Свет во тьме. Черные дыры, Вселенная и мы

За тысячелетие исследователи насчитали в нашем Млечном Пути всего около двадцати сверхновых. 11 ноября 1572 года одна из них стала настоящим сюрпризом для Тихо Браге и его сестры Софии. Поскольку они приняли это событие за рождение новой звезды, то и нарекли “младенца” соответствующе: Stella nova, что означает – “новая звезда”. В 1604 году Иоганн Кеплер также описал сверхновую. Отсутствие какого‐либо параллакса показало, что этим источником света была не наша атмосфера, а какая‐то звезда, находящаяся по крайней мере за Луной. Сверхновая “вбила очередной гвоздь” в аристотелевскую модель Вселенной, в которой предполагалось, что небесные сферы, в том числе и сфера неподвижных звезд, должны быть неизменными.
Сегодня астрономы постоянно открывают новые сверхновые, но – в других галактиках. Однако со дня на день в небе может появиться и новая сверхновая в нашем Млечном Пути, и мы сумеем увидеть ее невооруженным глазом. Вообще‐то, время появиться следующей сверхновой уже пришло, хотя от этого события нас вполне может отделять целых сто лет.
Даже очень близкие сверхновые опасности для человечества не представляют. По большому счету мы должны быть благодарны этим звездным взрывам за образование наших планет и зарождение жизни на Земле, так как в последней фазе своего существования во время все более коротких циклов умирающая звезда производит важные элементы. Затем, при взрыве сверхновой, они выбрасываются в космос, где собираются в массивные пылевые облака, из которых могут образовываться новые поколения звезд и планет. Такое происхождение имеют все важные элементы на Земле. Мы должны понимать, что без смерти звезд никогда не возникла бы и земная жизнь. Даже красивой красной краски, которой покрашен мост Золотые Ворота в Сан-Франциско, не могло бы быть, поскольку она содержит оксид железа, а железо в конечном счете образовалось в результате взрыва сверхновой. Так что у нас есть немало того, за что можно поблагодарить умирающие звезды.
Образование черной дыры
Существуют звезды, которые слишком массивны даже для того, чтобы стать нейтронными звездами. Представьте себе суперустойчивый стул в гостиной, который предназначен для вашего чрезвычайно тучного дяди Альфреда. С тех пор как его усадили на дешевый пластиковый складной стул и тот сломался, ему всегда подставляли этот массивный деревянный стул (как говорится, от греха подальше). Но даже самый устойчивый стул имеет свой предел прочности. Если дядя Альфред приведет с собой слона из цирка и усадит его на деревянный стул, тот тоже сломается.
В астрофизике белые карлики – это дешевые пластиковые стулья, а нейтронные звезды – устойчивые деревянные. Нейтронные звезды могут выдержать многое, но не все, потому что среди звезд есть настоящие “слоны”. Этим открытием мы обязаны не кому иному, как отцу американской атомной бомбы Роберту Оппенгеймеру, а также его коллегам и ученикам. Незадолго до Второй мировой войны они доказали, что как масса белых карликов ограничена неким пределом – так называемым пределом Чандрасекара [72], так и масса нейтронных звезд имеет верхний предел массы. Согласно современным расчетам максимальная масса нейтронной звезды чуть больше двух-трех масс Солнца.
“Звездные слоны” во Вселенной – это звезды, вес которых более чем в двадцать пять раз превышает вес Солнца. Когда эти звезды взрываются, большая часть их массы выбрасывается в космос, а из ядра сначала образуется белый карлик, а затем нейтронная звезда. Внутри нее все больше и больше материи начинает стремительно продвигаться к центру, так что в какой‐то момент и нейтронная звезда начинает коллапсировать. Как только этот процесс пойдет, всякое сопротивление исчезнет. Мы не знаем никакой силы, способной выдержать давление такой тяжелой звезды, – ее коллапс неизбежен. Звезда будет постоянно сжиматься и становиться все меньше и меньше, пока в какой‐то момент вся масса не сосредоточится в одной точке с бесконечной плотностью. И таким способом формируется один из самых замечательных объектов во Вселенной – черная дыра. (Естественно, во времена Оппенгеймера она еще так не называлась.)
