Термин «черная дыра» появился сравнительно недавно. Его придумал в 1969 году американский ученый Джон Уилер, чтобы наглядно проиллюстрировать идею почти двухсотлетней давности. Тогда существовали две теории света: согласно одной из них – и ее придерживался Ньютон – свет состоит из частиц, а согласно другой – из волн. Теперь-то мы знаем, что обе теории [в определенном приближении] верны. В силу принципа корпускулярно-волнового дуализма в квантовой механике свет можно рассматривать как поток частиц и как поток волн. В рамках теории, понимающей свет как череду волн, сложно было объяснить, как он должен откликаться на гравитацию. Но если считать, что свет состоит из частиц, есть все основания полагать, что сила тяготения воздействует на эти частицы точно так же, как, например, на пушечные ядра, ракеты и планеты. Сначала люди считали, что частицы света движутся с бесконечной скоростью, и в этом случае сила тяготения не способна затормозить их. Но однажды Оле Рёмеру удалось измерить скорость света и установить, что она конечна, а это означало, что влияние силы тяжести на свет может быть существенным.

Профессор Кембриджского университета Джон Мичелл, исходивший именно из этого предположения, в 1783 году опубликовал в журнале «Философские труды Королевского общества Лондона» статью. В ней он обратил внимание на то, что достаточно массивная компактная звезда должна создавать настолько сильное гравитационное поле, что свет не сможет покинуть ее. Испущенное с поверхности такой звезды излучение не сможет далеко уйти: рано или поздно оно будет остановлено и возвращено назад силой тяжести звезды. Мичелл полагал, что таких звезд может быть много. Хотя мы и не можем увидеть их, потому что свет этих звезд не достигнет нас, мы все же вполне в состоянии обнаружить их гравитационное притяжение. Такие объекты мы сейчас называем черными дырами – ведь это действительно зияющие в пространстве черные пустоты. Через несколько лет похожую гипотезу высказал французский ученый Пьер Симон де Лаплас, по-видимому, совершенно независимо от Мичелла. Интересно, что Лаплас включил эту гипотезу только в первое и второе издания своей книги «Изложение системы мира», не упомянув о ней в более поздних изданиях. Возможно, он счел эту идею бредовой. (К тому же в XIX веке корпускулярная теория света теряла популярность, поскольку в то время казалось, что все можно объяснить в рамках волновой теории, которая не давала ясного ответа на вопрос о том, возможно ли вообще влияние тяготения на свет.)

И действительно, рассматривать свет так же, как пушечные ядра в ньютоновской теории тяготения, – не совсем последовательно, ведь скорость света постоянна. (Ядро, выпущенное вертикально с поверхности Земли, замедляется под действием силы тяжести, в какой-то момент останавливается и падает вниз. В отличие от него, фотон продолжает двигаться вверх с постоянной скоростью. Как же тогда может ньютоновское тяготение воздействовать на свет?) Последовательная и внутренне согласованная теория влияния тяготения на фотоны появилась только в 1915 году, когда Эйнштейн создал общую теорию относительности. Да и после этого понадобилось еще много времени, чтобы осознать следствия теории для массивных звезд.

Чтобы понять, как может образоваться черная дыра, сначала следует разобраться с жизненным циклом звезды. Звезда рождается, когда большое количество газа (в основном водорода) сжимается и обрушивается на себя (коллапсирует) под действием собственного тяготения. По мере сокращения облака атомы газа все чаще сталкиваются друг с другом, двигаясь со все более высокими скоростями, и газ нагревается. В какой-то момент он становится настолько горячим, что сталкивающиеся атомы водорода перестают отскакивать друг от друга и начинают «срастаться», образуя атомы гелия. Выделяемое при этой реакции тепло, подобное тому, которое выделяется при взрыве водородной бомбы, как раз и заставляет звезду светиться. Это дополнительное тепло также приводит к увеличению давления до уровня, достаточного, чтобы уравновесить гравитационное притяжение, и сжатие газа прекращается. Ситуация немного напоминает происходящее внутри воздушного шара: в его случае мы имеем дело с равновесием между внутренним давлением воздуха, стремящимся раздуть шар, и натяжением резиновой оболочки, которая стремится сжать его. Звезды могут поддерживать такого рода стабильность в течение долгого времени – пока тепло, выделяемое в ходе термоядерных реакций, уравновешивает гравитационное притяжение. Однако рано или поздно звезда исчерпывает свои запасы водорода и другого ядерного топлива. Парадоксальным образом, чем больший запас топлива звезда имеет в начале своей эволюции, тем быстрее он подходит к концу. Дело в том, что чем массивнее звезда, тем горячее должны быть ее недра, чтобы уравновесить гравитационное притяжение [вышележащих слоев]. А чем горячее недра звезды [и чем быстрее происходят в них термоядерные реакции синтеза], тем быстрее заканчиваются запасы термоядерного топлива. Топливных запасов нашего Солнца хватит еще примерно на пять миллиардов лет, но более массивные звезды успевают исчерпать свои резервы всего за каких-то сто миллионов лет, а это намного меньше возраста Вселенной. Использовав запас термоядерного топлива, звезда начинает остывать, и сила тяготения берет верх над давлением, заставляя звезду сжиматься. Понимание последующей эволюции звезды пришло лишь в конце 20-х годов XX века.

