходует свое топливо. Нашему Солнцу, по-видимому, хватит топлива еще примерно на пять миллиардов лет, но более массивные звезды могут израсходовать свое топливо всего за один миллиард лет, что гораздо меньше возраста Вселенной. Когда у звезды кончается топливо, она начинает остывать и сжиматься. Что может произойти потом, начали понимать лишь в конце 1920-х годов.
Художественное изображение Кольца Эйнштейна, наблюдаемого, когда два массивных объекта находятся на одном луче зрения. Здесь черная дыра (в центре) находится между Землей и некоторой галактикой. Свет, идущий от далекой галактики, отклоняется при прохождении вблизи черной дыры под действием сильнейшего гравитационного поля последней, образуя световое кольцо. Это явление называют гравитационным линзированием. Идея искривления траектории света под действием гравитации была высказана Альбертом Эйнштейном в общей теории относительности (1915 г.). За последние несколько лет было открыто множество гравитационных линз.
Чем больше топлива было у звезды изначально, тем быстрее оно закончится. Когда у звезды кончается топливо, она начинает остывать и сжиматься.
В 1928 г. индийский аспирант Субраманьян Чандрасекар отплыл в Англию, чтобы обучаться в Кембридже у британского астронома сэра Артура Эддингтона, который был специалистом по общей теории относительности. Рассказывают, что в начале 1920-х годов один журналист сказал Эддингтону, что, по его данным, всего три человека в мире поняли общую теорию относительности. В ответ Эддингтон поинтересовался: «Кто же третий?»
Во время своего путешествия из Индии Чандрасекар рассчитал, насколько большой может быть звезда, способная противостоять собственной гравитации после того, как она выработала все топливо. Его идея заключалась в следующем: когда размер звезды уменьшается, расстояние между частицами вещества сокращается. Но принцип запрета Паули гласит, что две частицы вещества не могут занимать одно и то же положение в пространстве и при этом иметь одинаковые скорости. Следовательно, скорости этих частиц должны существенно различаться. Это заставляет частицы разлетаться, что приводит к расширению звезды. Таким образом, звезда может сохранять постоянный радиус благодаря равновесию между притяжением, вызванным гравитацией, и отталкиванием, обусловленным принципом запрета, подобно тому как на предыдущих этапах эволюции звезды гравитация уравновешивалась нагревом.
На этой комбинации из 1999 снимков загадочной сложной структуры в туманности Киля, полученных на телескопе «Хаббл», можно разглядеть множество темных глобул малых размеров, которые могут находиться в процессе гравитационного сжатия, ведущего к образованию новых звезд. Два газопылевых облака впечатляющих размеров с резко очерченными краями расположены внизу в центре и около левой верхней границы изображения. Возможно, со временем эти большие темные облака испарятся или, если в них имеются достаточно плотные сгущения, породят небольшие звездные скопления. Туманность Киля диаметром более 200 световых лет является одним из интереснейших объектов Млечного Пути в небе Южного полушария.
На этом изображении, полученном в естественных цветах, космический телескоп «Хаббл» (NASA) зафиксировал разные стадии жизненного цикла звезд. Выше и левее центра расположен проэволюционировавший голубой сверхгигант SHER 25. Около центра изображения находится так называемое молодое звездное скопление, где доминируют молодые, горячие звезды Вольфа-Райе и ранние звезды О-класса. Мощный поток ионизирующего излучения и быстрые звездные ветры от этих массивных звезд создали большое пустое пространство вокруг этой группы. Темные облака в правом верхнем углу — это так называемые глобулы Бока, которые, вероятно, находятся на более ранней стадии звездообразования.
