ПЛАН

1. Черные дыры
2. Так ли черны чёрные дыры
3. Новые открытия относительно черных дыр
4. Список литературы

1. Черные дыры

Термин «черная дыра» появился совсем недавно. Его ввел в обиход в 1969 г. американский ученый Джон Уилер как метафорическое выражение представления, возникшего по крайней мере 200 лет назад, когда существовали две теории света: в первой, которой придерживался Ньютон, считалось, что свет состоит из частиц; согласно же второй теории, свет — это волны. Сейчас мы знаем, что на самом деле обе они правильны. В силу принципа частично-волнового дуализма квантовой механики свет может рассматриваться и как частицы, и как волны. В теории, в которой свет — волны, было непонятно, как будет действовать на него гравитация. Если же свет — поток частиц, то можно считать, что гравитация действует на них так же, как на пушечные ядра, ракеты и планеты. Сначала ученые думали, что частицы света перемещаются с бесконечной скоростью и поэтому гравитация не может их замедлить, но когда
Рёмер установил, что скорость света конечна, стало ясно, что влияние гравитации может оказаться существенным.
Исходя из этого Джон Мичел, преподаватель из Кембриджа, в 1783 г. представил в журнал «Философские труды Лондонского Королевского общества» свою работу, в которой он указывал на то, что достаточно массивная и компактная звезда должна иметь столь сильное гравитационное поле, что свет не сможет выйти за его пределы: любой луч света, испущенный поверхностью такой звезды, не успев отойти от нее, будет втянут обратно ее гравитационным притяжением. Мичел считал, что таких звезд может быть очень много. Несмотря на то что их нельзя увидеть, так как их свет не может до нас дойти, мы тем не менее должны ощущать их гравитационное притяжение.
Подобные объекты называют сейчас черными дырами, и этот термин отражает их суть: темные бездны в космическом пространстве. Через несколько лет после
Мичела и Французский ученый Лаплас высказал, по-видимому, независимо от него аналогичное предположение. Небезынтересно, что Лаплас включил его лишь в первое и второе издания своей книги «Система мира», но исключил из более поздних изданий, сочтя, наверное, черные дыры бредовой идеей. (К тому же в
XIX в. корпускулярная теория света потеряла популярность. Стало казаться, что все явления можно объяснить с помощью волновой теории, а в ней воздействие гравитационных сил на свет вовсе не было очевидным.)

На самом деле свет нельзя рассматривать как пушечные ядра в теории тяготения Ньютона, потому что скорость света фиксирована. (Пушечное ядро, вылетевшее вверх с поверхности Земли из-за гравитации будет замедляться и в конце концов остановится, а потом начнет падать. Фотон же должен продолжать движение вверх с постоянной скоростью. Как же тогда ньютоновская гравитация может воздействовать на свет?) Последовательная теория взаимодействия света и гравитации отсутствовала до 1915 г. когда Эйнштейн предложил общую теорию относительности. Но даже после этого прошло немало времени, пока стало наконец ясно, какие выводы следуют из теории Эйнштейна относительно массивных звезд.

Чтобы понять, как возникает черная дыра, надо вспомнить о том, каков жизненный цикл звезды. Звезда образуется, когда большое количество газа (в основном водорода) начинает сжиматься силами собственного гравитационного притяжения. В процессе сжатия атомы газа все чаще и чаще сталкиваются друг с другом, двигаясь со всё большими и большими скоростями. В результате газ разогревается и в конце концов становится таким горячим, что атомы водорода, вместо того чтобы отскакивать друг от друга, будут сливаться, образуя гелий. Тепло, выделяющееся в этой реакции, которая напоминает управляемый взрыв водородной бомбы, и вызывает свечение звезды. Из-за дополнительного тепла давление газа возрастает до тех пор, пока не уравновесит гравитационное притяжение, после чего газ перестает сжиматься.
Это немного напоминает надутый резиновый шарик, в котором устанавливается равновесие между давлением воздуха внутри, заставляющим шарик раздуваться, и натяжением резины, под действием которого шарик сжимается. Подобно шарику, звезды будут долго оставаться в стабильном состоянии, в котором выделяющимся в ядерных реакциях теплом уравновешивается гравитационное притяжение. Но в конце концов у звезды кончится водород и другие виды ядерного топлива. Как ни парадоксально, но чем больше начальный запас топлива у звезды, тем быстрее оно истощается, потому что для компенсации гравитационного притяжения звезде надо тем сильнее разогреться, чем больше ее масса. А чем горячее звезда, тем быстрее расходуется ее топливо. Запаса топлива на Солнце хватит примерно на пять тысяч миллионов лет, но более тяжелые звезды израсходуют свое топливо всего за сто миллионов лет, т. е. за время, гораздо меньш^ возраста Вселенной. Израсходовав топливо, звезда начинает охлаждаться и сжиматься, а вот что с ней происходит потом, стало понятно только в конце двадцатых годов нашего века.

В 1928 г. Субраманьян Чандрасекар, аспирант из Индии, отправился по морю в Англию, в Кембридж, чтобы пройти там курс обучения у крупнейшего специалиста в области общей теории относительности Артура Эддингтона.
(Говорят, в начале двадцатых годов один журналист сказал Эддингтону, что он слышал, будто мире всего три человека понимают общую теорию относительности. Эддингтон, помолчав, сказал: «Я думаю — кто же третий?»). во время своего путешествия из Индии Чандрасекар вычислил, какой величины должна быть звезда, чтобы, израсходовав целиком свое топливо, она все же могла бы противостоять воздействию собственных гравитационных сил.
Чандрасекар рассуждал так. Когда звезда уменьшается, частицы вещества очень сильно сближаются друг с другом и в силу принципа запрета (исключения)
Паули их скорости должны все больше различаться. Следовательно, частицы стремятся разойтись и звезда расширяется. Таким образом, радиус звезды может удерживаться постоянным благодаря равновесию между гравитационным притяжением и возникающим в силу принципа Паули отталкиванием, точь-в-точь как на более ранней стадии развития звезды гравитационные силы уравновешивались ее тепловым расширением.
Однако Чандрасекар понимал, что отталкивание, обусловленное принципом
Паули, не беспредельно. Согласно теории относительности, максимальная разница скоростей частиц вещества в звезде равна скорости света. Это значит, что, когда звезда становится достаточно плотной, отталкивание, обусловленное принципом Паули, должно стать меньше, чем гравитационное притяжение. Чандрасекар рассчитал, что если масса холодной звезды более чем в полтора раза превышает массу Солнца, то эта звезда не сможет противостоять собственной гравитации. (Данное значение массы сейчас называют пределом Чандрасекара.) Приблизительно в то же время аналогичное открытие сделал советский физик Л. Д. Ландау.
Выводы Чандрасекара и Ландау имели важные следствия относительно судьбы звезд с большой массой. Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, то она в конце концов может перестать сокращаться, превратившись в «белого карлика» — одно из возможных конечных состояний звезды. «Белый карлик» имеет в радиусе несколько тысяч километров, плотность — сотни тонн на кубический сантиметр и удерживается в равновесии благодаря отталкиванию электронов в его веществе, отталкиванию, которое возникает из-за принципа
Паули. На небе видно немало белых Орликов. Одним из первых был открыт белый карлик, вращающийся вокруг Сириуса,— самой яркой звезды на ночном небе.
Ландау показал, что звезда может оказаться и в другом конечном состоянии, предельная масса которого равна одной-двум массам Солнца, а размеры даже меньше, чем у белого карлика. Эти звезды тоже должны существовать благодаря возникающему из-за принципа Паули отталкиванию, но не между электронами, а между протонами и нейтронами. Поэтому такие звезды получили название нейтронных звезд. Их радиус не больше нескольким десятков километров, а плотность — сотни миллионов тонн на кубический сантиметр. Когда Ландау предсказал нейтронные звезды наблюдать их никто не умел, а реальная возможность их наблюдения появилась значительно позже.