В 1928 году Субраманьян Чандрасекар, выпускник индийского университета, отправился в Англию, чтобы продолжить обучение в Кембридже у британского астронома сэра Артура Эддингтона – специалиста по общей теории относительности. (Рассказывали, что в начале 1920-х годов журналист сообщил Эддингтону, будто слышал, что всего три человека в мире понимают общую теорию относительности. Эддингтон задумался, а потом сказал: «Я пытаюсь понять, кто же третий».) На пути из Индии Чандрасекар рассчитал, насколько большой может быть звезда, чтобы при этом удерживаться от сжатия под действием собственного тяготения, исчерпав все имеющиеся запасы топлива. Идея состояла в следующем: когда звезда сжимается до малых размеров, частицы ее вещества оказываются очень близко друг к другу и, согласно принципу запрета Паули, они должны иметь сильно различающиеся скорости. По этой причине частицы стремятся разлететься и тем самым заставляют звезду расширяться. Таким образом, звезда способна сохранять постоянный радиус благодаря равновесию между гравитационным притяжением и отталкиванием, вызванным принципом запрета, аналогично тому, как на предыдущем этапе тяготение уравновешивалось теплом.

Однако Чандрасекар понял, что у вызванного принципом запрета Паули отталкивания есть определенный предел. В теории относительности максимальная разность скоростей частиц вещества внутри звезды не превосходит скорости света. Это значит, что когда звезда становится достаточно плотной, то вызванное принципом запрета отталкивание оказывается слабее гравитационного притяжения. Согласно расчетам Чандрасекара, холодная звезда с массой, превышающей примерно полторы массы Солнца, не в состоянии удержаться от коллапса под действием собственного тяготения. (Эта масса сейчас называется пределом Чандрасекара.) Примерно в то же время аналогичное открытие сделал советский ученый Лев Давидович Ландау.

Из этого заключения вытекали серьезные следствия для судьбы массивных звезд. Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, то ее сжатие в какой-то момент прекращается и звезда достигает возможного конечного устойчивого состояния – превращается в белый карлик радиусом несколько тысяч километров с плотностью в сотни тонн на кубический сантиметр. Белый карлик противостоит дальнейшему сжатию благодаря принципу запрета Паули, который обеспечивает отталкивание содержащихся в его веществе электронов. Мы наблюдаем множество таких звезд. Одним из первых открытых белых карликов был спутник Сириуса – ярчайшей звезды на ночном небе.

Ландау обратил внимание на то, что возможен и другой конечный этап звездной эволюции с похожей предельной массой в одну-две солнечных, но с куда меньшим радиусом, чем у белого карлика. Эти звезды удерживают равновесие за счет обусловленного принципом запрета отталкивания не между электронами, а между нейтронами и протонами, и потому называются нейтронными звездами. Их радиус должен составлять всего около десяти – двадцати километров, а плотность – десятки миллионов тонн на кубический сантиметр. Когда была предсказана возможность существования нейтронных звезд, их наблюдение было невозможно. Обнаружены они были много позднее.

Между тем у звезд с массой выше предела Чандрасекара после исчерпания запасов топлива возникает очень серьезная проблема. Некоторые из них взрываются или сбрасывают нужное количество вещества, чтобы оставшаяся масса оказалась ниже предельного значения. Тем самым они избегают катастрофического гравитационного коллапса. Но едва ли это удается абсолютно всем звездам, вне зависимости от того, насколько они массивны. Откуда звезде знать, что ей пора сбросить вес? Но даже если бы все звезды могли избавиться от массы, достаточной, чтобы избежать коллапса, что произошло бы, если бы дополнительная масса добавилась белому карлику или нейтронной звезде и предел оказался бы превышенным? Будет ли звезда коллапсировать до состояния с бесконечной плотностью? Эддингтона ужаснул такой вывод, и ученый отказался согласиться с Чандрасекаром. Он считал, что звезда никак не может превратиться в точку. Этого же мнения придерживались большинство ученых: сам Эйнштейн написал статью, в которой утверждал, что звезда не способна сжаться до нулевого размера. Враждебность многих ученых, а в особенности Эддингтона – наиболее авторитетного специалиста по строению звезд и учителя Чандрасекара – заставила последнего переключиться на другие астрономические проблемы, в частности заняться движением звездных скоплений. Когда в 1983 году Чандрасекару вручили Нобелевскую премию, она по крайней мере отчасти оценивала и его ранние работы о предельной массе холодных звезд.