 
Даже самого Альберта Эйнштейна испугала мысль о таком объекте. Всего через несколько месяцев после того, как Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительности, немецкий астроном Карл Шварцшильд рассчитал структуру пространства-времени для массы, сосредоточенной в одной точке, и свойства такой системы оказались экстремальными.
Шварцшильд – это пионер современной астрофизики. Когда в 1914 году разразилась Первая мировая война, он был директором Потсдамской астрофизической обсерватории. В отличие от Артура Эддингтона, пацифиста и поклонника Эйнштейна, Шварцшильд, происходивший из еврейской семьи, принадлежавшей к высшему среднему классу, считал своим долгом послужить стране и потому пошел добровольцем в немецкую артиллерию. Это было фатальное решение. После двух лет, проведенных на фронте, он заболел и умер.
Но даже в боевых условиях Шварцшильд умудрился написать две научные статьи мирового уровня [73]. В одной из них он вычислил кривизну пространства-времени вокруг точечной массы. При этом Шварцшильд стал первым, кто нашел точное решение уравнений общей теории относительности в конкретном случае [74]. Этот свой результат он изложил в статье и с гордостью отправил ее Эйнштейну. Изящество идеи поразило великого физика, и он, ответив: “Я был ошеломлен тем, что истинное решение этой проблемы можно выразить столь легко”, представил результаты Шварцшильда на ближайшем заседании Прусской академии наук [75].
В решении Шварцшильда [76] вся масса была сосредоточена в точке; однако в этой точке само пространство кажется бесконечно протяженным, растянутым в одном направлении, и степень его искривления становится бесконечно большой. Внезапно в этой ограниченной части пространства оказывается бесконечное количество места. В уравнениях появляется сингулярность – одна из тех точек, где уравнения теряют смысл, физические величины устремляются в бесконечность и все останавливается. Мы, физики, знаем, что сингулярности не имеют отношения к реальности, но они сигнализируют, что в уравнениях все еще чего‐то не хватает. Эйнштейн понимал это так, что точечных масс не существует и что это чисто математический трюк, хотя и любопытный.
Однако как Эйнштейна, так и других ученых беспокоило то, что и вдали от центральной сингулярности – а именно на расстоянии
Rs =2GM/ c 2
– в уравнениях происходило что‐то странное.
Это расстояние носит сегодня название “радиус Шварцшильда”. Здесь M означает массу объекта, а c = 299 792,458 км/с и G = 6,6743 × 10 11 м 3/кг/с 2 – скорость света и гравитационную постоянную соответственно.
Что‐то с этим радиусом было не так. Уравнения вели себя ненормально. Как только вы достигали радиуса Шварцшильда, время, казалось, останавливалось. А когда вы пересекали эту границу и оказывались ближе к центру, вы уже в некотором смысле путешествовали не в пространстве, а во времени.
Если в обычной жизни я могу спокойно сидеть на скамейке в парке – в фиксированной точке пространства, – но время продолжает идти, то внутри радиуса Шварцшильда я застреваю во времени, а пространство непреодолимо тянет меня внутрь, к центральной сингулярности. При каждой попытке двинуться наружу я только приближаюсь к центру.
Очень странно! По-видимому, нет никакой возможности покинуть это пространство, то есть пересечь радиус Шварцшильда изнутри. Стоит только чему‐то оказаться внутри сферы с радиусом Шварцшильда, как выхода вовне ни для чего уже нет – ни для материи, ни для света, а значит, и для информации и энергии. Прошло много времени, прежде чем хотя бы кто‐нибудь понял, что на самом деле там происходит. Сам того не подозревая, Шварцшильд, решавший уравнение, сидя в грязном окопе в разгар Первой мировой войны, описал черную дыру.