Если масса звезды превышает предел Чандрасекара, то когда ее топливо кончается, возникают большие сложности. Чтобы избежать катастрофического гравитационного коллапса, звезда может взорваться или каким-то образом выбросить из себя часть вещества чтобы масса стала меньше предельной.
Трудно, однако, поверить что так происходит со всеми звездами независимо от их размеров. Как звезда узнает, что ей пора терять вес? А даже если бы каждой звезде удалось потерять в весе настолько, чтобы избежать коллапса, то что произошло бы, если бы мы увеличили массу белого карлика или нейтронной звезды так, что она превысила бы предел? Может быть, тогда произошел бы коллапс и плотность звезды стала бесконечной? Эддингтон был так этим поражен, что отказался верить результату Чандрасекара. Он считал просто невозможным, чтобы звезда сколлапсировала в точку. Такой позиции придерживалось большинство ученых: сам Эйнштейн заявил в своей статье, что звезды не могут сжиматься до нулевых размеров. Враждебное отношение ученых, в особенности Эддингтона, который был первым учителем Чандрасекара и главным авторитетом в исследовании строения звезд, вынудили Чандрасекара оставить работу в прежнем направлении и переключиться на другие задачи астрономии, такие, как движение звездных скоплений. Однако Нобелевская премия 1983 г. была, по крайней мере частично, присуждена Чандрасекару за ранние работы, связанные с предельной массой холодных звезд.

Он показал, что если масса звезды превышает предел Чандрасекара, то принцип запрета не может остановить ее коллапс, а задачу о том, что должно произойти с такой звездой согласно общей теории относительности, первым решил в 1939 г. молодой американский физик Роберт Оппенгеймер. Но из результатов Оппенгеймера следовало, что с помощью существовавших тогда телескопов нельзя наблюдать ни один из предсказанных эффектов. Потом началась вторая мировая война, и сам Оппенгеймер вплотную занялся разработкой атомной бомбы. После войны о гравитационном коллапсе совершенно забыли, потому что большинство ученых было увлечено изучением явлений атомных и ядерных масштабов. Но в шестидесятых годах благодаря новейшей технике число астрономических наблюдений сильно возросло, а их область значительно расширилась, что вызвало возрождение интереса к астрономии и космологии. Результаты Оппенгеймера были заново открыты и развиты далее многими физиками.

В итоге благодаря Оппенгеймеру мы имеем сейчас следующую картину. Из-за гравитационного поля звезды лучи света в пространстве-времени отклоняются от тех траекторий, по которым они перемещались бы в отсутствие звезды.
Световые конусы, вдоль поверхности которых распространяются испущенные из их вершин световые лучи, около поверхности звезды немного наклоняются внутрь. Это проявляется в наблюдаемом во время солнечного затмения искривлении световых лучей, идущих от удаленных звезд. По мере сжатия звезды увеличивается гравитационное поле на ее поверхности и световые конусы наклоняются еще сильнее. Поэтому световым лучам, испущенным звездой, становится все труднее выйти за пределы гравитационного поля звезды, и удаленному наблюдателю ее свечение будет казаться тусклым и более красным.
В конце концов, когда в ходе сжатия радиус звезды достигнет некоторого критического значения, гравитационное поле у ее поверхности станет очень сильным, и тогда световые конусы настолько повернутся внутрь, что свет не сможет больше выйти наружу. По теории относительности ничто не может двигаться быстрее света; а раз свет не может выйти наружу, то и никакой другой объект не сможет выйти, т. е. все будет втягиваться назад гравитационным полем. Это значит, что существует некое множество событий, т. е. некая область пространства-времени, из которой невозможно выйти наружу и достичь удаленного наблюдателя. Такая область называется сейчас черной дырой. Границу черной дыры называют горизонтом событий. Она совпадает с путями тех световых лучей, которые первыми из всех теряют возможность выйти за пределы черной дыры.
Чтобы понять, что вы увидели бы, если бы наблюдали за образованием черной дыры при коллапсе звезды, надо вспомнить, что в теории относительности отсутствует абсолютное время и у каждого наблюдателя своя мера времени. Из- за того, что звезда имеет гравитационное поле, для наблюдателя на звезде время будет не таким, как для удаленного наблюдателя. Предположим, что какой-нибудь отважный астронавт находится на поверхности коллапсирующей звезды и коллапсирует внутрь вместе с ней. Пусть он каждую секунду по своим часам посылает сигналы на космический корабль, обращающийся по орбите вокруг звезды. В какой-то момент времени по его часам, скажем в 11:00, звезда сожмется до радиуса ниже критического, при котором гравитационное поле становится насколько сильным, что ничто не может выйти наружу, и тогда сигналы этого смельчака больше не попадут на космический корабль. При приближении времени к 11:00 интервалы между очередными сигналами, которые астронавт посылает своим спутникам на космический корабль, будут удлиняться, но до 10:59:59 этот эффект будет невелик. Между сигналами, которые астронавт по своим часам пошлёт в 10:59:58 и 10:59:59, на космическом корабле пройдет чуть больше секунды, но сигнала, посланного астронавтом в 11:00, им придется ждать вечно. Световые волны, испущенные с поверхности звезды между 10:59:59 и 11:00 по часам астронавта, будут, с точки зрения пассажира космического корабля, размазаны по бесконечному периоду времени. Временной интервал между двумя волнами, приходящими друг за другом на корабль, будет все время увеличиваться, и поэтому излучаемый звездой свет будет непрерывно ослабевать и казаться все более красным. В конце концов звезда станет такой тусклой, что ее больше не увидят с борта космического корабля: от нее останется лишь черная дыра в пространстве. При этом на корабль будет по-прежнему действовать гравитационное притяжение звезды, так что он продолжит свое движение по орбите вокруг черной дыры.
Но этот сценарий не совсем реалистичен по следующей причине. При удалении от звезды ее гравитационное притяжение ослабевает, а поэтому ноги нашего отважного астронавта всегда будут испытывать более сильное гравитационное воздействие, чем голова. Разница в величине сил приведет к тому, что астронавт либо окажется вытянутым, как спагетти, либо разорвется на части еще до того, как размеры звезды сократятся до критического радиуса, когда возникает горизонт событий! Но мы считаем, что во Вселенной существуют гораздо большие объекты, например центральные области галактик, которые тоже могут превращаться в черные дыры из-за гравитационного коллапса.
Тогда, находясь на одном из таких объектов, астронавт не был бы разорван на части еще до образования черной дыры. На самом деле он бы не почувствовал ничего особенного, когда радиус звезды достиг бы критического значения, и вполне мог бы пройти, не заметив, точку, за которой начинается область, откуда нельзя вернуться назад. Но всего через несколько часов, когда эта область начала бы коллапсировать, разница гравитационных сил, действующих на ноги и на голову, возросла бы так сильно, что его опять разорвало бы на части.