Планетарная туманность NGC 6369 известна аст рономам-любителям под названием «Маленький призрак», поскольку она выглядит как небольшое, похожее на привидение облако, окружающее слабую, умирающую центральную звезду. Когда звезда с массой порядка массы Солнца приближается к концу своего существования, ее размер увеличивается и она превращается в красный гигант. Стадия красного гиганта заканчивается, когда звезда сбрасывает свои внешние оболочки в космос и вокруг нее образуется слабо светящаяся туманность. Ядро звезды, оставшееся в центре, посылает поток ультрафиолетового излучения (УФ) в окружающий газ. Далеко за пределами основного тела туманности можно разглядеть еще более тусклые клочки газа, потерянные звездой в начале процесса сброса внешних оболочек. На месте нашего Солнца тоже может когда-нибудь образоваться подобная туманность, но в течение ближайших 5 млрд лет этого не произойдет. Облако газа будет расширяться, удаляясь от звезды со скоростью несколько десятков километров в секунду, и через несколько десятков тысяч лет растворится в межзвездном пространстве. После этого «тлеющий уголек» звезды, расположенный в центре, будет постепенно остывать в течение миллиардов лет в виде крошечного белого карлика и со временем погаснет.
Однако Чандрасекар понимал, что отталкивание, обусловленное принципом запрета, имеет свой предел. Согласно теории относительности, максимальная разность скоростей частиц вещества звезды не может превышать скорость света. Это означает, что, когда плотность звезды достигает определенного значения, отталкивание, связанное с принципом запрета, становится слабее гравитационного притяжения. Чандрасекар рассчитал, что холодная звезда, масса которой больше порядка полутора масс Солнца, не может сопротивляться собственной гравитации. Эта масса получила название предел Чандрасекара.
Чандрасекар рассчитал, что холодная звезда, масса которой больше порядка полутора масс Солнца, не может сопротивляться собственной гравитации. Эта масса получила название предел Чандрасекара.
Этот вывод имеет огромное значение для судьбы массивных звезд. Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, в какой-то момент она может перестать сжиматься и перейти в возможную финальную фазу, то есть стать белым карликом с радиусом в несколько тысяч километров и плотностью порядка сотен тонн в кубическом сантиметре. Существование белого карлика поддерживается благодаря отталкиванию между электронами вещества, обусловленному принципом запрета. Мы наблюдаем множество таких белых карликов. Одним из первых открытых белых карликов стала звезда, вращающаяся вокруг Сириуса — самой яркой звезды ночного неба.
Ученые также понимали, что возможна еще одна финальная стадия эволюции звезды с массой, не превышающей порядка полутора масс Солнца, но имеющей более скромные размеры по сравнению с белым карликом. Существование этих звезд могло бы поддерживаться отталкиванием, обусловленным принципом Паули, но не между электронами, а между протонами и нейтронами. Такие звезды стали называть нейтронными. Их радиус должен составлять около пятнадцати километров, а плотность — порядка сотен миллионов тонн в кубическом сантиметре. Во времена, когда ученые предсказали существование таких звезд, не было никакой возможности наблюдать их. Прошло много времени, прежде чем нейтронные звезды были обнаружены.
Звезды, массы которых превышают предел Чандрасекара, сталкиваются с большой проблемой, когда их ядерное топливо заканчивается. В некоторых случаях они могут взорваться, или, возможно, им удастся сбросить достаточно вещества, чтобы их масса стала меньше предельного значения. Однако было трудно поверить, что такое происходит всегда, сколь бы велика ни была звезда. Как ей «понять», что пора «сбросить вес»? Пусть даже каждой звезде удается потерять достаточно массы, но что произойдет, если добавить к белому карлику или нейтронной звезде столько вещества, чтобы их масса превысила предельное значение? Будет ли тогда звезда коллапсировать, то есть сжиматься, до бесконечной плотности?
Эддингтон был потрясен этими выводами и отказался поверить результатам Чандрасекара. Он считал, что звезда просто не может сжаться до размеров точки. Таково же было мнение большинства ученых. Даже Эйнштейн написал статью, в которой утверждал, что звезды не могут сжиматься до нулевого размера. Неприятие со стороны других ученых, особенно Эддингтона, его бывшего наставника и ведущего авторитета в вопросе строения звезд, заставили Чандрасекара прекратить работу в этом направлении и обратиться к решению других астрономических задач. Однако Нобелевской премией, полученной в 1983 г., он, по крайней мере отчасти, обязан своей ранней работе о предельной массе холодных звезд.