Чандрасекар показал, что принцип запрета не в состоянии остановить коллапс звезды с массой больше предела своего имени, а задачу о судьбе такой звезды в общей теории относительности первым решил молодой американский ученый Роберт Оппенгеймер в 1939 году. Однако его выводы выходили далеко за рамки возможностей наблюдательной науки: телескопы тех лет не могли подтвердить или опровергнуть его теорию. Потом началась Вторая мировая война, и Оппенгеймера привлекли к работе над атомным проектом. После войны о проблеме гравитационного коллапса забыли, потому что большинство ученых увлеклись явлениями, происходящими на масштабах атома или атомного ядра. Но в 60-х годах XX века интерес к проблемам астрономии и космологии на больших масштабах возродился под влиянием резкого увеличения объема и диапазона астрономических наблюдений, что было вызвано внедрением передовых технических достижений. На работу Оппенгеймера снова обратили внимание, и ряд ученых смогли развить его заключения.

Согласно Оппенгеймеру, дело обстоит следующим образом. Под действием гравитационного поля звезды траектории лучей света в пространстве-времени искривляются – в отсутствие звезды траектории были бы иными. Световые конусы, указывающие траектории, по которым следуют в пространстве-времени вспышки света, излученного из вершин этих конусов, слегка искривляются внутрь около поверхности звезды. Такой эффект наблюдается во время солнечного затмения, когда искривляются лучи света далеких звезд. По мере сжатия звезды напряженность гравитационного поля на ее поверхности возрастает, и световые конусы все сильнее искривляются к звезде. Из-за этого излучению звезды становится все труднее покинуть ее, и для удаленного наблюдателя ее свечение выглядит все более тусклым и красным. Наконец, когда звезда сожмется до определенного критического радиуса, гравитационное поле на ее поверхности окажется чрезвычайно сильным и выгнет траектории лучей света так, что те больше не смогут покинуть звезду (рис. 6.1). Согласно теории относительности, ничто не может двигаться быстрее скорости света. И раз свет не может покинуть звезду, это также невозможно и для любого другого объекта – он неминуемо будет втянут обратно гравитационным полем. Таким образом в результате этих событий образуется область пространства-времени, из которой ничто не может выйти – и достичь удаленного наблюдателя. Эта область называется черной дырой. Внешняя граница черной дыры называется горизонтом событий, и она совпадает с траекториями лучей света, которые только что тщетно пытались покинуть эту область.