В работе, которую мы с Роджером Пенроузом выполнили в период с 1965 по
1970 г., было показано, что, согласно общей теории относительности, в черной дыре должна быть сингулярность, в которой плотность и кривизна пространства-времени бесконечны. Ситуация напоминает большой взрыв в момент начала отсчета времени с той только разницей, что это означало бы конец времени для астронавта и для коллапсирующего тела. В этой сингулярной точке нарушались бы законы науки, а мы потеряли бы способность предсказывать будущее. Но эта потеря не коснулась бы ни одного наблюдателя, находящегося вне черной дыры, потому что до него не дошел бы ни световой, ни какой- нибудь другой сигнал, вышедший из сингулярности. Под влиянием этого удивительного факта Роджер Пенроуз выдвинул «гипотезу космической цензуры», которую можно так сформулировать: «Бог не терпит голой сингулярности».
Другими словами, сингулярности, возникшие в результате гравитационного коллапса, появляются лишь в местах вроде черных дыр, где горизонт событий надежно укрывает их от взглядов извне. Строго говоря, это гипотеза слабой космической цензуры (как ее и называют сейчас): благодаря ей наблюдатели, находящиеся за пределами черной дыры, защищены от последствий того, что в сингулярности теряется способность предсказывать будущее, но эта гипотеза ничего не дает для спасения несчастного астронавта, упавшего в черную дыру.
Существуют некоторые решения уравнений общей теории относительности, которые позволяют астронавту увидеть голую сингулярность; он может увернуться от сингулярности и, пролетев через «кротовую нору», выйти в другой области Вселенной. Такой вариант предоставил бы широкие возможности для путешествия в пространстве и времени, но, к сожалению, все эти решения, по-видимому, сильно нестабильны. Малейшее возмущение, например присутствие астронавта, могло бы так изменить решения, что астронавт не увидел бы сингулярность до самого столкновения с ней, когда его существованию пришел бы конец. Другими словами, сингулярность находилась бы всегда в его будущем и никогда в прошлом. Сильная формулировка гипотезы космической цензуры такова: сингулярности реалистического решения должны быть всегда либо целиком в будущем (как в случае гравитационного коллапса), либо целиком в прошлом (как в случае большого взрыва). Очень хочется надеяться, что гипотеза космической цензуры выполняется в той или иной формулировке, потому что иначе вблизи голых сингулярностей имелась бы возможность попадать в прошлое. Это было бы прекрасно для писателей-фантастов, но означало бы, что никогда нельзя быть уверенным в своей безопасности: кто-то может войти в прошлое и лишить жизни кого-нибудь из ваших родителей еще до того, как они успели дать жизнь вам!

Горизонт событий, ограничивающий ту область пространства-времени, из которой невозможно выбраться наружу, подобен некой полупроницаемой мембране, окружающей черную дыру: объекты вроде неосторожного астронавта могут упасть в черную дыру через горизонт событий, но никакие объекты не могут выбраться из нее через горизонт событий обратно. (Вспомните, что горизонт событий — это путь, по которому в пространстве-времени распространяется свет, когда он стремится выйти из черной дыры, а быстрее света не может двигаться ничто.) О горизонте событий можно сказать так, как сказано у поэта Данте о входе в Ад: «Оставь надежду всяк, сюда входящий».
Все и вся, провалившееся за горизонт событий, вскоре попадет в область бесконечной плотности, где время кончается.

Общая теория относительности предсказывает, что при движении тяжелых объектов должны излучаться гравитационные волны, которые представляют собой пульсации кривизны пространства, распространяющиеся со скоростью света.
Излучаемые при любом движении гравитационные волны будут уносить энергию системы. (Это напоминает поведение брошенного в воду поплавка, который сначала то уходит под воду, то выныривает на поверхность, но, поскольку волны уносят его энергию, в конце концов застывает в неподвижном стационарном состоянии.) Например, при обращении Земли вокруг Солнца возникают гравитационные волны и Земля теряет свою энергию. Потеря энергии будет влиять на орбиту Земли, и Земля начнет постепенно приближаться к
Солнцу. В конце концов они войдут в контакт, и Земля, перестав двигаться относительно Солнца, окажется в стационарном состоянии. При вращении Земли вокруг Солнца теряемая мощность очень мала — примерно такова, какую потребляет небольшой электрокипятильник. Это означает, что Земля упадет на
Солнце примерно через тысячу миллионов миллионов миллионов миллионов лет, а потому прямо сейчас беспокоиться не о чем! Изменения орбиты Земли происходят слишком медленно для наблюдения, но за последние несколько лет в точности такой же эффект наблюдался в системе PSR 1913+16. (PSR означает
«пульсар» — особая разновидность нейтронной звезды, которая излучает периодические импульсы радиоволн.) Это система двух нейтронных звезд, вращающихся одна вокруг другой; потери энергии на гравитационное излучение приводят к их сближению по спирали.

Когда во время гравитационного коллапса звезды образуется черная дыра, все движения звезды должны сильно ускориться, и поэтому потери энергии тоже должны сильно возрасти. Следовательно, коллапсирующая звезда должна вскоре оказаться в неком стационарном состоянии. Каким же будет это конечное состояние?

Можно предположить, что оно будет зависеть от всех сложных свойств исходной звезды, т. е. не только от ее массы и скорости вращения, но и от разных плотностей разных частей звезды и от сложного движения газов внутри нее. Но если бы черные дыры были столь же разнообразными, как и коллапсирующие объекты, из которых они возникают, то делать какие бы то ни было общие предсказания о черных дырах оказалось бы очень трудно.

Однако в 1967 г. канадский ученый Вернер Израэль (он родился в Берлине, воспитывался в Южной Африке, а докторскую диссертацию защищал в Ирландии) произвел революцию в науке о черных дырах. Израэль показал, что, согласно общей теории относительности, невращающиеся черные дыры должны иметь очень простые свойства: они должны быть правильной сферической формы, размеры черной дыры должны зависеть только от ее массы, а две черные дыры с одинаковыми массами должны быть идентичны друг другу. Фактически получалось, что черные дыры можно описать частным решением уравнений
Эйнштейна, известным еще с 1917 г. и найденным Карлом Шварцшильдом вскоре после опубликования общей теории относительности. Сначала многие, в том числе и сам Израэль, считали, что, поскольку черные дыры должны быть совершенно круглыми, они могут образовываться только в результате коллапса совершенно круглого объекта. Таким образом, любая реальная звезда — а реальные звезды не бывают идеально сферической формы — может сколлапсировать, порождая только голую сингулярность.