Чандрасекар показал, что принцип запрета не может остановить сжатие звезды с массой, превышающей предел Чандрасекара. Но разобраться в том, что произойдет с такой звездой в соответствии с общей теорией относительности, не удавалось до 1939 г., когда появилась работа молодого американского ученого Роберта Оппенгеймера. Правда, его результаты говорили о том, что никаких наблюдаемых последствий, которые можно было бы обнаружить с помощью телескопов, не будет. Вскоре началась война, и Оппенгеймер стал активным участником проекта создания атомной бомбы. А после войны проблема гравитационного коллапса была надолго забыта, поскольку в те времена большинство ученых интересовались происходящим в масштабах атома и его ядра. Однако в 1960-х гг. интерес к крупномасштабным проблемам астрономии и космологии возродился благодаря значительному росту числа астрономических наблюдений и расширению их диапазона за счет применения современных технологий. Работа Оппенгеймера была открыта заново и получила развитие в трудах многих ученых.
Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, в какой-то момент она может перестать сжиматься и перейти в возможную финальную фазу, то есть стать белым карликом. Мы наблюдаем такие белые карлики в нашей Галактике Млечный Путь. Эти небольшие звезды, расположенные в шаровом скоплении M4, имеют возраст порядка 12–13 млрд лет. Добавив 1 млрд лет, ушедших на образование скопления после Большого взрыва, астрономы вычислили, что возраст белых карликов согласуется с предыдущими оценками возраста Вселенной — от 13 до 14 млрд лет. В верхней части представлен панорамный снимок всего скопления, состоящего из нескольких сотен тысяч звезд, заключенных в объеме с поперечными размерами от 10 до 30 световых лет. Снимок сделан с помощью наземного телескопа (1995 г.). В поле слева представлен снимок небольшой области скопления, полученный с помощью телескопа «Хаббл». Пример еще более компактной области представлен внизу справа. На этом небольшом участке «Хаббл» нашел множество тусклых белых карликов. Они отмечены голубыми кружками. Для того чтобы обнаружить эти очень тусклые звезды, потребовалось накапливать сигнал в общей сложности почти восемь дней в течение 67-дневного периода наблюдений.
Этот звездный рой называется M80 (NGC 6093). Это одно из самых густонаселенных из 147 известных шаровых звездных скоплений в галактике Млечный Путь. Расположенное на расстоянии 28 тыс. световых лет от Земли, скопление M80 содержит сотни тысяч звезд, удерживаемых вместе взаимным тяготением. Шаровые скопления особенно полезны для изучения эволюции звезд, поскольку все звезды скопления — одного возраста (в данном случае около 15 млрд. лет), но имеют разные массы. Все звезды, которые можно увидеть на этом изображении, либо находятся на более позднем этапе своей эволюции, либо (в редких случаях) являются более массивными, чем наше Солнце. Особенно заметны яркие красные гиганты — звезды с массой, аналогичной массе Солнца, которые приближаются к концу своего существования.
Картина, которую мы теперь можем построить на основе работ Оппенгеймера, выглядит следующим образом. Гравитационное поле звезды изменяет траектории лучей света в пространстве-времени относительно траекторий в отсутствие звезды. Световые конусы, соответствующие траекториям вспышек света, испущенного из их вершин, в пространстве и времени слегка отклоняются внутрь около поверхности звезды. Это можно наблюдать по искривлению траектории света от далеких звезд во время солнечного затмения. По мере сжатия звезды гравитационное поле на ее поверхности усиливается и световые конусы еще больше отклоняются внутрь. Свету становится все труднее ускользнуть от звезды, и удаленному наблюдателю он кажется все слабее и краснее.
По мере сжатия звезды гравитационное поле на ее поверхности усиливается и световые конусы еще больше отклоняются внутрь. Свету становится все труднее ускользнуть от звезды, и удаленному наблюдателю он кажется все слабее и краснее.