Чтобы понять, что увидит человек, наблюдающий коллапс звезды и образование черной дыры, надо учесть, что в теории относительности нет абсолютного времени: для каждого наблюдателя время течет по-своему. Наблюдатель на поверхности звезды воспринимает время не так, как оный на большом удалении от нее – из-за большей напряженности гравитационного поля на границе звезды. Представим себе отважного астронавта, балансирующего на поверхности сжимающейся звезды. Он решил остаться там на время коллапса и ежесекундно (по своим часам) посылает сигналы на обращающийся вокруг звезды космический корабль. В какой-то момент по часам астронавта – например, ровно в 11:00 – звезда, сжимаясь, уйдет под критический радиус, на котором гравитационное поле становится настолько сильным, что ничто уже не может покинуть поверхность светила. Стало быть, сигналы астронавта не смогут достичь корабля. По мере приближения к 11:00 спутники астронавта, наблюдающие за ним с борта орбитального корабля, заметят, что интервалы между последовательными сигналами коллеги становятся все длиннее. Эффект этот будет довольно незначителен до 10 часов 59 минут 59 секунд. Между приемом сигнала, отправленного астронавтом в 10 часов 59 минут 58 секунд, и сигналом в 10 часов 59 минут 59 секунд пройдет лишь немногим более секунды, а вот сигнала, посланного в 11:00 по часам астронавта, придется ждать вечно. Световые волны, испущенные с поверхности звезды между 10 часами 59 минутами 59 секундами и 11 часами ровно по часам астронавта, окажутся растянутыми на бесконечный промежуток времени с точки зрения экипажа орбитального корабля. Интервал между принимаемыми волнами на космическом корабле будет с каждым разом все длиннее, и поэтому свет звезды будет тускнеть и смещаться в красную область спектра. В какой-то момент звезда станет настолько неприметной, что ее нельзя будет разглядеть с борта космического корабля, – на ее месте останется лишь зияющая в пространстве черная дыра. Правда, черная дыра продолжит воздействовать на космический корабль все с той же силой тяготения, заставляя его двигаться по околозвездной орбите. Впрочем, это все же не совсем реалистичный сценарий – и все из-за следующей проблемы. Сила тяжести ослабевает по мере удаления от звезды, и поэтому сила притяжения, действующая на ноги бравого астронавта, всегда будет больше силы, действующей на его голову. Под действием разности этих сил тело астронавта вытянется, как спагетти, или вообще окажется разорвано на части еще до того, как звезда достигнет критического радиуса, когда возникает горизонт событий! Правда, считается, что и куда более крупные объекты во Вселенной, такие как центральные области галактик, тоже могут испытывать гравитационный коллапс с образованием черных дыр. Астронавт, оказавшийся на поверхности такого объекта, поначалу, до момента образования черной дыры, будет сохранять целостность. Он, в сущности, ничего особенного не почувствует, когда звезда сожмется до критического радиуса, и вполне может пройти точку невозврата, совершенно этого не заметив. А всего через несколько часов по времени астронавта, по мере продолжения коллапса, разность гравитационных сил, действующих на его голову и ноги, все равно станет достаточно большой, чтобы разорвать его на части.

Результаты исследования, которое мы с Роджером Пенроузом проводили с 1965 по 1970 год, показали, что согласно общей теории относительности внутри черной дыры должна находиться сингулярность с бесконечной плотностью и бесконечной кривизной пространства-времени. Что-то вроде Большого взрыва в начале времен, но только в этом случае мы имеем дело с концом времени для коллапсирующего тела и астронавта. В этой сингулярности нарушаются законы физики и оказывается утраченной возможность предсказывать будущее. При этом наблюдателей вне черной дыры потеря предсказуемости никак не затронет, потому что никакой свет и никакой сигнал изнутри сингулярности не смогут достичь их. Под впечатлением от этого замечательного факта Роджер Пенроуз выдвинул гипотезу о космической цензуре, которую можно сформулировать так: «Бог не терпит голых сингулярностей». Другими словами, сингулярности, порождаемые гравитационным коллапсом, возникают только в местах, подобным черным дырам, то есть там, где они скрыты от внешнего взора горизонтом событий. Это, строго говоря, так называемая слабая гипотеза космической цензуры, – она защищает наблюдателей от последствий имеющего место в сингулярности нарушения предсказуемости, но ничем не может помочь бедному астронавту, который падает в черную дыру.

Существуют решения уравнений общей теории относительности, позволяющие астронавту увидеть голую сингулярность: он может избежать столкновения с сингулярностью, вместо этого пролететь через кротовую нору и выйти в другой области Вселенной. Это открывает замечательные возможности для путешествий в пространстве и времени, но, к сожалению, похоже, что такие решения крайне нестабильны: малейшее возмущение – например, присутствие астронавта – может так повлиять на расчеты, что астронавт не увидит сингулярности, пока не столкнется с ней, и на этом его существование закончится. Другими словами, сингулярность всегда будет находится в его в будущем и никогда – в прошлом. Сильный вариант гипотезы космической цензуры гласит, что при реалистичном решении все сингулярности находятся либо полностью в будущем (как в случае сингулярностей гравитационного коллапса), либо в прошлом (как в случае Большого взрыва). Я глубоко убежден в справедливости гипотезы космической цензуры и поэтому поспорил с Кипом Торном и Джоном Прескиллом из Калифорнийского технологического института, утверждая, что эта гипотеза всегда справедлива. Я проиграл пари по технической причине: потому что удалось привести примеры решений, когда сингулярность оказывалась видимой с очень большого расстояния. Так что мне пришлось заплатить, то есть, по условиям пари, я должен был прикрыть наготу этих сингулярностей. Но в душе я праздновал победу – голые сингулярности оказались неустойчивыми: малейшее возмущение либо приводило к их исчезновению, либо скрывало их за горизонтом событий. Стало быть, эти сингулярности не могли возникнуть в реальных ситуациях.

