Стивен Хокинг - Мир в ореховой скорлупке

По высоте цилиндра будет измеряться время, которое увеличивается для каждого наблюдателя и течет от минус бесконечности к плюс бесконечности. Но вообразите теперь, что пространство-время подобно цилиндру с ручкой (или «кротовой норой»), которая сначала отходит от него, а потом, изогнувшись, присоединяется в другой точке. Теперь любая шкала времени неизбежно будет иметь точки стагнации, в которых ручка примыкает к цилиндру и где время останавливается. В этих точках для любого наблюдателя время не будет расти. В таком пространстве-времени нельзя использовать уравнение Шрёдингера для предсказания детерминированной эволюции волновой функции. Проследите за кротовой норой: вы никогда не знаете, что из нее может появиться.

Именно из-за черных дыр мы считаем, что время увеличивается не для каждого наблюдателя. Первая дискуссия о черных дырах возникла в 1783 г. Бывший кембриджский профессор Джон Мичелл представил следующее рассуждение. Если некто выстрелит пробной частицей, например пушечным ядром, вертикально вверх, подъем будет замедляться тяготением и в конце концов частица прекратит двигаться вверх и станет падать (рис. 4.8).

Однако если начальная, направленная вверх скорость превышает критическое значение, называемое скоростью убегания, гравитации никогда не удастся остановить частицу и вернуть ее обратно. Для Земли скорость убегания составляет около 11,2 км/с, для Солнца — около 618 км/с.

Обе эти скорости убегания много больше скорости реального пушечного ядра, но они малы по сравнению со скоростью света, которая составляет 300 ООО км/с. Так что свет уходит с Земли и с Солнца без особых трудностей. Однако Мичелл рассудил, что должны быть звезды, которые намного массивнее Солнца и у которых скорости убегания больше скорости света (рис. 4.9).

Мы не сможем увидеть эти звезды, поскольку любой испущенный ими луч света будет притянут назад гравитацией звезды. Так что это будут темные звезды, как их назвал Мичелл, или черные дыры, как зовем их теперь мы.

Идея Мичелла о темных звездах основывалась на ньютоновской физике, в которой время было абсолютным и шло независимо от происходящих событий. Поэтому они не влияли на нашу способность предсказывать будущее в рамках классической ньютоновской картины мира. Но ситуация стала иной в общей теории относительности, где массивные тела искривляют пространство-время.

В 1916 г., вскоре после того, как теория была впервые сформулирована, Карл Шварцшильд (умерший немного времени спустя от болезни, подхваченной на русском фронте в Первую мировую) нашел решение уравнений поля общей теории относительности, которое соответствовало черной дыре. Смысл и значение того, что обнаружил Шварцшильд, оставались неоцененными на протяжении многих лет. Сам Эйнштейн никогда не верил в черные дыры, и его отношение разделялось большинством релятивистов старой гвардии. Я помню, как приехал в Париж, чтобы рассказать на семинаре о моем открытии того, что в квантовой теории черные дыры не совсем черные. Мой семинар оказался весьма скучным, поскольку в то время почти никто в Париже не верил в черные дыры. К тому же французам казалось, что это название, которое они перевели как trou noir, имеет двусмысленные сексуальные коннотации и должно быть заменено на aster occlu, то есть «скрытая звезда». Однако ни это, ни другие предложенные названия не привлекли такого внимания публики, как термин «черная дыра», который впервые ввел Джон Арчибальд Уилер, американский физик, вдохновивший многие современные работы в этой области.

В 1916 г. немецкий астроном Карл Шварцшильд нашел решение уравнений теории относительности Эйнштейна, которое соответствует сферической черной дыре. Работа Шварцшильда открыла поразительное следствие общей теории относительности. Он показал, что, если масса звезды сконцентрирована в достаточно малой области, гравитационное поле на ее поверхности становится настолько сильным, что даже свет не может из него вырваться. Это и есть то, что мы теперь называем черной дырой, — область пространства-времени, окруженная так называемым горизонтом, из которой ничто, в том числе свет, не может ускользнуть, чтобы достичь удаленного наблюдателя.

Долгое время большинство физиков, включая Эйнштейна, скептически относились к возможности того, что такие конфигурации материи могут существовать в реальной Вселенной. Но теперь мы понимаем, что любая достаточно тяжелая невращающаяся звезда, как бы ни были сложны ее форма и внутреннее строение, исчерпав ядерное топливо, неизбежно коллапсирует и превращается в идеально сферическую шварцшильдовскую черную дыру. Радиус Rгоризонта событий черной дыры зависит только от ее массы; он определяется по формуле

где G —— гравитационная постоянная Ньютона; М— масса черной дыры; с— скорость света. Черная дыра с такой же массой, как у Солнца, будет иметь радиус всего 3 км.

Открытие квазаров в 1963 г. вызвало всплеск теоретических работ о черных дырах и попыток их обнаружить путем наблюдения (рис. 4.10).

Квазар ЗС273, первый из открытых кзвазизвездных радиоисточников, вырабатывает огромное количество энергии в очень небольшой области. Падение вещества в черную дыру, по-видимому, единственное, что может объяснить столь высокую светимость.

И вот какая картина в итоге предстала перед нами. Рассмотрим судьбу звезды с массой в 20 раз больше солнечной. Такие звезды образуются из облаков газа, подобных Туманности Ориона (рис. 4.11).

Звезды образуются в облаках газа и пыли, подобных Туманности Ориона.

Когда газ сжимается под действием собственного тяготения, он нагревается и в конце концов становится достаточно горячим, чтобы в нем начались ядерные реакции, превращающие водород в гелий. Выделяемое в этом процессе тепло создает давление, которое поддерживает звезду, позволяя ей противостоять собственной гравитации, и останавливает дальнейшее сжатие. Звезда будет пребывать в этом состоянии длительное время, сжигая водород и излучая свет в космос.