Александр Потупа - Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

В связи с такими мини-дырами возродился интерес к идее советских астрофизиков Я. Б. Зельдовича и И. Д. Новикова, которые еще в 1967 году предсказывали, что наряду с черными дырами, возникающими космогоническим путем, то есть за счет эволюции звезд, могут существовать и так называемые первичные дыры, образующиеся на ранних стадиях космологической эволюции.

Дело в том, что вещество распределено равномерно лишь в среднем, в некоторых же областях пространства оно могло концентрироваться, а часть этих концентраций — коллапсировать до состояния черных дыр, даже в очень горячей обстановке самых ранних мгновений. Поэтому не исключено, что образование каких-то астрофизических структур — разумеется, совсем необычного типа — началось задолго до появления галактик и звезд первого поколения.

Представления такого рода способны оказать серьезнейшее влияние на астрофизические и космологические концепции. Во-первых, на повестку дня ставится задача о космических объектах исключительно малых размеров и высоких плотностей. Вообще возникает любопытный вопрос: чем ограничена снизу масса звездоподобных объектов, если процесс их образования отодвигается ко все более ранним моментам? Не играет ли роль такого ограничителя, скажем, планковская масса? С другой стороны, первичные мини-объекты могли бы дать полезнейшую информацию о структуре очень ранней Вселенной — был ли это лишь сугубо однородный кипящий бульон из элементарных частиц, или на фоне в среднем равномерного распределения возникали и гибли весьма нетривиальные миры, интересные ничуть не менее ныне наблюдаемых звезд и галактик [122] Пусть в космологическую эпоху t при плотности ½ ~ ½P (tР/t) 2 образуется черная дыра. Она должна собрать всю массу в области с размером R À ct, и тогда М рд ~ ½ (ct) 3 ~ (c 3 /G).t ~ m Р (t/t Р ) Таким образом, первичные черные дыры с М r М€ могут образовываться не ранее эры адронного синтеза (t ~ 10 -5 с), с М ~ 10 15 г — при t ~ 10 -23 с, когда ½ ~ 10 52 г/см 3 , а первичные дыры лапласовского типа при t ~ 10 3 с — в эпоху синтеза гелия. Интересно, что в таком подходе для образования черной дыры с массой Вселенной нужно как раз космологическое время t ~ 10 17 с. . И еще один важный вопрос: каково влияние реликтовых неоднородностей на формирование более крупных космических структур?

Более детальный анализ модели испарения и наблюдаемых данных пока не привел к обнаружению черных мини-дыр с массами от 10 9до 10 15 г. Это указывает на довольно малую их концентрацию (видимо, не более 10 4мини-дыр в одном кубическом парсеке). Не исключено также, что мы не слишком ясно представляем себе завершающую стадию их испарения [123] Между тем, по поводу необнаруженных мини-дыр уже появились интересные прикладные намерения. Скажем, отражатель, находящийся на определенном расстоянии от минидыры с М ~ 10 15 г, может быть подобран так, чтобы сила его притяжения дырой уравновешивалась силой давления излучения на зеркальную поверхность (проект С. Блинникова). Очень любопытный вариант ракетного двигателя и в то же время способ транспортировки мини-дыр как «дармовых светильников» в нужные точки пространства. Вообще приятно помечтать о тех временах, когда земная цивилизация смогла бы широко использовать фантастически мощную чернодырную энергетику. .

Идеи квантовой эволюции черных дыр хорошо подчеркнули неизбежность изменения теории гравитации в планковской области. Из условия, что светимость объекта не может превысить LP, автоматически следует, что его масса не может стать меньше m P, а плотность — больше ½ P

Ограничения такого рода, разумеется, имеют лишь качественное значение, поскольку сама модель Хокинга не предназначена для оценок в планковской области. Беда в том, что при подходе к планковской области всякий газ ультрарелятивистских частиц (или излучение, рассматриваемое как газ) должен терять свою идеальность. При столь высокой концентрации важную роль начинают играть гравитационные взаимодействия между отдельными частицами. Не исключено, что именно такое все нарастающее взаимодействие сильно меняет характер поведения черной дыры при М (m P, и она завершает свою эволюцию относительно спокойно и перестает излучать [124] Это нетрудно понять, если обратить внимание на то, что при М " m P черная дыра должна излучать кванты с энергией порядка ћω P = m P c 2 = кТ P , то есть сопоставимые с энергетическим запасом самого излучателя. Ситуация такова, что черная дыра как бы смешивается с излучаемыми ею частицами и становится одной из них. . Интересно, не есть ли мини-дыра тот самый объект, который ближе всего (хотя и на исключительно короткое время) подходит к абсолютному пределу светимости? Не является ли конечным состоянием мини-дыры планкеон — объект с М ~ m Pи эффективным размером порядка l P? Не закрывает ли планкеон Сингулярности, которая неизбежно обнажается в хокинговской модели при полном испарении дыры? [125] Что выражается, например, в бесконечной светимости при М (0.

Пока нельзя ответить на все эти вопросы, но ясно, что если удастся обосновать нечто, напоминающее планкеонный финиш испаряющихся черных дыр, то появится сильнейший аргумент в пользу квантовой блокады космологической Сингулярности. Возможно, начальное состояние Вселенной (как и конечное состояние для внутренней эволюции черной дыры) станет с современной точки зрения чем-то крайне экзотическим, но, скорее всего, и физически более осмысленным.

180-летнюю историю черных дыр все-таки можно назвать историей со счастливым концом — сейчас они считаются экспериментально обнаруженными объектами. Зато с гравитационными волнами — явлением, представляющим феноменальный интерес, ситуация выглядит значительно сложней и, пожалуй, драматичней.

Следует подчеркнуть, что теория гравитации с самого начала развивалась как сугубо статическая. Закон Ньютона фиксировал вид силы, действующей между двумя массами на определенном расстоянии, и не касался иных задач. После создания специальной теории относительности стало ясно, что любое взаимодействие должно распространиться с конечной скоростью, не превышающей с. Это следовало отнести и к гравитации. Отсюда немедленно вытекала идея об особом переносчике тяготения — гравитационном поле и конкретном проявлении этого поля в форме гравитационных волн.

Предсказание таких волн — одно из первых и почти очевидных следствий эйнштейновской общей теории относительности. Гравитационные волны появляются в простейшем линейном приближении этой теории в качестве решений, во многом похожих на то, что известно из электродинамики. Оставалось только обнаружить новые волны экспериментально и получше их использовать. Впереди маячили блестящие перспективы генерации тяготения в иные миры, дистанционного управления кривизной пространства-времени…