В итоге, когда звезда сжимается до определенного критического радиуса, гравитационное поле на ее поверхности становится настолько сильным, что отклонение световых конусов достигает той степени, которая уже не позволяет свету ускользнуть от звезды. В соответствии с теорией относительности ничто не может двигаться быстрее света. Таким образом, если даже свет не может ускользнуть от звезды, значит, и ничто другое не может. Все притягивается обратно гравитационным полем. Итак, существует совокупность событий, область пространства-времени, из которой невозможно выбраться, чтобы достичь удаленного наблюдателя. Эту область мы теперь и называем черной дырой, а ее границу — горизонтом событий. Он совпадает с траекториями световых лучей, которые не могут вырваться из черной дыры.
Чтобы понять, что бы мы увидели, если бы наблюдали коллапс звезды и образование черной дыры, следует вспомнить, что в теории относительности нет абсолютного времени. Каждый наблюдатель имеет свою меру времени. Время на звезде будет отличаться от времени наблюдателя, находящегося на расстоянии от нее, из-за влияния гравитационного поля звезды. Этот эффект был измерен на Земле с помощью эксперимента с часами, расположенными на вершине и возле основания водонапорной башни. Предположим, что находящийся на поверхности коллапсирующей звезды бесстрашный астронавт, ориентируясь по своим часам, каждую секунду посылает сигнал на свой космический корабль, находящийся на орбите. В некоторый момент времени по его часам, например в 11 часов утра, радиус сжимающейся звезды становится меньше критического, при котором гравитационное поле усиливается настолько, что сигналы больше не достигают космического корабля.
Экипаж корабля, наблюдающий за его сигналами, отметит, что по мере приближения к 11 часам интервалы между последовательными сигналами астронавта становятся все длиннее и длиннее. Впрочем, до 10:59:59 эффект был бы очень незначительным. Между сигналами, переданными по часам астронавта в 10:59:58 и 10:59:59, для экипажа на орбите прошло бы чуть больше секунды, но сигнала, отправленного в 11 часов, им пришлось бы ждать вечно. Световые волны, испущенные с поверхности звезды между 10:59:59 и 11:00:00 по часам астронавта, для наблюдателей на борту корабля будут распространяться в течение бесконечного периода времени.
Временной интервал между приемом последовательных сигналов на космическом корабле будет становиться все продолжительнее, а свет звезды будет казаться все краснее и слабее. Со временем звезда станет настолько тусклой, что уже не будет видна с корабля. Останется только черная дыра в космическом пространстве. Однако гравитационное поле звезды по-прежнему будет действовать на космический корабль. Звезда, по крайней мере в принципе, будет все еще видимой для наблюдателей на корабле. Просто свет от ее поверхности претерпевает такое большое красное смещение под действием гравитационного поля звезды, что звезда становится неразличимой. Однако само гравитационное поле звезды не подвержено красному смещению. Таким образом, корабль продолжит обращаться вокруг черной дыры.
Работа, проделанная Роджером Пенроузом и мной между 1965 и 1970 гг., показала, что согласно общей теории относительности внутри черной дыры должна находиться сингулярность с бесконечной плотностью. Это напоминает Большой взрыв в начале времени, только для коллапсирующего объекта и астронавта это будет концом времени. В этой сингулярности законы физики и наша способность предсказывать будущее нарушаются. Однако на наблюдателя, оставшегося за пределами черной дыры, это нарушение предсказуемости не подействует, поскольку ни свет, ни любой другой сигнал из сингулярности не сможет достичь его.
В этой сингулярности законы физики и наша способность предсказывать будущее нарушаются.
Поразмыслив об этом замечательном факте, Роджер Пенроуз предложил гипотезу космической цензуры, которую можно перефразировать следующим образом: «Бог не терпит голой сингулярности». Иными словами, сингулярности, образующиеся в результате гравитационного коллапса, появляются только в таких местах, как черные дыры, где они надежно скрыты от постороннего взгляда горизонтом событий. Если быть точным, это то, что называется слабой гипотезой космической цензуры: наблюдатели, находящиеся за пределами черной дыры, защищены от последствий нарушения предсказуемости в сингулярности. Но для несчастного астронавта, попавшего в черную дыру, никакой защиты нет. Не должен ли Бог защитить его?
