Александр Потупа - Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

Иными словами, речь идет об объекте, для которого вторая космическая скорость превышает скорость света. Для гигантской лапласовской звезды, чей радиус (174 млн. км) на 16 % превышает средний радиус земной орбиты, а масса (1,22.10 41 г) — в 61 миллион раз массу Солнца, действительно v отрыва u с [118] Для оценки использовались современные данные о средней плотности Земли (½ ã = 5,517 г/см 3 ) и радиусе Солнца (R € = 6,96.10 5 км). Чтобы тело, запущенное с поверхности планеты или звезды, могло уйти в космос, его полная энергия должна быть неотрицательна (Е =mv 2 — GmM/R (0), то есть скорость не должна быть меньше скорости отрыва (в земных условиях ее часто называют второй космической): v отрыва = √2GM/R = √8π½R 2 /3, где М — масса звезды, ½ — ее средняя плотность, R — радиус. Если v отрыва = с, то плотность звезды связана с радиусом так называемым предельным соотношением Шварцшильда ½ = 3c 2 /8πGR2. .

Такая звезда не выпускает света, и издали ее невозможно увидеть. Любое тело, однажды попав на поверхность этой звезды, никогда бы оттуда не вырвалось. За эти ловушечные свойства звезды подобного типа впоследствии и были названы черными дырами — они все поглощают и ничего не выпускают.

Интересно, что Лаплас предсказал не просто особый класс космического населения, он рассматривал свои гиганты как конечную стадию эволюции новых звезд и был, в общем, недалек от истины. Но все-таки гипотеза о суперзвездах, заглатывающих собственный свет, поразила воображение и самого автора. В третьем (1808) и последующих трех изданиях «Изложения системы мира» он попросту исключает ее из текста.

И очередного теоретического открытия черных дыр приходится ожидать целых 140 лет!

Произошло это открытие в статье американских физиков Р. Оппенгеймера и Г. Снайдера «О безграничном гравитационном сжатии», опубликованной в 1939 году. Рассматривая конечную стадию эволюции очень массивной звезды, исчерпавшей источники термоядерной энергии, авторы показали, что под действием тяготения вещество звезды непрерывно и безостановочно сжимается. При этом для внешнего наблюдателя картина такова, что радиус звезды стремится к пределу, полностью определяемому ее массой. Этот предел совпадает с гравитационным радиусом R g = 2GM/c 2 [119] Черные дыры — сугубо релятивистские объекты, строго говоря, вне общей теории относительности рассматривать их нельзя. Однако кое-какие свойства черных дыр качественно получаются и в нерелятивистской механике — это и было неявно использовано Майклом и Лапласом. . Коллапсирующая звезда за время порядка t g~ R g/c достигает размера R gи практически перестает излучать. Это и есть черная дыра.

Наблюдатель, попавший, к своему несчастью, на ее поверхность, видит нечто совсем иное. За конечное и весьма небольшое время (разумеется, по часам внутреннего наблюдателя: t ~ √ 3/8πG½(0), где ½(0) — начальная плотность звезды) он попадает вместе с окружающим его веществом в центр звезды. Это очень похоже на космологическую ситуацию. Если отождествить Вселенную при современной очень маленькой средней плотности с внутренностью черной дыры, то сжатие в точку, при котором мы поневоле стали бы сопутствующими веществу наблюдателями, заняло бы как раз космологический промежуток времени порядка 10 17 с. Разумеется, разогрев вещества привел бы к гибели наблюдателя. Но произошло бы это очень не скоро. В случае звезды Оппенгеймера-Снайдера из-за очень высокой начальной плотности (близкой к плотности атомного ядра) все разыгралось бы гораздо быстрее. Примерно за 10 -5 с наблюдатель мог бы просмотреть интереснейшую ленту с историей первых мгновений после Первовзрыва, прокрученную в обратном направлении, однако условия просмотра вряд ли стимулировали бы его исследовательское любопытство. Кроме того, у него нет никаких средств для передачи информации во внешний мир — черная дыра не выпускает сигналов.

Итак, в результате коллапса звезда как бы застывает — извне она воспринимается как совершенно темный объект, характеризующийся массой, моментом количества движения (если речь идет о вращающейся звезде) и числом барионов [120] В модели Оппенгеймера-Снайдера рассматривают эволюцию звезды с массой М Á 2.5–3 М € . . Внутри, где разыгрывается «космологическая трагедия» собственного наблюдателя, ситуация очень похожа на ту, которая имеет место во фридмановской модели — вплоть до той же проблемы Сингулярности.

Соответственно, здесь черная дыра — небольшой объект (R (9?10 км) с огромной (примерно ядерной) средней плотностью. В принципе же, можно говорить о черных дырах совершенно иных масс и плотностей, лишь бы выполнялось соотношение Шварцшильда. Стоит все-таки подчеркнуть существенное различие между пониманием черной дыры в эпоху Майкла-Лапласа и в современной теории гравитации. В первом случае, ограниченном представлениями ньютоновой механики — это сверхплотная звезда, не выпускающая свет. Во второй — это особая область пространства-времени, если угодно, продукт воздействия неограниченно сжимающейся материи на пространство и время.

После второго своего теоретического рождения черные дыры привлекли всеобщее внимание — особенно в 60-годы, когда открытия экзотических объектов сыпались как из рога изобилия. В силу своих особых свойств черные дыры оказались твердым орешком для астрономов — это самое скромное, что можно сказать о задаче наблюдения далеких небесных тел, лишенных собственной светимости. Их поиск довольно быстро свелся к ситуации двойной звезды с темной компонентой. В чистом виде такая постановка задачи страдает явными неопределенностями: двойных систем с темной компонентой не так уж мало, а невидимость спутника яркой звезды может быть объяснена слишком многими причинами.

Более конкретная идея связала поиск черных дыр с тесными двойными системами, когда дыра способна как бы отсасывать часть атмосферы своего яркого соседа. Струя газа, устремляясь к черной дыре, окружает ее облаком, которое постепенно оседает. Это явление называется аккрецией. Аккрецирующий газ разогревается, особенно во внутренних частях облака, так как заметная доля его потенциальной энергии переходит в тепловую. Из-за этого начинается излучение в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах.

Наблюдения рентгеновских источников начались после запуска спутника «Ухуру» и аналогичных аппаратов, снабженных специальными регистрирующими устройствами. Были обнаружены сотни таких источников. 18 из них отождествлены с рентгеновскими пульсарами, большинство же остальных представляют собой объекты, не похожие на пульсары или черные дыры.

Различить пульсар и черную дыру можно, лишь оценив массу. У первого она не должна превышать 3М €самые оптимистические оценки — до 8М€), иначе неизбежен коллапс и переход в состояние черной дыры.