Александр Петров - Гравитация. От хрустальных сфер до кротовых нор

Теперь мы много знаем о черных дырах, но все выводы сделаны на основании теоретических положений. Однако чрезвычайно важно знать существуют ли такие объекты в природе. Подтверждение их существования было бы еще одним основательным подтверждением общей теории относительности. Для тех типов черных дыр, о которых мы упомянули, основным параметром является масса. Естественно классифицировать черные дыры именно по этому параметру. Обычно в данном случае массу представляют в массах Солнца М ⊙ = 2 ·10 30кг, которая превышает массу Земли в 333 000 раз.

Начнем обсуждение с черных дыр звездных масс , для которых М чд~ 10 М ⊙, а гравитационный радиус может быть 20–30 км. Во-первых, поиск черных дыр именно этого класса ведется очень давно. Во-вторых, на их примере легче понять, как черные дыры могут образовываться. Для этого необходимы некоторые знания из теории эволюции звезд. Один из вариантов такой эволюции изображен на рисунках 8.3. На рис. 8.3 а показано, что где-то во Вселенной из-за флуктуации плотности и последующего наращивания массы из окружающего пространства образовался достаточно массивный, как правило, водородный шар. Под действием гравитации шар сжимается и в результате сильно разогревается. Когда температура доходит до необходимых значений, в центре «зажигается» термоядерная реакция синтеза гелия из ядер водорода и значительно возрастает внутреннее давление. Со временем оно становится настолько большим, что сжатие прекращается и шар (звезда) приходит в стационарное состояние, рис. 8.3 б. После выгорания водорода в центре начинается синтез более тяжелых элементов, а синтез гелия смещается к периферии и т. д., образуется что-то вроде слоеного пирога, рис. 8.3 в. Термоядерные реакции заканчиваются, когда в центре образуется железное ядро. Внутреннее давление ослабевает и уже не может компенсировать внешнее давление гравитационного сжатия. Внешние слои обрушиваются на ядро в виде ударной волны, сталкиваются с ним и «резко» отражаются. В результате оболочка сбрасывается, рис. 8.3 г. Сброс может быть вызван не только отраженной волной, но и другими факторами, например закручиванием быстро вращающимся ядром магнитных силовых линий. Так моделируются взрывы сверхновых. Эта эволюция имеет свои особенности и зависит от множества самых разнообразных параметров, но главным образом – от начальной массы и химического состава звезды.

Рис. 8.3. Эволюция звезды

Остаток звезды будет продолжать сжиматься под действием гравитационных сил. Коллапс может остановиться благодаря давлению вещества, пришедшего в особое экзотическое сверхплотное состояние. При этом возможны следующие конечные состояния, перечисленные в порядке возрастания массы остатка:

1) Белый карлик, дальнейшее сжатие которого предотвращено давлением вырожденного электронного газа. Масса этих объектов ограничена сверху пределом Чандрасекара, который равен примерно 1,4 М ⊙. Это будущее нашего Солнца.

2) Нейтронная звезда, дальнейшее сжатие которой предотвращено давлением вырожденного нейтронного газа . Масса этих объектов ограничена сверху пределом Оппенгеймера – Волкова – около 3 М ⊙.

3) Если масса остатка больше, чем 5 солнечных масс, то с определенной долей уверенности можно сказать, что согласно ядерной физике и физике элементарных частиц нет таких состояний, которые бы смогли противостоять дальнейшему сжатию. В результате вещество коллапсирует в черную дыру.

Модели компактных звезд становятся все более разнообразными. Давление в центральной области нейтронной звезды может на порядок превышать давление в атомных ядрах. Это приводит к расслоению ядра и разнообразию уравнений состояния. Слои могут состоять из элементарных частиц: кварков, барионных резонансов, пионов и т. д. Возможны почти полностью кварковые звезды. Предельные массы такого семейства нейтронных звезд меньше предела Оппенгеймера – Волкова и находятся в диапазоне 1,5–2,2 М ⊙.

Конкретные условия, при которых конечным состоянием эволюции звезды могла бы быть черная дыра, изучены недостаточно. Главная причина в том, что поведение вещества при чрезвычайно высоких плотностях недоступно экспериментальному изучению. Моделирование звезд на поздних этапах их эволюции также осложняется незнанием точного химического состава, резкого уменьшения характерного времени протекания процессов и многих других факторов. В одной из популярных программ телеканала «Дискавери» ведущий сравнил попытки смоделировать коллапс звезды с попытками дать правильный прогноз погоды. В обоих случаях чрезвычайно много неопределенностей. Тем не менее, различные модели дают нижнюю оценку массы черной дыры, возникшей в результате гравитационного коллапса: от 2,5 до 5,5 масс Солнца. Радиус черной дыры при этом очень мал – несколько десятков километров. Предсказаний для максимально возможной массы звездной черной дыры не существует.

Как будет представляться картина коллапса для внешнего наблюдателя? С точки зрения удаленного наблюдателя, приближаясь к горизонту, все частицы вещества будут замедляться и никогда его не достигнут. То есть все внешние наблюдатели не доживут до времени, когда все вещество провалится под горизонт. Поэтому все сколлапсировавшие звезды, которые должны стать черными дырами, нами будут восприниматься как объекты, вещество которых сконцентрировалось в окрестности горизонта в очень тонком слое – астрофизические черные дыры. Но если мы «посадим» наблюдателей на частицы вещества такой звезды, то они очень быстро по собственному времени минуют горизонт и погибнут в сингулярности.

Как же обнаружить черные дыры во Вселенной, если они все поглощают и ничего не выпускают? Уже после образования черная дыра может разрастаться за счет поглощения окружающего вещества. Процесс падения газа на любой компактный астрофизический объект, в том числе и на черную дыру, называется аккрецией. Вещество, например окружающий газ, падая в черную дыру, испытывает сильное ускорение, при этом газ интенсивно излучает в рентгеновском диапазоне. Регистрация такого излучения может быть признаком присутствия черной дыры или нейтронной звезды. Методы определения типа реального центрального тяготеющего тела не очень надежны. Более перспективными для обнаружения черных дыр являются такие объекты, как двойные звезды, которых, кстати, много во Вселенной. Часто оказывается, что один из компаньонов – это релятивистский компактный объект, который даже не виден оптически, а другой компаньон – обычная звезда известного класса с известными параметрами. Тогда, изучая орбиту обычной звезды, можно определить массу невидимой. Если она больше, скажем, 5 солнечных, то с большой вероятностью можно предположить, что это черная дыра.