Уравнения общей теории относительности имеют несколько решений, в которых наш астронавт может увидеть голую сингулярность. Вместо того чтобы попасть в нее, он может провалиться в «кротовую нору» и оказаться в другой части Вселенной. Это открыло бы широкие возможности для путешествий в пространстве и времени, но, к сожалению, все эти решения могут оказаться крайне неустойчивыми. Небольшое возмущение, например присутствие астронавта, может настолько изменить решение, что астронавт не увидит сингулярность, пока не попадет в нее, и его время закончится. Другими словами, сингулярность всегда находится в его будущем и никогда — в прошлом.
Сильный вариант гипотезы космической цензуры гласит, что в реалистичном решении сингулярности всегда лежат либо целиком в будущем, как сингулярности гравитационного коллапса, либо целиком в прошлом. Хочется надеяться, что какая-то из версий гипотезы космической цензуры верна, поскольку вблизи голых сингулярностей может оказаться возможным путешествие в прошлое. Это хорошо для писателей-фантастов, однако это также означает, что ничья жизнь не находится в полной безопасности. Некто может отправиться в прошлое и убить кого-либо из ваших родителей до того, как вы будете зачаты.
Находясь поблизости от голых сингулярностей, можно путешествовать в прошлое. Это хорошо для писателей-фантастов, однако это также означает, что ничья жизнь не находится в полной безопасности.
При образовании черной дыры в результате гравитационного коллапса движения будут ограничены излучением гравитационных волн. Поэтому можно ожидать, что черная дыра довольно скоро перейдет в стационарное состояние. Принято считать, что это конечное стационарное состояние будет зависеть от параметров объекта, коллапс которого породил черную дыру. Эта черная дыра может иметь любую форму или размер, причем ее форма может не оставаться неизменной, а пульсировать.
Между тем в 1967 г. Вемер Израэль из Дублина опубликовал статью, совершившую переворот в исследовании черных дыр. Израэль показал, что любая невращающаяся черная дыра должна иметь идеально круглую или сферическую форму. Более того, ее размер зависит только от ее массы. Фактически, она может описываться частным решением уравнений Эйнштейна, которое было найдено Карлом Шварцшильдом в 1917 г. вскоре после создания общей теории относительности. Изначально результаты Израэля интерпретировались многими (включая его самого) как подтверждение того, что черные дыры образуются только в результате коллапса идеально круглых или сферических объектов. Поскольку в действительности ни один объект не может иметь идеально сферическую форму, гравитационный коллапс в общем случае должен приводить к образованию «голых» сингулярностей. Однако существовала и другая интерпретация результатов Израэля, которую поддерживали, в частности, Роджер Пенроуз и Джон Уиллер. Она заключалась в том, что черная дыра должна вести себя, как шарик жидкости. Изначально объект может иметь несферическую форму, однако в процессе коллапса, порождающего черную дыру, он переходит в сферическое состояние вследствие излучения гравитационных волн. Дальнейшие расчеты подтвердили эту точку зрения, и она стала общепризнанной.
Израэль показал, что любая невращающаяся черная дыра должна иметь идеально круглую или сферическую форму.
Результат Израэля относился только к черным дырам, которые образовались из невращающихся объектов. По аналогии с шариком жидкости можно ожидать, что черная дыра, образовавшаяся в результате коллапса вращающегося объекта, не будет иметь идеально сферическую форму. У нее будет выпуклость вокруг экватора, вызванная вращением. Такая небольшая выпуклость, вызванная вращением с периодом около 25 суток, наблюдается у Солнца. В 1963 г. новозеландец Рой Керр получил для черных дыр набор решений уравнений общей теории относительности, причем более общих, чем решения Шварцшильда. Такие «керровские» черные дыры вращаются с постоянной скоростью, их размер и форма зависят только от их массы и скорости вращения. При нулевой скорости вращения черная дыра имеет идеально сферическую форму и решение для нее совпадает с решением Шварцшильда. Но если скорость вращения отлична от нуля, черная дыра вспучивается в экваториальной области. Поэтому естественно будет предположить, что конечное состояние вращающегося объекта, переживающего коллапс с образованием черной дыры, будет описываться решением Керра.
