Читаем без скачивания Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения - Барри Паркер

За конечное (весьма короткое) по его часам время падающий наблюдатель пройдёт через горизонт событий и попадёт в «отдалённую местность» внутри. Скрывшись за горизонтом, он исчезнет для внешнего мира. Он никогда не сможет вернуться, никогда не сможет дать о себе знать. Именно этим объясняется название «горизонт событий»: он является пределом (горизонтом) событий в нашей Вселенной.

Попав в чёрную дыру, наш наблюдатель не сможет сообщить о том, что видит; он всё время будет приближаться к её центру. Если он попытается вернуться к горизонту событий, то обнаружит, что горизонт удаляется от него со скоростью света, а он, естественно, не может двигаться так быстро. В центре находится то, что осталось от звезды после коллапса, – сингулярность.

По мере приближения к сингулярности наблюдатель заметит, что пространство и время поменялись ролями. По нашу сторону горизонта событий мы можем управлять пространством, но не временем: время течёт одинаково независимо от наших действий. Но за горизонтом, как ни странно, можно управлять временем, но не пространством, – нас затягивает сингулярность, хотим мы этого или нет. Оказавшись с ней рядом, мы поймём, что нас ждет та же судьба, что и звезду – нас сожмёт до нулевого объёма.

Чёрная дыра, о которой шла речь выше, относится к невращающимся. Решение уравнения Эйнштейна, соответствующее такой чёрной дыре, было найдено Шварцшильдом, поэтому она называется шварцшильдовской. Однако большинство звёзд, если не все, вращается, и, следовательно, вращаются образовавшиеся из них чёрные дыры. Решение для таких случаев нашёл в 1963 году Рой Керр из Техасского университета. Решение это сложнее предложенного Шварцшильдом, и соответственно сложнее поведение чёрной дыры.

Как только наблюдатель приблизится к чёрной дыре Керра, он начнёт вращаться в том же направлении, что и эта дыра. И чем ближе он к чёрной дыре, тем выше будет скорость вращения. На определённом расстоянии от оси вращения он обнаружит, что вращается со скоростью, близкой к световой. Та поверхность, на которой это произойдёт, называется статическим пределом. Если вы решитесь проникнуть за него, то обнаружите, что в такой чёрной дыре есть свой горизонт событий, и так же, как в случае со шварцшильдовской чёрной дырой, форма у него сферическая. С другой стороны, поверхность, соответствующая статическому пределу, сплющена и соприкасается с горизонтом событий только у полюсов. Область между этими поверхностями называется эргосферой.

Попав за горизонт событий, мы обнаружим сингулярность, хотя и отличную от предыдущей – тут она имеет форму кольца. Есть и другое важное отличие. Эйнштейн показал, что в случае шварцшильдовской чёрной дыры, для того чтобы пройти через связанную с ней кротовую нору, необходимо иметь скорость больше световой. В случае, рассмотренном Керром, скорость может быть меньше световой.

Рассмотрим подробнее коллапс вращающейся звезды. Прежде всего, нам известно, что если звезда вращается, то по мере сжатия она будет вращаться всё быстрее в соответствии с законом сохранения момента импульса. Это хорошо знают фигуристы: начав вращение с раскинутыми руками, они прижимают их к груди, увеличивая свою скорость. У коллапсирующей звезды, даже при небольшой скорости вращения (такой, как, например, у Солнца), к концу коллапса скорость возрастает настолько, что, не успев стать чёрной дырой, такая звезда разлетится. Для того чтобы превратиться в чёрную дыру, звезда должна уменьшить скорость вращения, и, очевидно, со многими именно так и происходит. Поэтому логично предположить, что большинство массивных звёзд превращаются в чёрные дыры Керра.

Чёрная дыра Керра

Предсказаны ещё два типа чёрных дыр. Возможно, в природе их и нет, но теоретически они очень важны. Когда звезда превращается в чёрную дыру, почти все её характеристики растворяются в сингулярности. Мы никогда точно не узнаем ни её температуру, ни состав: они утрачиваются при превращении звезды в чёрную дыру. Остаются только три характеристики: масса, момент вращения и заряд. Это и определяет существование четырёх типов чёрных дыр. Кроме чёрных дыр Шварцшильда и Керра существуют чёрные дыры Рейснера-Нордстрема (невращающиеся заряженные) и чёрные дыры Керра – Ньюмена (вращающиеся заряженные).