Правда, была возможна и другая интерпретация полученного Израэлем результата, которую, в частности» поддерживали Роджер Пенроуз и Джон Уйлер.
Быстрые движения, возникающие во время коллапса звезды, означают, указывали эти ученые, что излучаемые звездой гравитационные волны могут еще сильнее скруглить ее, и к тому моменту, когда звезда окажется в стационарном состоянии, она будет в точности сферической формы. При таком взгляде на вещи любая невращающаяся звезда, как бы ни была сложна ее форма и внутренняя структура, после гравитационного коллапса должна превратиться в черную дыру правильной сферической формы, размеры которой будут зависеть только от ее массы. В дальнейшем такой вывод был подтвержден расчетами и вскоре стал общепринятым.

Результат Израэля касался только черных дыр, образовавшихся из невращающихся объектов. В 1963 г. Рой Керр из Новой Зеландии нашел семейство решений уравнений общей теории относительности, которые описывали вращающиеся черные дыры. «Керровские» черные дыры вращаются с постоянной скоростью, а их форма и размер зависят только от массы и скорости вращения.
Если вращение отсутствует, то черная дыра имеет идеальную шарообразную форму, а отвечающее ей решение идентично шварцшильдовскому решению. Если же черная дыра вращается, то ее диаметр увеличивается по экватору (точно так же, как деформируются вследствие вращения Земля и Солнце) и тем сильнее, чем быстрее вращение. Чтобы можно было перенести результат Израэля и на вращающиеся тела, было сделано предположение, что любое вращающееся тело, которое в результате коллапса образует черную дыру, должно в конце концов оказаться в стационарном состоянии, описываемом решением Керра.

В 1970 г. мой аспирант и коллега по Кембриджу Брендон Картер сделал первый шаг к доказательству этого предположения. Картер показал, что если стационарная вращающаяся черная дыра обладает осью симметрии, как волчок, то ее размеры и форма будут зависеть только от ее массы и скорости вращения. Затем в 1971 г. я доказал, что любая стационарная черная дыра всегда будет иметь такую ось симметрии. Наконец в 1973 г. Дэвид Робинсон из
Кингс-колледжа в Лондоне, опираясь на наши с Картером результаты, показал, что вышеприведенное предположение правильно, т. е. что стационарная черная дыра всегда будет решением Керра. Итак, после гравитационного коллапса черная дыра должна оказаться в таком состоянии, чтобы она могла вращаться, но не могла пульсировать. Кроме того, размеры черной дыры будут зависеть только от ее массы и скорости вращения и никак не будут связаны со свойствами того тела, которое сколлапсировало в эту черную дыру. Этот вывод стал известен в формулировке: «У черной дыры нет волос». Теорема об отсутствии волос у черной дыры имеет огромное практическое значение, потому что она налагает сильные ограничения на возможные типы черных дыр, а тем самым дает возможность строить детальные модели объектов, которые могли бы содержать черные дыры, и сравнивать их предсказания с результатами наблюдений. Кроме того, из нее следует, что при образовании черной дыры должна теряться огромная часть информации о сколлапсировавшем теле, потому что после коллапса все, что нам удастся измерить,— это, может быть, лишь масса тела да скорость его вращения.

Черные дыры — один из очень немногочисленных примеров в истории науки, когда теория развивалась во всех деталях как математическая модель, не имея никаких экспериментальных подтверждений своей справедливости. И это, конечно, было главным возражением противников черных дыр: как можно верить в реальность объектов, существование которых следует лишь из вычислений, основанных на такой сомнительной теории, как общая теория относительности.
Но в 1963 г. Маартен Шмидт, астроном из Паламарской обсерватории в
Калифорнии, измерил красное смещение тусклого, похожего на звезду объекта в направлении источника радиоволн ЗС273 (источник под номером 273 в третьем
Кембриджском каталоге радиоисточников). Обнаруженное Шмидтом красное смещение оказалось слишком велико, чтобы его можно было объяснить действием гравитационного поля: если бы оно было гравитационного происхождения, то связанный с ним объект должен был иметь такую большую массу и располагаться так близко к нам, что его присутствие изменило бы орбиты всех планет
Солнечной системы. Но, может быть, тогда красное смещение возникло из-за расширения Вселенной и из этого следует, что рассматриваемый объект находится, наоборот, очень далеко? Видимый на таком большом расстоянии объект должен быть очень ярким, т. е. должен излучать огромную энергию.
Единственный механизм, с помощью которого могло бы излучаться такое большое количество энергии,— это гравитационный коллапс, но не какой-нибудь одной звезды, а коллапс всей центральной области Галактики. С тех пор были открыты и другие аналогичные «квазизвездные объекты», или квазары, обладающие красным смещением. Но их большая удаленность сильно затрудняет наблюдение и не дает возможности сделать окончательные выводы относительно черных дыр.

В 1967 г. появился новый довод в пользу существования черных дыр.
Кембриджский аспирант Джослин Белл обнаружил на небе объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Сначала Белл и его руководитель Энтони
Хьюиш решили, что они установили контакт с внеземными цивилизациями нашей
Галактики. Я помню, что, докладывая о своем открытии на семинаре, четыре источника они действительно назвали сокращенно LGM 1—4, где LGM означает
«зеленые человечки» (Little Green Men). Но потом и авторы, и все остальные пришли к менее романтичному заключению, что обнаруженные объекты, которые были названы пульсарами, представляют собой вращающиеся нейтронные звезды, которые излучают импульсы радиоволн из-за сложного характера взаимодействия их магнитного поля с окружающим веществом. Эта новость огорчила авторов боевиков о космических пришельцах, но очень воодушевила наш немногочисленный отряд сторонников черных дыр, так как мы впервые получили подтверждение того, что нейтронные звезды существуют. Радиус нейтронной звезды равен примерно пятнадцати километрам, т. е. всего в несколько раз больше критического радиуса, по достижении которого звезда превращается в черную дыру. Если звезда может сколлапсировать до таких небольших размеров, то вполне допустимо предположить, что другие звезды в результате коллапса станут еще меньше и образуют черные дыры.

Да, но как можно рассчитывать найти черную дыру, если по самому ее определению она вообще не излучает свет? Это все равно, что ловить черного кота в темной комнате. И все-таки один способ есть. Еще Джон Мичелл в своей пионерской работе, написанной в 1783 г., указывал, что черные дыры все же оказывают гравитационное воздействие на близкие к ним объекты. Астрономы наблюдали много систем, в которых две звезды обращаются одна вокруг другой под действием гравитационного притяжения. Наблюдаются и такие системы, в которых видима лишь одна звезда, обращающаяся вокруг своего невидимого партнера. Разумеется, мы не можем сразу заключить, что партнер и есть черная дыра, потому что это может быть просто чересчур тусклая звезда.
Однако некоторые из таких систем, например Лебедь Х-1, являются еще и мощными источниками рентгеновского излучения. Это явление лучше всего объясняется предположением, что с поверхности видимой звезды «сдувается» вещество, которое падает на вторую, невидимую звезду, вращаясь по спирали
(как вытекающая из ванны вода), и, сильно разогреваясь, испускает рентгеновское излучение. Для существования такого механизма невидимый объект должен быть очень малым — белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой. Результаты наблюдения орбиты видимой звезды позволяют вычислить, какую наименьшую массу может иметь невидимый объект. В случае
Лебедя Х-1 эта масса составляет примерно шесть солнечных масс, т. е., согласно Чандрасекару, слишком велика, чтобы обладающий ею невидимый объект оказался белым карликом. А так как эта масса велика и для нейтронной звезды, объект, по-видимому, должен быть черной дырой.