Гипотеза космической цензуры, которую можно перефразировать как «Бог не терпит голой сингулярности», гласит, что сингулярности, образующиеся в результате гравитационного коллапса, появляются только в таких местах, как черные дыры, где они надежно скрыты от посторонних взглядов горизонтом событий. Даже парящий в космосе астронавт может не увидеть сингулярность, пока не попадет в нее и его время не закончится.
В 1970 г. мой коллега и сокурсник по аспирантуре Брэндон Картер сделал первый шаг к подтверждению этой гипотезы. Он показал, что если стационарная вращающаяся черная дыра обладает осью симметрии, как вращающийся волчок, то ее размер и форма будут зависеть только от ее массы и скорости вращения. Затем в 1971 г. я доказал, что любая стационарная вращающаяся черная дыра должна иметь такую ось симметрии. Наконец, в 1973 г. Дэвид Робинсон из лондонского Королевского колледжа показал (используя наши с Картером результаты), что гипотеза верна: такая черная дыра действительно должна представлять собой решение Керра.
Таким образом, после гравитационного коллапса черная дыра должна перейти в состояние, в котором она вращается, но не пульсирует. Более того, ее размер и форма будут зависеть только от ее массы и частоты вращения, а не от природы объекта, в результате коллапса которого она образовалась. Этот результат стал известен в виде принципа «У черной дыры нет волос». Это означает, что при образовании черной дыры очень большой объем информации об объекте, претерпевшем коллапс, должен быть потерян, поскольку после этого все, что мы можем узнать об этом объекте, — это его масса и частота вращения. Я объясню значение этого вывода в следующей лекции. Теорема «об отсутствии волос» имеет также огромное практическое значение, поскольку накладывает ограничения на возможные типы черных дыр. Следовательно, можно строить подробные модели объектов, содержащих черные дыры, и сравнивать предсказания этих моделей с наблюдениями.
Это сравнение центральных областей четырех эллиптических галактик показывает, что чем массивнее центральный балдж галактики, тем тяжелее ее черная дыра. В левом столбце представлены черно-белые снимки галактик, полученные на наземных телескопах. Квадратиками отмечены центральные области галактик. В центральном столбце приведены увеличенные изображения этих областей, полученные с помощью Широкоугольной планетарной камеры 2 космического телескопа «Хаббл». В правом столбце представлены массы черных дыр и соответствующие диаметры горизонта событий. Массу каждой черной дыры астрономы определяли путем измерения параметров движения звезд вокруг нее. Чем меньше расстояние между звездами и черной дырой, тем выше их скорость. Астрономы открыли поразительную связь между массой черной дыры и средней скоростью движения звезд в центральном балдже галактики. Чем быстрее движутся звезды, тем массивнее черная дыра. Это открытие означает, что гигантские черные дыры не были предшественниками рождения галактик, а эволюционировали вместе с ними, захватывая определенный процент массы звезд и газа центральной области галактики.
Принцип «у черной дыры нет волос» означает, что при образовании черной дыры очень большой объем информации об объекте, претерпевшем коллапс, должен быть потерян.
Черные дыры — один из редких случаев в истории науки, когда теория была детально разработана в виде математической модели еще до того, как появились какие-либо наблюдательные подтверждения ее справедливости. На самом деле, это был главный аргумент противников черных дыр. Разумно ли верить в существование объектов, единственным доказательством которого служат расчеты на основе сомнительной теории — общей теории относительности?
