Черные дыры. Лекции BBC - [2]
На протяжении многих миллиардов лет своего существования обычная звезда поддерживает равновесие гравитационных сил и теплового давления, вызванного ядерными процессами преобразования водорода в гелий.
Д. Ш.: НАСА описывает звезды как эдакие скороварки: взрывная мощность ядерного синтеза внутри звезд создает внешнее давление, которое препятствует силам гравитационного сжатия.
Наступает момент, когда звезда исчерпывает свое ядерное топливо. И тогда она начинает сжиматься. В некоторых случаях звезда достигает состояния равновесия, превращаясь в белого карлика. Однако, как в 1930 году вычислил Субраманьян Чандрасекар, максимально возможная масса такого объекта не должна превышать 1,4 солнечной массы. К такому же выводу пришел и советский физик Лев Ландау, проведя расчет для звезды, целиком состоящей из нейтронов.
Д. Ш.: Белые карлики и нейтронные звезды когда-то тоже были солнцами, но с тех пор сожгли все топливо. Исчерпались раздувающие их силы, и больше ничего не могло остановить их гравитационное сжатие. Так они стали одними из самых плотных объектов во Вселенной. Однако по сравнению с другими звездами их размеры невелики. Это означает, что их гравитационное поле не настолько сильно, чтобы заставить их полностью коллапсировать. Самое интересное – для Стивена Хокинга и других исследователей – это то, что случается с самыми большими звездами, когда их жизненный путь близится к завершению.
Что же произойдет при полном исчерпании ядерного топлива с огромным количеством звезд, масса которых больше массы белого карлика или нейтронной звезды? Этой проблемой занимался Роберт Оппенгеймер, имя которого связано с созданием атомной бомбы. В нескольких статьях, написанных в 1939 году совместно с Джорджем Волковым и Хартлэндом Снайдером, он показал, что существование такой звезды не может поддерживаться ее собственным внутренним давлением. Если взять простую задачу, рассматривающую сжатие однородного сферического тела, исключив из расчета давление, то получится, что такое тело сожмется в точку с бесконечной плотностью. Такая точка называется сингулярностью.
Д. Ш.: Сингулярность – это то, что получится в конечном итоге, если гигантская звезда сожмется в невообразимо малый объект. Именно сингулярность оказалось ключевой темой научных исследований Стивена Хокинга. Это понятие относится не только к финальной стадии эволюции массивной звезды, но и к куда более фундаментальной идее о начальной точке зарождения всей Вселенной. Мировую известность Хокингу принесли математические работы о сингулярностях.
Все наши теории о пространстве основаны на предположении, что пространство-время гладкое и почти плоское и что оно «ломается» только внутри сингулярности, где кривизна пространства-времени становится бесконечной. В действительности сингулярность обозначает конец самого времени – факт, который Эйнштейн считал совершенно неприемлемым.
Д. Ш.: Согласно общей теории относительности Эйнштейна все тела вблизи себя искажают пространство-время. Наглядную иллюстрацию сил гравитационного притяжения представляет тяжелый шар для игры в боулинг, лежащий на батуте: поверхность прогибается, вынуждая расположенные рядом с шаром небольшие предметы соскальзывать в углубление вокруг него. Если масса шара очень велика, то предметы опускаются глубже и глубже, в некотором пределе падая в бесконечно глубокий колодец, в котором перестают действовать обычные законы пространства-времени.
Началась Вторая мировая война. Большинство ученых, включая Роберта Оппенгеймера, переключили внимание на разработки в области ядерной физики, и задачка о гравитационном коллапсе была заброшена. Интерес к этой теме вернулся с открытием далеких космических объектов – квазаров.
Д. Ш.: Квазары – ярчайшие объекты во Вселенной и, возможно, самые далекие из всех обнаруженных космических объектов. Их название происходит от словосочетания «квазизвездные радиоисточники» (англ. QUASi stellAR radio sourse); они представляют собой вещество, закручивающееся вокруг черной дыры[1].
Первый квазар, названный 3C273[2], был обнаружен в 1963 году[3]. Вскоре были обнаружены многие другие квазары. Несмотря на удаленность от нас, это очень яркие объекты. Ядерные процессы не могут полностью объяснить количества выбрасываемой ими энергии, потому что только небольшая часть их массы покоя преобразуется в чистую энергию. Единственная альтернатива – гравитационная энергия, выделяющаяся при гравитационном коллапсе. Таким образом, снова возродился интерес к проблеме гравитационного коллапса звезд.
Уже было ясно, что однородная звезда правильной сферической формы должна сжиматься в точку, обладающую бесконечной плотностью, то есть в сингулярность. Уравнения Эйнштейна не применимы к сингулярности. Это означает, что невозможно предсказать, что произойдет в такой точке в следующий момент. Последнее в свою очередь подразумевает, что всякий раз, когда звезда коллапсирует, может случиться что-нибудь странное. На нас никак не повлияла бы невозможность сделать прогноз, если бы сингулярность была «голой», то есть была бы доступна нашим наблюдениям.