Существуют и другие модели, объясняющие результаты наблюдений Лебедя Х-1 без привлечения черных дыр, но все они довольно искусственны. Черная дыра представляется единственным совершенно естественным объяснением наблюдений.
Несмотря на это, Хокинг заключил пари с Кипом Торном из Калифорнийского технологического института, что на самом деле в Лебеде Х-1 нет черной дыры!
Для него это пари — некая страховка. Он очень много занимался черными дырами, и вся его работа пойдет насмарку, если вдруг окажется, что черные дыры не существуют. Но в этом случае утешением ему будет выигранное пари.
Если же черные дыры все-таки существуют, то Кип будет целый год получать журнал „Penthouse". Заключая пари в 1975 г., они были на 80% уверены в том, что Лебедь Х-1 является черной дырой. Сейчас их уверенность возросла до
95%, но пари остается в силе.

Исследователи располагаем данными о еще нескольких черных дырах в системах типа Лебедя Х-1 в нашей Галактике и двух соседних галактиках, которые называются Большим и Малым Магеллановыми Облаками. Но черных дыр почти наверняка гораздо больше: на протяжении долгой истории Вселенной многие звезды должны были израсходовать до конца свое ядерное топливо и сколлапсировать. Число черных дыр вполне может даже превышать число видимых звезд, которое только в нашей Галактике составляет около ста тысяч миллионов. Дополнительное гравитационное притяжение столь большого количества черных дыр могло бы быть причиной того, почему наша Галактика вращается именно с такой скоростью, а не с какой-нибудь другой: массы видимых звезд для объяснения этой скорости недостаточно. Существуют и некоторые данные в пользу того, что в центре нашей Галактики есть черная дыра гораздо большего размера с массой примерно в сто тысяч масс Солнца.
Звезды, оказавшиеся в Галактике слишком близко к этой черной дыре, разлетаются на части из-за разницы гравитационных сил на ближней и дальней сторонах звезды. Остатки разлетающихся звезд и газ, выброшенный другими звездами, будут падать по направлению к черной дыре. Как и в случае Лебедя
Х-1, газ будет закручиваться по спирали внутрь и разогреваться, правда не так сильно. Разогрев будет недостаточным для испускания рентгеновского излучения, но им можно объяснить тот крошечный источник радиоволн и инфракрасных лучей, который наблюдается в центре Галактики.

Не исключено, что в центрах квазаров есть такие же черные дыры, но еще больших размеров, с массами около ста миллионов масс Солнца. Только падением вещества в такую сверхмассивную черную дыру можно было бы объяснить, откуда берется энергия мощнейшего излучения, которое исходит из черной дыры. Вещество падает, вращаясь, по спирали внутрь черной дыры и заставляет ее вращаться в том же направлении, в результате чего возникает магнитное поле, похожее на магнитное поле Земли. Падающее внутрь вещество будет рождать около черной дыры частицы очень высокой энергии. Магнитное поле будет настолько сильным, что сможет сфокусировать эти частицы в струи, которые будут вылетать наружу вдоль оси вращения черной дыры, т. е. в направлении ее северного и южного полюсов. У некоторых галактик и квазаров такие струи действительно наблюдаются.

Можно рассмотреть и возможность существования черных дыр с массами, меньшими массы Солнца. Такие черные дыры не могли бы образоваться в результате гравитационного коллапса, потому что их массы лежат ниже предела
Чандрасекара: звезды с небольшой массой могут противостоять гравитации даже в том случае, если все их ядерное топливо уже израсходовано. Черные дыры малой массы могут образоваться лишь при условии, что вещество сжато до огромных плотностей чрезвычайно высокими внешними давлениями. Такие условия могут выполняться в очень большой водородной бомбе: физик Джон Уилер как-то вычислил, что если взять всю тяжелую воду из всех океанов мира, то можно сделать водородную бомбу, в которой вещество так сильно сожмется, что в ее центре возникнет черная дыра. (Разумеется, вокруг не останется никого, кто мог бы это увидеть!) Более реальная возможность — это образование не очень массивных черных дыр с небольшой массой при высоких значениях температуры и давления на весьма ранней стадии развития Вселенной. Черные дыры могли образоваться лишь в том случае, если ранняя Вселенная не была идеально гладкой и однородной, потому что лишь какую-нибудь небольшую область с плотностью, превышающей среднюю плотность, можно так сжать, чтобы она превратилась в черную дыру. Но мы знаем, что во Вселенной должны были присутствовать неоднородности, иначе все вещество не сбилось бы в комки, образуя звезды и галактики, а равномерно распределилось бы по всей
Вселенной.

Могли ли эти неоднородности, существованием которых объясняется возникновение звезд и галактик, привести к образованию «первичных» черных дыр, зависит от того, какой была ранняя Вселенная. Следовательно, определив, какое количество «первичных» черных дыр сейчас существует, мы смогли бы многое узнать о самых ранних стадиях развития Вселенной.
Первичные черные дыры, масса которых превышает тысячу миллионов тонн (масса большой горы), можно было бы зарегистрировать только по влиянию их гравитационного поля на видимую материю или же на процесс расширения
Вселенной. Но в следующей главе мы узнаем, что на самом деле черные дыры вовсе не черные: они светятся, как раскаленное тело, и чем меньше черная дыра, тем сильнее она светится. Как ни парадоксально, но может оказаться, что маленькие черные дыры проще регистрировать, чем большие!

2. Так ли черны чёрные дыры

До 1970 г. Стивен Хокинг в своих исследованиях по общей теории относительности сосредоточивался в основном на вопросе о том, существовала или нет сингулярная точка большого взрыва. Тогда еще не было точного определения, какие точки пространства-времени лежат внутри черной дыры, а какие — снаружи. Но многие уже обсуждали определение черной дыры как множества событий, из которого невозможно уйти на большое расстояние. Это определение стало сейчас общепринятым. Оно означает, что границу черной дыры, горизонт событий, образуют в пространстве-времени пути лучей света, которые не отклоняются к сингулярности, но и не могут выйти за пределы черной дыры и обречены вечно балансировать на самом краю. Это как если бы, убегая от полицейского, держаться на шаг впереди, не будучи в силах совсем оторваться от него.

Пути лучей света на горизонте событий никогда не смогут сблизиться. Если бы это произошло, то лучи в конце концов пересеклись бы. Как если бы наткнуться на кого-то другого, тоже убегающего от полицейского, но в противоположном направлении,— тогда оба будут пойманы. (Или же, в нашем случае, упадут в черную дыру.) Но если бы эти лучи света поглотила черная дыра, то они не могли бы лежать на границе черной дыры. Следовательно, на горизонте событий лучи света должны всегда двигаться параллельно друг другу, т. е. поодаль друг от друга. Иначе говоря, горизонт событий (граница черной дыры) подобен краю тени — тени грядущей гибели. Если посмотреть на тень, создаваемую каким-нибудь очень удаленным источником, например
Солнцем, то вы увидите, что на краю тени лучи света не приближаются друг к другу.