Рис. 6.1

Горизонт событий – граница области в пространстве-времени, за пределы которой невозможно выйти, – действует как своего рода полупроницаемая мембрана вокруг черной дыры: разнообразные объекты, вроде неосмотрительных астронавтов, могут падать сквозь горизонт событий в черную дыру, но ничто не может покинуть ее сквозь горизонт событий. (Напомним, что горизонт событий – это пространственно-временная траектория света, который стремится покинуть черную дыру. При этом ничто не может двигаться быстрее света.) Горизонт событий можно описать словами Данте о вратах ада: «Оставь надежду, всяк сюда входящий». Кто бы ни попал и что бы ни попало за горизонт событий, ему суждено вскоре достичь области бесконечной плотности, где кончается время.

Согласно общей теории относительности массивные движущиеся объекты должны испускать гравитационные волны, то есть формировать рябь на кривизне пространства, которая распространяется со скоростью света. Они напоминают волны света – рябь на электромагнитном поле, – но их куда труднее обнаружить. Гравитационные волны регистрируют по мельчайшим взаимным отклонениям свободно движущихся соседних объектов. В США, Европе и Японии строится ряд детекторов для измерения смещений, равных одной секстиллионной (единица с двадцать одним нулем) доле первоначального расстояния, что труднее, чем найти атомное ядро на расстоянии 16 километров.

Подобно свету, гравитационные волны уносят энергию от излучающих их тел. Поэтому можно было бы ожидать, что система массивных объектов рано или поздно достигнет стационарного состояния – ведь энергия любого движения уйдет вместе с гравитационными волнами. (Так же будет вести себя на воде брошенная в нее пробка – она то погружается, то всплывает снова, но постепенно замирает и переходит в стационарное состояние, по мере того как расходящиеся от нее круги забирают ее энергию.) Например, движение Земли по орбите вокруг Солнца порождает гравитационные волны. В результате потери энергии земная орбита изменится – наша планета будет постепенно становиться все ближе к Солнцу, в какой-то момент столкнется с ним и перейдет в стационарное состояние. Темп потерь энергии в случае Земли и Солнца крайне мал – он примерно соответствует энергопотреблению небольшого электрического нагревателя. Это значит, что Земля врежется в Солнце примерно через миллиард миллионов миллионов миллионов лет. Стало быть, нам пока не о чем беспокоиться! Земная орбита изменяется слишком медленно, и темп изменений едва ли можно зарегистрировать. Однако этот эффект наблюдался в последние годы в системе под названием PSR 1913 + 16 (PSR означает «пульсар»; это особый тип нейтронных звезд, регулярно излучающих импульсы радиоволн). Эта система состоит из двух нейтронных звезд, обращающихся друг вокруг друга. Излучая гравитационные волны, они расходуют энергию, а потому движутся по спиральным траекториям, взаимно сближаясь. За это подтверждение общей теории относительности Джозеф Хотон Тейлор-младший и Рассел Ален Халс были в 1993 году удостоены Нобелевской премии по физике. Столкновение компонентов этой системы произойдет примерно через триста миллионов лет. Непосредственно перед столкновением орбитальное движение звезд станет достаточно быстрым и излучаемые гравитационные волны достаточно мощными, чтобы детекторы вроде LIGO смогли обнаружить их.

В ходе гравитационного коллапса звезды и образования черной дыры скорость движения будет много выше и, соответственно, много выше будет и скорость потери энергии. Потому стационарное состояние может быть достигнуто довольно скоро. Что же это состояние собой представляет? Есть основания полагать, что это зависит от множества особенностей исходной звезды – не только от ее массы и скорости вращения, но и от характера распределения плотности в звезде и сложных движений газа в ее недрах. Если бы черные дыры были столь же разнообразны, как и объекты, из которых они образовались, было бы очень трудно делать какие бы то ни было общие предсказания о них.

Но в 1967 году канадский ученый Вернер Израэль (он родился в Берлине, вырос в Южной Африке и защитил диссертацию в Ирландии) совершил революцию в исследовании черных дыр. Ученый показал, что согласно общей теории относительности невращающиеся черные дыры должны быть устроены очень просто: иметь форму идеальной сферы и размер, который зависит только от массы. Так что две черных дыры с одинаковой массой совершенно одинаковы. Такие черные дыры описываются частным решением уравнений Эйнштейна, известным с 1917 года и полученным Карлом Шварцшильдом вскоре после создания общей теории относительности. Сначала многие физики, включая и самого Израэля, считали, что, поскольку черные дыры должны быть идеально сферическими, они могут образовываться только в ходе коллапса абсолютно сферически симметричного объекта. А следовательно, коллапс любой реальной звезды – которая никак не может быть абсолютно сферически симметричной – может породить только голую сингулярность.