Между тем в 1963 г. Мартин Шмидт, астроном из Паломарской обсерватории, расположенной в Калифорнии, обнаружил слабый звездообразный объект в направлении источника радиоизлучения 3C273 (это источник номер 273 в третьем выпуске Кембриджского каталога радиоисточников). Измерив красное смещение этого объекта, он обнаружил, что оно слишком велико для того, чтобы быть результатом действия гравитационного поля. Если бы это красное смещение было вызвано гравитацией, этот объект оказался бы настолько массивным и близким к нам, что его присутствие влияло бы на орбиты планет Солнечной системы. Следовательно, красное смещение могло быть вызвано расширением Вселенной, а значит, объект находится очень далеко. Чтобы можно было наблюдать столь далекий объект, он должен быть очень ярким и излучать огромное количество энергии.
Единственный механизм, придуманный учеными для производства такого большого количества энергии, — это гравитационный коллапс, причем не просто звезды, а всей центральной части галактики. С тех пор было открыто множество других подобных «квазизвездных объектов» (квазаров) с большими красными смещениями. Но все они расположены слишком далеко и слишком сложны для наблюдений, чтобы представить неопровержимые доказательства существования черных дыр.
С тех пор было открыто множество других подобных «квазизвездных объектов» (квазаров) с большими красными смещениями. Но все они расположены слишком далеко и слишком сложны для наблюдений, чтобы представить неопровержимые доказательства существования черных дыр.
Следующим обнадеживающим свидетельством существования черных дыр стало открытие, совершенное в 1967 г. аспиранткой Кембриджского университета Джослин Белл: она обнаружила на небе объекты, испускающие регулярные импульсы радиоволн. Сначала Джослин и ее научный руководитель Энтони Хьюиш подумали, что, возможно, они вступили в контакт с инопланетной цивилизацией из нашей Галактики. И правда, докладывая о своем открытии на семинаре, они, помнится, называли первые четыре обнаруженных источника LGM 1–4, где аббревиатура LGMозначала Little Green Men — маленькие зеленые человечки.
В итоге, однако, и они, и все остальные пришли к менее фантастическому выводу о том, что эти объекты, получившие название «пульсары», представляют собой всего лишь вращающиеся нейтронные звезды. Они испускают импульсы радиоволн из-за сложного взаимодействия их магнитных полей и окружающей материи. Это стало неприятной новостью для авторов космических вестернов, но очень обнадеживающим результатом для нас — небольшой группы ученых, веривших в те времена в существование черных дыр. Это было первым доказательством существования нейтронных звезд. Радиус нейтронной звезды составляет около 15 км, это всего в несколько раз больше критического радиуса, при котором звезда становится черной дырой. Если звезда могла сжаться до столь малого размера, нет ничего неразумного в том, чтобы ожидать, что другие звезды могли сжаться до еще более компактных размеров и стать черными дырами.
Можно ли надеяться обнаружить черную дыру, если она по определению не излучает никакого света? Это похоже на поиски черной кошки в темной комнате. К счастью, способ обнаружить черные дыры существует, поскольку, как отметил Джон Мичелл в своей пионерской работе 1783 г., гравитационное поле черной дыры воздействует на близлежащие объекты. Астрономы наблюдали множество систем, в которых две звезды вращаются одна вокруг другой под воздействием гравитации. Кроме того, они наблюдали системы, в которых только одна видимая звезда вращается вокруг невидимого компаньона.
Можно ли надеяться обнаружить черную дыру, если она по определению не излучает никакого света?
Конечно, нельзя с ходу утверждать, что этим компаньоном является черная дыра. Это может быть звезда настолько тусклая, что мы не можем ее увидеть. Однако некоторые из таких систем, например система X-l в созвездии Лебедя, являются также источниками мощного рентгеновского излучения. Наиболее правдоподобное объяснение этого явления заключается в том, что рентгеновское излучение генерируется веществом, которое выбрасывается с поверхности видимой звезды. Когда оно падает в направлении невидимого компаньона, создается спиральное движение, как при сливании воды из ванны, и вещество нагревается и испускает рентгеновские лучи. Чтобы этот механизм работал, невидимый объект должен быть очень маленьким, как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра.