Если лучи света, образующие горизонт событий, т. е. границу черной дыры, никогда не могут сблизиться, то площадь горизонта событий может либо оставаться той же самой, либо увеличиваться со временем, но никогда не будет уменьшаться, потому что ее уменьшение означало бы, что по крайней мере некоторые лучи света на границе черной дыры должны сближаться. На самом деле эта площадь будет всегда увеличиваться при падении в черную дыру вещества или излучения. Если же две черные дыры столкнутся и сольются в одну, то площадь горизонта событий либо будет больше суммы площадей горизонтов событий исходных черных дыр, либо будет равна этой сумме. То, что площадь горизонта событий не уменьшается, налагает важное ограничение на возможное поведение черных дыр, на самом деле это свойство площадей было уже известно. Но это исходило из несколько иного определения черной дыры.
Оба определения дают одинаковые границы черной дыры и, следовательно, одинаковые площади при условии, что черная дыра находится в состоянии, не изменяющемся временем.
То, что площадь черной дыры не уменьшается, очень напоминает поведение одной физической величины — энтропии, которая является мерой беспорядка в системе. По своему повседневному опыту мы знаем, что беспорядок всегда увеличивается, если пустить его на самотек. (Попробуйте только прекратить дома всякий мелкий Ремонт, и вы убедитесь в этом воочию!) Беспорядок можно превратить в порядок (например, покрасив дом), но это потребует затраты усилий и энергии и, следовательно, уменьшит количество имеющейся
«упорядоченной» энергии.

Точная формулировка приведенных рассуждений называется вторым законом термодинамики. Этот закон гласит, что энтропия изолированной системы всегда возрастает и что при объединении двух систем в одну энтропия полной системы больше, чем сумма энтропий отдельных, исходных систем. В качестве примера рассмотрим систему молекул газа в коробке. Можно представить себе, что молекулы — это маленькие бильярдные шары, которые все время сталкиваются друг с другом и отскакивают от стенок коробки. Чем выше температура газа, тем быстрее движутся молекулы и, следовательно, тем чаще и сильнее они ударяются о стенки коробки и тем больше создаваемое ими изнутри давление на стенки коробки. Пусть сначала все молекулы находятся за перегородкой в левой части коробки. Если вынуть перегородку, то молекулы выйдут из своей половины и распространятся по обеим частям коробки. Через некоторое время все молекулы могут случайно оказаться справа или опять слева, но, вероятнее всего, в обеих половинах коробки число молекул окажется примерно одинаковым. Такое состояние менее упорядочено, т. е. является состоянием большего беспорядка, чем исходное состояние, в котором все молекулы находились в одной половине, и поэтому говорят, что энтропия газа возросла.
Аналогично представим себе, что вначале имеются две коробки, в одной из которых молекулы кислорода, а в другой — молекулы азота. Если соединить коробки и вынуть общую стенку, то кислород и водород смешаются друг с другом. Наиболее вероятно, что через некоторое время в обеих коробках будет находиться довольно однородная смесь молекул кислорода и водорода. Это будет менее упорядоченное состояние, обладающее, следовательно, большей энтропией, чем начальное, отвечающее двум отдельным коробкам.
Второй закон термодинамики занимает несколько особое положение среди других законов науки, таких, например, как ньютоновский закон тяготения, потому что он выполняется не всегда, а только в подавляющем большинстве случаев. Вероятность того, что все молекулы газа в первой коробке через некоторое время окажутся в одной половине этой коробки, равна единице, деленной на много миллионов миллионов, но такое событие все же может произойти. Если же поблизости есть черная дыра, то нарушить второй закон, по-видимому, еще проще: достаточно бросить в черную дыру немного вещества, обладающего большой энтропией, например коробку с газом. Тогда полная энтропия вещества снаружи черной дыры уменьшится. Разумеется, можно возразить, что полная энтропия, включая энтропию внутри черной дыры, не уменьшилась, но раз мы не можем заглянуть в черную дыру, мы не можем и узнать, какова энтропия содержащегося в ней вещества. Значит, было бы неплохо, если бы черная дыра обладала какой-нибудь такой характеристикой, по которой внешние наблюдатели могли бы определить ее энтропию и которая возрастала бы всякий раз при падении в черную дыру вещества, обладающего энтропией. После того как было открыто, что при падении в черную дыру вещества площадь горизонта событий увеличивается, Джекоб Бикенстин, аспирант из Принстона, предложил считать мерой энтропии черной дыры площадь горизонта событий. При падении в черную дыру вещества, обладающего энтропией, площадь горизонта событий черной дыры возрастает, и поэтому сумма энтропии вещества, находящегося снаружи черных дыр, и площадей горизонтов событий никогда не уменьшается.
Казалось бы, при таком подходе в большинстве случаев будет предотвращено нарушение второго закона термодинамики. Однако есть одно серьезное возражение. Если черная дыра обладает энтропией, то у нее должна быть и температура. Но тело, у которого есть некоторая температура, должно с какой- то интенсивностью испускать излучение. Все мы знаем, что если сунуть в огонь кочергу, она раскалится докрасна и будет светиться, но тела излучают и при более низких температурах, только мы этого обычно не замечаем из-за слабости излучения. Это излучение необходимо для того, чтобы не нарушался второй закон термодинамики. Итак, черные дыры Должны испускать излучение.
Но по самому их понятию черные Дыры—это такие объекты, которые не могут испускать излучения. Поэтому создавалось впечатление, что площадь горизонта событий чёрной дыры нельзя рассматривать как ее энтропию. В 1972 г. Стивен
Хокинг, Брендон Картер и их американский коллега Джим Бардин написали совместную работу, в которой говорилось, что несмотря на большое сходство между энтропией и площадью горизонта событий, вышеупомянутая трудность существует и представляется неустранимой. Эта статья писалась отчасти под влиянием раздражения, вызванного работой Бикенстина, который, как считал
Хокинг, злоупотребил открытым мною ростом площади горизонта событий. Но в конце оказалось, что Бикенстин в принципе был прав, хотя, наверняка, даже не представлял себе, каким образом.

