Краткая история времени - [30]

На самом деле свет нельзя рассматривать как пушечные ядра в теории тяготения Ньютона, потому что скорость света фиксирована. (Пушечное ядро, вылетевшее вверх с поверхности Земли, из-за гравитации будет замедлять полет и в конце концов остановится, а потом начнет падать. Фотон же должен продолжать движение вверх с постоянной скоростью. Как же тогда ньютоновская гравитация может воздействовать на свет?) Последовательная теория взаимодействия света и гравитации отсутствовала до 1915 г., когда Эйнштейн предложил общую теорию относительности. Но даже после этого прошло немало времени, пока стало наконец ясно, какие выводы следуют из теории Эйнштейна относительно массивных звезд.

Чтобы понять, как возникает черная дыра, надо вспомнить о том, каков жизненный цикл звезды. Звезда образуется, когда большое количество газа (в основном водорода) начинает сжиматься силами собственного гравитационного притяжения. В процессе сжатия атомы газа все чаще и чаще сталкиваются друг с другом, двигаясь со все большими и большими скоростями. В результате газ разогревается и в конце концов становится таким горячим, что атомы водорода, вместо того чтобы отскакивать друг от друга, будут сливаться, образуя гелий. Тепло, выделяющееся в этой реакции, которая напоминает управляемый взрыв водородной бомбы, и вызывает свечение звезды. Из-за дополнительного тепла давление газа возрастает до тех пор, пока не уравновесит гравитационное притяжение, после чего газ перестает сжиматься. Это немного напоминает надутый резиновый шарик, в котором устанавливается равновесие между давлением воздуха внутри, заставляющим шарик раздуваться, и натяжением резины, под действием которого шарик сжимается. Подобно шарику, звезды будут долго оставаться в стабильном состоянии, в котором выделяющимся в ядерных реакциях теплом уравновешивается гравитационное притяжение. Но в конце концов у звезды кончится водород и другие виды ядерного топлива. Как ни парадоксально, но чем больше начальный запас топлива у звезды, тем быстрее оно истощается, потому что для компенсации гравитационного притяжения звезде надо разогреться тем сильнее, чем больше ее масса. А чем горячее звезда, тем быстрее расходуется ее топливо. Запаса топлива на Солнце хватит примерно на пять тысяч миллионов лет, но более тяжелые звезды израсходуют свое топливо всего за сто миллионов лет, т. е. за время, гораздо меньшее возраста Вселенной. Израсходовав топливо, звезда начинает охлаждаться и сжиматься, а вот что с ней происходит потом, стало понятно только в конце 20-х годов XX века.

В 1928 г. Субраманьян Чандрасекар, аспирант из Индии, отправился по морю в Англию, в Кембридж, чтобы пройти там курс обучения у крупнейшего специалиста в области общей теории относительности Артура Эддингтона. (Говорят, в начале 20-х годов один журналист сказал Эддингтону, что слышал, будто в мире всего три человека понимают общую теорию относительности. Эддингтон, помолчав, сказал: «Я думаю – кто же третий?») Во время своего путешествия из Индии Чандрасекар вычислил, какой величины должна быть звезда, чтобы, израсходовав целиком свое топливо, она все же могла бы противостоять воздействию собственных гравитационных сил. Чандрасекар рассуждал так. Когда звезда уменьшается, частицы вещества очень сильно сближаются друг с другом, и в силу принципа запрета (исключения) Паули их скорости должны все больше различаться. Следовательно, частицы стремятся разойтись и звезда расширяется. Таким образом, радиус звезды может удерживаться постоянным благодаря равновесию между гравитационным притяжением и возникающим в силу принципа Паули отталкиванием, точь-в-точь как на более ранней стадии развития звезды гравитационные силы уравновешивались ее тепловым расширением.

Однако Чандрасекар понимал, что отталкивание, обусловленное принципом Паули, не беспредельно. Согласно теории относительности, максимальная разница скоростей частиц вещества в звезде равна скорости света. Это значит, что, когда звезда становится достаточно плотной, отталкивание, обусловленное принципом Паули, должно стать меньше, чем гравитационное притяжение. Чандрасекар рассчитал, что если масса холодной звезды более чем в полтора раза превышает массу Солнца, то эта звезда не сможет противостоять собственной гравитации. (Данное значение массы сейчас называют пределом Чандрасекара.) Приблизительно в то же время аналогичное открытие сделал советский физик Л. Д. Ландау.

Выводы Чандрасекара и Ландау имели важные следствия относительно судьбы звезд с большой массой. Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, то она в конце концов может перестать сокращаться, превратившись в белого карлика – одно из возможных конечных состояний звезды. Белый карлик имеет в радиусе несколько тысяч километров, плотность – сотни тонн на кубический сантиметр и удерживается в равновесии благодаря отталкиванию электронов в его веществе – отталкиванию, которое возникает из-за принципа Паули. На небе видно немало белых карликов. Одним из первых был открыт белый карлик, вращающийся вокруг Сириуса – самой яркой звезды на ночном небе.