Итак, по наблюдаемому движению видимой звезды можно определить минимальную возможную массу невидимого объекта. В случае системы Лебедь X-l эта масса примерно в шесть раз больше массы Солнца. Согласно результатам Чандрасекара, это слишком много для того, чтобы невидимый объект был белым карликом. Для нейтронной звезды эта масса также слишком велика. Так что, по-видимому, это должна быть черная дыра.
Существуют и другие модели, объясняющие поведение системы Лебедь X-l без привлечения черной дыры, но все они подходят лишь с натяжкой. Присутствие черной дыры кажется единственным разумным объяснением наблюдаемой картины. Несмотря на это, я поспорил с Кипом Торном из Калифорнийского технологического института, что на самом деле в системе Лебедь X-l нет черной дыры. Для меня это как страховка. Я много работал над изучением черных дыр, и все мои усилия окажутся напрасными, если они не существуют. Но в этом случае у меня будет утешение в виде выигранного пари и четырехлетней подписки на сатирический журнал Private Eye. Если же черные дыры все-таки существуют, Кип получит подписку на Penthouse всего на один год, поскольку при заключении пари в 1975 г. мы были на 80 процентов уверены, что в системе Лебедь X-1 есть черная дыра. Можно сказать, что сегодня мы уверены на 95 процентов, но наш спор еще не разрешен.
Свидетельства существования черных дыр обнаружены во многих других системах нашей Галактики, а также в центрах других галактик и квазаров (там черные дыры, по-видимому, гораздо крупнее). Кроме того, не исключена возможность существования черных дыр с массами гораздо меньшими, чем масса Солнца. Такие черные дыры не могли возникнуть в результате гравитационного коллапса, поскольку их массы меньше предела Чандрасекара. Звезды столь малой массы способны противостоять собственной гравитации, даже когда они израсходовали все свое ядерное топливо. Таким образом, черные дыры малой массы могли бы образоваться только в том случае, если вещество было сжато до огромной плотности под воздействием очень большого внешнего давления. Такие условия могут быть созданы в очень большой водородной бомбе. Физик Джон Уилер подсчитал, что если взять всю тяжелую воду из всех океанов мира, то можно создать водородную бомбу, которая сожмет вещество в центре настолько, что может появиться черная дыра. Однако, к сожалению, не останется никого, кто мог бы ее увидеть.
Если взять всю тяжелую воду из всех океанов мира, то можно создать водородную бомбу, которая сожмет вещество в центре настолько, что может появиться черная дыра.
Более реалистичная возможность заключается в том, что такие маломассивные черные дыры могли образоваться при высоких температурах и давлениях на самых ранних этапах эволюции Вселенной. Черные дыры могли образоваться, если ранняя Вселенная не была абсолютно гладкой и однородной, поскольку тогда небольшая область с плотностью выше средней могла быть сжата таким образом, что в результате возникла бы черная дыра. А мы знаем, что неоднородности должны были существовать, поскольку в противном случае материя во Вселенной была бы распределена абсолютно равномерно и в современную эпоху, а не скапливалась бы, образуя звезды и галактики.
Черные дыры, в конце концов, не так уж черны. Они светятся, как нагретое тело, и чем меньше их размер, тем ярче их свечение.
Привели бы неоднородности, необходимые для формирования звезд и галактик, к образованию значительного числа таких первичных черных дыр или нет — зависит от условий, существовавших в ранней Вселенной. Если бы мы могли подсчитать текущее количество первичных черных дыр, мы бы многое узнали о ранних этапах эволюции Вселенной. Первичные черные дыры с массами, превышающими миллиарды тонн (масса высокой горы), можно обнаружить только по их гравитационному воздействию на другую видимую материю или на расширение Вселенной. Однако, как мы узнаем из следующей лекции, черные дыры, в конце концов, не так уж черны. Они светятся, как нагретое тело, и чем меньше их размер, тем ярче их свечение. Поэтому, как ни парадоксально, может оказаться так, что небольшие черные дыры обнаружить проще, чем крупные.