Но было предложено и другое толкование результата Израэля, которого, в частности, придерживались Роджер Пенроуз и Джон Уилер. Они утверждали, что из-за сопровождающих коллапс звезды перемещений вещества на высокой скорости и сопутствующего излучения гравитационных волн звезда будет становиться все более сферически симметричной и к моменту, когда она достигнет стационарного состояния, она примет форму идеальной сферы. Согласно этой точке зрения, в результате гравитационного коллапса любая невращающаяся звезда со сколь угодно сложной формой и внутренней структурой должна превратиться в идеально сферически симметричную черную дыру, чей размер зависит только от массы. Последующие расчеты подтвердили этот вывод, и вскоре он стал общепринятым.

Результат Израэля касался только черных дыр, возникших из невращающихся тел. В 1963 году новозеландский ученый Рой Керр нашел множество решений уравнений общей теории относительности, описывающих вращающиеся черные дыры. Керровские черные дыры вращаются с постоянной скоростью, и их размер и форма зависят только от массы и скорости вращения. В случае нулевого вращения черная дыра представляет собой идеальную сферу и соответствующее решение совпадает с решением Шварцшильда. В случае ненулевого вращения черная дыра увеличивается в диаметре по экватору (совсем как Земля и Солнце по причине их вращения), и это тем заметнее, чем выше скорость. Чтобы распространить результат Израэля на вращающиеся тела, выдвинули предположение о том, что любое такое тело, коллапсирующее в черную дыру, должно в конце концов достичь стационарного состояния, описываемого решением Керра.

В 1970 году мой коллега Брэндон Картер, с которым мы вместе учились в аспирантуре в Кембридже, сделал первый шаг на пути к доказательству этой гипотезы. Он показал, что если вращающаяся черная дыра осесимметрична, подобно детскому волчку, то ее размер и форма зависят только от массы и скорости вращения. Потом в 1971 году я предложил решение, согласно которому любая стационарная вращающаяся черная дыра должна быть осесимметрична. Наконец, в 1973 году Дэвид Робинсон из Королевского колледжа Лондона воспользовался моими результатами и результатами Картера и доказал, что гипотеза верна: такая черная дыра действительно должна описываться решением Керра. Следовательно, после гравитационного коллапса черная дыра должна прийти в состояние, в котором она может вращаться, но не пульсировать. Более того, на размер и форму черной дыры влияют только масса и скорость вращения, но не природа тела, из которого она образовалась. Этот вывод традиционно формулируется афористично: у черной дыры нет волос. Теорема об «отсутствии волос» имеет чрезвычайно важное практическое значение, потому что сильно ограничивает набор возможных типов черных дыр. Благодаря этому мы можем строить детальные модели объектов, содержащих черные дыры, и сравнивать предсказания этих моделей с наблюдениями. Из теоремы также следует, что при образовании черной дыры оказывается утраченным огромный объем информации о коллапсирующем теле, ведь единственное, что мы можем узнать о нем после коллапса, – это его масса и скорость вращения. Важность этого заключения станет ясна в следующей главе.

Черные дыры – один из довольно немногочисленных случаев в истории науки, когда теория развивалась в значительной степени как чисто математическая модель, а наблюдательные ее подтверждения появились уже потом. И действительно, это обстоятельство противники концепции приводили как основной аргумент: как можно верить в наличие объектов, единственным свидетельством существования которых являются расчеты, основанные на сомнительной общей теории относительности? Однако в 1963 году астроном Мартен Шмидт из Паломарской обсерватории в Калифорнии измерил красное смещение точечного звездообразного объекта в направлении радиоисточника 3C273 (то есть источника номер 273 в Третьем Кембриджском каталоге радиоисточников). Мартен Шмидт заключил, что полученный показатель слишком велик, чтобы быть результатом действия гравитационного поля: если бы речь шла о гравитационном красном смещении, то объект был бы столь массивным и находился столь близко от нас, что неизбежно оказывал бы возмущающее действие на орбиты планет Солнечной системы. Значит, красное смещение было связано с расширением Вселенной, и следовательно, объект находится на очень большом расстоянии от нас. Чтобы быть видимым на таком огромном расстоянии, объект должен быть очень ярким, то есть, другими словами, излучать очень много энергии в единицу времени. Единственный правдоподобный механизм, способный привести к выделению энергии в таких количествах, – это гравитационный коллапс, но коллапс не звезды, а центральной области галактики целиком. Впоследствии открыли множество такого рода «квазизвездных объектов», или квазаров, и все они оказались с большими красными смещениями. Но все они находятся слишком далеко, и поэтому их трудно наблюдать, а следовательно, они не могут служить надежным доказательством существования черных дыр.