Будучи в Москве в сентябре 1973 г., Хокинг беседовал о черных дырах с двумя ведущими советскими учеными — Я. Б. Зельдовичем и А. А. Старобинским.
Они убедили его в том, что в силу кванто-вомеханического принципа неопределенности вращающиеся черные дыры должны рождать и излучать частицы.
Он согласился с физическими доводами, но ему не понравился их математический способ расчета излучения. Поэтому Хокинг занялся разработкой лучшего математического подхода и рассказал о нем на неофициальном семинаре в Оксфорде в конце ноября 1973 г. Тогда он еще не провел расчеты самой интенсивности излучения. Он ожидал получить лишь то излучение, которое
Зельдович и Старобинский предсказали, рассматривая вращающиеся черные дыры.
Но, выполнив вычисления, он, к своему удивлению и досаде, обнаружил, что даже невращающиеся черные дыры, по-видимому, должны с постоянной интенсивностью рождать и излучать частицы. Сначала он решил, что, вероятно, одно из использованных им приближений неправильно. Он боялся, что если об этом узнает Бикенстин, то он этим воспользуется для дальнейшего обоснования своих соображений об энтропии черных дыр, которые ему по-прежнему не нравились. Однако чем больше он размышлял, тем больше убеждался в том, что его приближения на самом деле правильны. Но его окончательно убедило в существовании излучения то, что спектр испускаемых частиц должен быть в точности таким же, как спектр излучения горячего тела, и что черная дыра должна излучать частицы в точности с той интенсивностью, при которой не нарушался бы второй закон термодинамики. С тех пор многие самыми разными способами повторили его расчеты и тоже подтвердили, что черная дыра должна испускать частицы и излучение, как если бы она была горячим телом, температура которого зависит только от массы черной дыры — чем больше масса, тем ниже температура.

Как же черная дыра может испускать частицы, если мы знаем, что ничто не выходит из нее за горизонт событий? Дело в том, говорит нам квантовая механика, что частицы выходят не из самой черной дыры, а из «пустого» пространства, находящегося перед горизонтом событий! Вот как это можно понять: то, что мы представляем себе как «пустое» пространство, не может быть совсем пустым, так как это означало бы, что все поля, такие, как гравитационное и электромагнитное, в нем точно равны нулю. Но величина поля и скорость его изменения со временем аналогичны положению и скорости частицы: согласно принципу неопределенности, чем точнее известна одна из этих величин, тем менее точно известна вторая. Следовательно, в пустом пространстве поле не может иметь постоянного нулевого значения, так как тогда оно имело бы и точное значение (нуль), и точную скорость изменения
(тоже нуль). Должна существовать некоторая минимальная неопределенность в величине поля — квантовые флуктуации. Эти флуктуации можно себе представить как пары частиц света или гравитации, которые в какой-то момент времени вместе возникают, расходятся, а потом опять сближаются и аннигилируют друг с другом. Такие частицы являются виртуальными, как частицы, переносящие гравитационную силу Солнца: в отличие от реальных виртуальные частицы нельзя наблюдать с помощью детектора реальных частиц. Но косвенные эффекты, производимые виртуальными частицами, например небольшие изменения энергии электронных орбит в атомах, можно измерить, и результаты удивительно точно согласуются с теоретическими предсказаниями. Принцип неопределенности предсказывает также существование аналогичных виртуальных пар частиц материи, таких, как электроны или кварки. Но в этом случае один член пары будет частицей, а второй — античастицей (античастицы света и гравитации — это то же самое, что и частицы).
Поскольку энергию нельзя создать из ничего, один из членов пары частица — античастица будет иметь положительную энергию, а второй — отрицательную.
Тот, чья энергия отрицательна, может быть только короткоживущей виртуальной частицей, потому что в нормальных ситуациях энергия реальных частиц всегда положительна. Значит, он должен найти своего партнера и с ним аннигилировать. Но, находясь рядом с массивным телом, реальная частица обладает меньшей энергией, чем вдали от него, так как для того, чтобы преодолеть гравитационное притяжение тела и удержаться вдали от него, нужна энергия. Обычно энергия частицы все-таки положительна, но гравитационное поле внутри черной дыры так велико, что даже реальная частица может иметь там отрицательную энергию. Поэтому, если имеется черная дыра, виртуальная частица с отрицательной энергией может упасть в эту черную дыру и превратиться в реальную частицу или античастицу. В этом случае она уже не обязана аннигилировать со своим партнером, а покинутый партнер может либо упасть в ту же черную дыру, либо, если его энергия положительна, выйти из области вблизи черной дыры как реальная частица или как античастица.
Удаленному наблюдателю покажется, что этот партнер испущен из черной дыры.
Чем меньше черная дыра, тем меньше расстояние, которое придется пройти частице с отрицательной энергией до превращения в реальную частицу, и, следовательно, тем больше скорость излучения и кажущаяся температура черной дыры.

Положительная энергия испускаемого излучения должна уравновешиваться потоком частиц с отрицательной энергией, направленным в черную дыру.
Согласно уравнению Эйнштейна Е == тс2 (где Е — энергия, m — масса, с — скорость света), энергия прямо пропорциональна массе, а поэтому поток отрицательной энергии, входящий в черную дыру, уменьшает ее массу. Когда черная дыра теряет массу, площадь ее горизонта событий уменьшается, но это уменьшение энтропии черной дыры с лихвой возмещается энтропией испущенного излучения, так что второй закон термодинамики никогда не нарушается.

Кроме того, чем меньше масса черной дыры, тем выше ее температура.
Поэтому, когда черная дыра теряет массу, ее температура и скорость излучения возрастают и, следовательно, потеря массы идет еще быстрее. Пока еще не совсем ясно, что происходит, когда масса чёрной дыры в конце концов становится чрезвычайно малой, но наиболее логичным представляется, что черная дыра полностью исчезает в гигантской последней вспышке излучения, эквивалентной взрыву миллионов водородных бомб.

Температура черной дыры с массой, равной нескольким массам Солнца, должна быть равна всего одной десятимиллионной градуса выше абсолютного нуля. Это гораздо меньше, чем температура микроволнового излучения, заполняющего
Вселенную (около 2,7° выше абсолютного нуля). Следовательно, черные дыры должны излучать даже меньше, чем поглощать. Если Вселенной суждено вечно расширяться, то температура микроволнового излучения в конце концов упадет ниже температуры такой черной дыры и черная дыра начнет терять массу. Но и тогда ее температура будет настолько низкой, что она полностью испарится лишь через миллион миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов (единица с шестьюдесятью шестью нулями) лет. Это значительно превышает возраст Вселенной, который равен всего десяти или двадцати тысячам миллионов лет (единица или двойка с десятью нулями). Но, как говорилось ранее, могли существовать первичные черные дыры с гораздо меньшей массой, образовавшиеся в результате коллапса нерегулярностей на очень ранних стадиях развития Вселенной. Такие черные дыры должны иметь гораздо более высокую температуру и испускать излучение с гораздо большей интенсивностью. Время жизни первичной черной дыры с начальной массой тысяча миллионов тонн должно быть примерно равно возрасту
Вселенной. Первичные черные дыры с меньшими начальными массами должны были бы уже полностью испариться, а те, у которых начальные массы чуть-чуть больше, должны продолжать испускать рентгеновские и гамма-излучение. Эти виды излучения аналогичны световым волнам, но имеют гораздо меньшую длину волны. К подобным дырам едва ли подходит название черные, на самом деле они раскалены добела и излучают энергию с мощностью около десяти тысяч мегаватт.