В 1971 году английский теоретик Роджер Пенроуз доказал, что из чёрных дыр, обладающих спином и (или) зарядом, можно извлекать энергию. Если в эргосферу запустить, к примеру, шарик, то он разорвётся. При этом часть его попадёт за горизонт событий, тогда как другая окажется во внешнем пространстве, причём энергия этой части будет больше, чем у всего шарика, первоначально попавшего в эргосферу. Таким образом, из чёрной дыры будет извлечена некая энергия. В случае чёрной дыры Керра эта потеря энергии выразится в замедлении вращения.

До сих пор мы рассматривали чёрные дыры в теоретическом аспекте. А существуют ли они на самом деле? Этот вопрос начал занимать астрономов в середине 60-х годов. Многие не верили в их реальность, и до сих пор кое-кто сомневается в этом. В конце концов общая теория относительности – всего лишь теория, хотя многие учёные считают её превосходной и уверены в правильности её предсказаний. Возможно, впрочем, что когда-нибудь на её место придёт новая теория, в которой чёрных дыр такого типа не будет, а значит, нужно подобрать кандидата на эту роль. Но где его искать? И, главное, стоит ли этим заниматься? Что если в нашей Галактике их окажется слишком мало, и нам так и не удастся найти хоть одну? Начнём с конца: сколько чёрных дыр может быть в нашей Галактике?

Важным фактором является, конечно, время. Достаточно ли времени прошло для образования большого числа чёрных дыр? Мы знаем, что продолжительность жизни нашего Солнца составляет около 10 миллиардов лет, а сейчас ему около 4,5 миллиардов. Но чёрные дыры получаются из звёзд, намного более массивных и развивающихся гораздо быстрее, чем наше Солнце. Большинство массивных звёзд заканчивает свой жизненный цикл меньше чем за миллиард лет. Значит, время на нашей стороне.

Затем следует определить число массивных звёзд в нашей Галактике. Конечная масса, равная трём солнечным, – вот всё, что нужно для превращения звезды в чёрную дыру. Но большинство звёзд теряет часть массы как до, так и в процессе коллапса, и, значит, чёрная дыра с массой, равной трём солнечным, появилась при коллапсе звезды, начальная масса которой была существенно больше этого значения, например, раз в восемь больше массы Солнца. К счастью, даже такие значения не являются чрезмерными для нашей Галактики. В нашей Галактике около 200 миллиардов звёзд, а её возраст насчитывает 15-16 миллиардов лет. Сколько в ней может быть чёрных дыр? У нас нет точных данных, чтобы оценить их число, и потому оценка может быть только приблизительной. Предположим для начала, что каждые 100 лет образуется одна чёрная дыра. Такое предположение основано на наших представлениях о распределении звёзд в Галактике и об их жизненном цикле. С помощью этих данных можно подсчитать общее число чёрных дыр: получится несколько сот тысяч; возможно, мы ошибёмся на несколько порядков, но всё-таки есть надежда, что поиски не лишены смысла.

Затем возникает вопрос: что мы ищем? Так как большинство чёрных дыр имеет всего несколько километров в диаметре, их вряд ли можно увидеть. Совершенно очевидно, что придётся ориентироваться на косвенные признаки. Лучше всего заняться поисками газа, который засасывается чёрной дырой. При этом газ должен так нагреться, что станет испускать рентгеновское излучение, которое можно заметить и с Земли.

Полость Роша вокруг звезды

Рассмотрим такую ситуацию подробней. Представим себе, что мы имеем дело с двойной звёздной системой, где одна из звёзд только что превратилась в чёрную дыру. Когда в неё каким-то образом затягивается газ с другой звезды, появляется рентгеновское излучение. Как это происходит? Для ответа на этот вопрос нужно рассмотреть так называемую полость Роша. Вокруг чёрной дыры находится несколько воображаемых сфер, где поле тяготения одинаково во всех точках. Называются такие сферы потенциальными. Если речь идёт о двойной системе, то сфера вокруг каждой звезды искажается, так как поле тяготения одной звезды воздействует на другую. В том месте, где сила, вызываемая полем, одинакова во всех точках пространства, возникает особая фигура в форме восьмерки. Это и есть полость Роша. Она существует во всех двойных системах, даже в системе Луна-Земля. Точка соприкосновения этих сфер особенно важна и называется внутренней точкой Лагранжа (L). Если вещество звезды A попадёт в эту точку, его затянет в B, и соответственно, то же произойдёт с веществом звезды B.