Следующим свидетельством в пользу существования черных дыр было обнаружение объектов на небе, которые излучали регулярные радиоимпульсы. Их в 1967 году удалось зарегистрировать аспирантке Кембриджского университета Джоселин Белл Бернелл. Правда, поначалу Белл и ее научный руководитель Энтони Хьюиш решили, что вступили в контакт с внеземной цивилизацией! Мне и вправду запомнилось, как, объявляя о своем открытии на семинаре, они назвали первые четыре обнаруженных ими источника LGM 1–4, где LGM – это Little Green Men, то есть «зеленые человечки». Однако в итоге Белл с Хьюишем, да и все остальные пришли к куда менее романтичному выводу: открытые объекты, названные позднее пульсарами, признали вращающимися нейтронными звездами, которые излучают радиоимпульсы в результате сложного взаимодействия магнитного поля звезды с окружающим ее веществом. Это разочаровало авторов космических вестернов, но вселило надежду в тех немногих из нас, кто в то время верил в существование черных дыр: это было первое благонадежное доказательство в пользу существования нейтронных звезд. Радиус нейтронной звезды составляет около 20 километров, что всего в несколько раз превышает критический радиус, при котором звезда становится черной дырой. Если звезда в состоянии сколлапсировать до столь малого размера, то вполне разумно предположить, что другие звезды могут сжаться еще больше и превратиться в черные дыры.

Но как обнаружить черную дыру, если она по определению ничего не излучает? Это немного напоминает поиски черной кошки в подвале, где хранят уголь. К счастью, способ все же есть. Как отметил еще Джон Мичелл в своей пионерской работе 1783 года, черная дыра продолжает воздействовать на окружающие объекты посредством своего гравитационного поля. Астрономы наблюдали множество систем, в которых две звезды обращаются друг вокруг друга под действием взаимного притяжения. Известны также системы, где видна только одна звезда, которая движется вокруг невидимого спутника. Отсюда, конечно, не следует, что этот спутник обязательно должен быть черной дырой, – это может быть только очень тусклая звезда, неразличимая из-за слабого блеска. Но некоторые из этих систем, вроде системы Лебедь X-1 (рис. 6.2), являются также мощными источниками рентгеновского излучения. Лучшее объяснение этого явления состоит в том, что мы имеем дело с веществом, истекающим с поверхности видимой звезды. Падая на невидимый спутник, вещество перемещается по спиральной траектории (совсем как вода, убегающая из ванны), сильно нагревается и испускает рентгеновское излучение (рис. 6.3). Этот механизм сработает, только если невидимый объект очень мал – как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра. На основании анализа орбиты видимой звезды можно оценить минимально возможную массу невидимого спутника. В случае системы Лебедь X-1 она составляет шесть масс Солнца, что, согласно расчетам Чандрасекара, слишком много для белого карлика. Эта масса также превышает предельную массу нейтронной звезды, и следовательно, похоже, что мы имеем дело с черной дырой.

Рис. 6.2. Более яркая из двух звезд вблизи центра снимка – это Лебедь X-1. Считается, что эта система состоит из черной дыры и обычной звезды, обращающихся друг вокруг друга

Рис. 6.3

Чтобы описать природу Лебедя X-1, предлагали и другие модели, без черных дыр, но они представляются не слишком правдоподобными. По-видимому, черная дыра – единственное по-настоящему естественное объяснение имеющихся наблюдений. Несмотря на это, мы с Кипом Торном из Калифорнийского технологического института заключили пари: я поручился, что в действительности в системе Лебедь X-1 никакой черной дыры нет! Для меня это был своего рода страховой полис. Я много сил потратил на изучение черных дыр. И все усилия будут напрасными, если окажется, что черных дыр не существует. Но в этом случае я мог бы утешиться тем, что выиграю пари, заработав четырехлетнюю подписку на журнал Private Eye. И хотя со времени нашего пари (1975 год) ситуация с Лебедем X-1 практически не изменилась, появившиеся с тех пор объемные наблюдательные данные говорят в пользу наличия черных дыр, и это заставило меня признать поражение. Я выплатил Кипу оговоренную сумму, достаточную для приобретения годовой подписки на журнал Penthouse, – к возмущению его эмансипированной жены.

Мы располагаем также свидетельствами наличия нескольких других черных дыр в системах, подобных Лебедю X-1, – в нашей Галактике и в двух соседних, называемых Магеллановыми облаками. Но черных дыр почти наверняка куда больше. За долгую историю Вселенной множество звезд должны были израсходовать запасы ядерного топлива и сколлапсировать. Вполне возможно, что черных дыр даже больше, чем видимых звезд, число которых оценивается примерно в сто миллиардов в одной только нашей Галактике. Дополнительная сила гравитационного притяжения столь большого числа черных дыр может объяснить наблюдаемую скорость вращения Млечного Пути: массы видимых звезд для этого недостаточно. На основании некоторых расчетов предполагают также наличие куда более крупной черной дыры с массой около ста тысяч масс Солнца – в центре нашей Галактики. Звезды, оказавшиеся вблизи нее, будут разорваны разностью сил гравитационного притяжения, действующих на их части – ближайшие к галактическому центру и удаленные от него. Остатки таких звезд и сброшенный другими звездами газ падают в черную дыру. Как и в случае Лебедя X-1, газ по спирали приближается к ней и нагревается, хотя и не так сильно. Из-за меньшей температуры нагретое вещество в этом случае не испускает рентгеновского излучения, но оно вполне может объяснить природу очень компактного источника радио– и инфракрасного излучения, регистрируемого в центре нашей Галактики.

Считается, что черные дыры такого типа, но только еще более крупные – с массами около сотни миллионов солнечных, – находятся в центрах квазаров. Например, наблюдения за галактикой М87, выполненные космическим телескопом «Хаббл», показали, что она представляет собой газовый диск поперечником 130 световых лет, вращающийся вокруг центрального объекта с массой в два миллиарда солнечных. Это может быть только черная дыра. Падающее на сверхмассивную черную дыру вещество – это единственный возможный достаточно мощный источник, способный объяснить огромное количество энергии, излучаемой объектом. Вещество, падающее по спирали в черную дыру, заставляет вращаться саму дыру в том же направлении, в результате чего возникает магнитное поле, подобное земному. Вблизи черной дыры падающее вещество также порождает частицы сверхвысоких энергий. Интенсивность магнитного поля при этом настолько высока, что оно способно формировать из этих частиц струи, истекающие наружу вдоль оси вращения черной дыры, то есть в направлении ее северного и южного полюсов. И такие струи действительно наблюдаются у ряда галактик и квазаров. Можно также рассмотреть возможность существования черных дыр с массами, значительно уступающими солнечной. Такие объекты не могли образоваться в результате гравитационного коллапса, потому что их массы меньше чандрасекаровского предела: даже после исчерпания запасов термоядерного топлива давление внутри звезд с такими малыми массами вполне способно удерживать их от «схлопывания». Маломассивные черные дыры способны возникнуть только в результате сжатия вещества до высокой плотности под действием огромного внешнего давления. Такие условия предлагает очень крупная водородная бомба: физик Джон Уилер как-то рассчитал, что если собрать всю тяжелую воду Мирового океана, можно создать водородную бомбу, давление в центре которой будет достаточным для образования черной дыры. (Разумеется, в этом случае в живых не останется ни одного свидетеля!) Более правдоподобный сценарий – образование черных дыр малой массы в условиях высоких давлений и температур в очень ранней Вселенной. Они имели шанс возникнуть, только если ранняя Вселенная не была идеально ровной и однородной, потому что только небольшие области с повышенной плотностью могли сжаться и образовать черные дыры. И мы знаем, что в ранней Вселенной должны были быть неоднородности, потому что иначе сейчас вещество было бы распределено совершенно равномерно, а не сосредоточено в звездах и галактиках.

Могли ли из неоднородностей, наличие которых требуется для объяснения существования звезд и галактик, образоваться в существенном количестве «первичные» черные дыры? Это, совершенно очевидно, зависит от конкретных особенностей ранней Вселенной. Поэтому если бы нам удалось установить количество первичных черных дыр в настоящее время, это позволило бы многое узнать о начальных стадиях эволюции космоса. Первичные черные дыры с массами более миллиарда тонн (масса крупной горы) регистрируются только по их гравитационному воздействию на другое, видимое, вещество или на расширение Вселенной. Но, как мы узнаем в следующей главе, черные дыры в действительности не совсем черные: они светятся, как раскаленные объекты, и чем они меньше, тем свечение сильнее. Потому – парадоксальным образом – может оказаться, что обнаружить мелкие черные дыры легче, чем крупные!