Одна такая черная дыра могла бы обеспечить работу десяти крупных электростанций, если бы только мы умели использовать ее энергию. А это довольно трудно: наша черная дыра имела бы массу, равную массе горы, сжатую примерно до одной миллион миллионной (единица, деленная на миллион миллионов) сантиметра, т. е. до размеров атомного ядра! Если бы одна из таких черных дыр оказалась на поверхности Земли, то мы никак не могли бы предотвратить ее падение сквозь пол к центру Земли. Она колебалась бы взад- вперед вдоль земной оси до тех пор, пока в конце концов не остановилась бы в центре. Следовательно, единственное место для этой черной дыры, где излучаемую ею энергию можно было бы использовать,— это орбита вокруг Земли, а единственный способ привлечь черную дыру на эту орбиту — буксировать перед ней огромную массу, как морковку перед самым носом осла. Такое предложение выглядит не слишком реальным, по крайней мере в ближайшем будущем.

Но даже если мы не сможем использовать излучение этих первичных черных дыр, то велика ли возможность их увидеть? Можно было бы искать гамма- излучение, которое черные дыры испускают на протяжении большей части своей жизни. Несмотря на то что черные дыры в основном находятся далеко и поэтому дают очень слабое излучение, суммарное излучение всех черных дыр могло бы поддаваться регистрации. Мы действительно наблюдаем «фон» такого гамма- излучения: интенсивности наблюдаемых гамма-лучей различаются при разных частотах (частота — это число волн в секунду). Но источником этого фона могли быть, а может быть, и были не первичные черные дыры, а какие-нибудь другие процессы. Можно сделать вывод, что измерение фона гамма-излучения не дает никакой положительной информации о существовании первичных черных дыр, но указывает на то, что во Вселенной не может быть в среднем больше 300 черных дыр в каждом кубическом световом году. Этот предел означает, что первичные дыры могли бы составлять максимум одну миллионную всего вещества во Вселенной.
При таком скудном количестве черных дыр могло бы показаться неправдоподобным, чтобы какая-нибудь из них оказалась очень близко от нас и ее можно было бы наблюдать как некий отдельный источник гамма-излучения. Но поскольку под действием гравитации первичные черные дыры должны притягиваться к любому веществу, их должно быть гораздо больше внутри и вокруг галактик. Следовательно, хотя вычисленный фон гамма-излучения говорит о том, что в одном кубическом световом году не может быть в среднем больше 300 первичных черных дыр, он не дает никакой информации о том, насколько часто первичные черные дыры встречаются в нашей собственной
Галактике. Если бы их было, скажем, в миллион раз больше, то ближайшая к нам черная дыра могла оказаться на расстоянии тысяча миллионов километров, т. е. примерно на уровне Плутона, самой далекой из известных планет. На таком расстоянии все равно очень трудно зарегистрировать постоянное излучение черной дыры, даже если его мощность равна десяти тысячам мегаватт. Для наблюдения первичной черной дыры требуется зарегистрировать несколько гамма-квантов, пришедших с одной и той же стороны, в течение какого-нибудь разумного интервала времени, скажем за неделю. Иначе они могут оказаться просто частью фона. Но по закону Планка каждый гамма-квант обладает большой энергией, так как гамма-излучение имеет высокую частоту, следовательно, для излучения даже десяти тысяч мегаватт потребуется не очень много квантов. А для наблюдения этих нескольких квантов, пришедших с расстояния, равного расстоянию до Плутона, нужен был бы детектор гамма- излучения намного большего размера, чем любой из ныне существующих. Кроме того, этот детектор нужно было бы поместить в космосе, потому что гамма- излучение не проходит через атмосферу.

Разумеется, если бы черная дыра, находящаяся на расстоянии Плутона, закончив свой жизненный цикл, взорвалась, последний всплеск излучения можно было бы с легкостью зарегистрировать. Но если черная дыра продолжает излучать в течение последних десяти или двадцати тысяч миллионов лет, то шансы на то, что ее гибель придется на ближайшие несколько лет, а не на те несколько миллионов лет, что уже прошли или еще наступят, действительно очень малы! Значит, чтобы иметь реальную возможность увидеть взрыв до окончания финансирования эксперимента, вы должны придумать, как регистрировать взрывы, происходящие на расстоянии порядка одного светового года. Вам все равно будет нужен большой детектор гамма-излучения, чтобы зарегистрировать несколько гамма-квантов из тех, что образуются при взрыве.
Но в этом случае отпадает необходимость проверять, что все гамма-кванты приходят с одной и той же стороны: достаточно будет знать, что все они зарегистрированы в течение очень короткого промежутка времени чтобы быть уверенным в том, что их источником является одна и та же вспышка.

Один из детекторов гамма-излучения, с помощью которого можно было бы опознавать первичные черные дыры,— это вся атмосфера Земли. (Во всяком случае, вряд ли нам удастся построить детектор большего размера!) Когда гамма-квант, обладающий высокой энергией, сталкивается в земной атмосфере с атомами, рождаются пары из электронов и позитронов (антиэлектронов), которые в свою очередь сталкиваются с атомами и образуют новые электронно- позитронные пары. Возникает так называемый электронный ливень. Связанное с ним излучение представляет собой один из видов светового и называется черенковским. Поэтому вспышки гамма-излучения можно регистрировать, следя за световыми вспышками в ночном небе. Существуют, конечно, и другие явления
(такие, как молния и отражение света от крутящихся спутников и обращающихся по орбитам отброшенных ступеней ракет-носителей), которые тоже сопровождаются вспышками на небе. Вспышки, обусловленные гамма-излучением, можно отличить от этих явлений, проводя наблюдения одновременно из двух или большего числа пунктов, сильно удаленных друг от друга. Такие поиски предприняли в Аризоне двое ученых из Дублина, Нил Портер и Тревор Уикс. С помощью телескопов они обнаружили несколько вспышек, но ни одну из них нельзя было с определенностью приписать всплескам гамма-излучения первичных черных дыр.

Даже если поиск первичных черных дыр даст отрицательные результаты, а он может их дать, мы все равно получим важную информацию об очень ранних стадиях развития Вселенной. Если ранняя Вселенная была хаотической, или нерегулярной, или если давление материи было мало, можно было бы ожидать образования значительно большего числа черных дыр, чем тот предел, который нам дали наблюдения фона гамма-излучения. Объяснить, почему черные дыры не существуют в таком количестве, в котором их можно было бы наблюдать, можно лишь в том случае, если ранняя Вселенная была очень гладкой и однородной, с высоким давлением вещества.

Вывод о том, что черные дыры могут испускать излучение, был первым предсказанием, которое существенным образом основывалось на обеих великих теориях нашего века — общей теории относительности и квантовой механике.
Вначале этот вывод встретил сильное противодействие, так как шел вразрез с распространенным представлением: «Как черная дыра может что бы то ни было излучать?» Когда Хокинг впервые объявил о своих результатах на конференции в Резерфордовской лаборатории под Оксфордом, все к ним отнеслись недоверчиво. В конце доклада председатель секции Джон Тейлор из Кингс- колледжа в Лондоне заявил, что все это чепуха. Он даже написал статью, чтобы доказать, что Хокинг не прав. Но в конце концов большинство, в том числе и Джон Тейлор, пришли к выводу, что черные дыры должны излучать как горячее тело, если только верны все остальные представления общей теории относительности и квантовой механики. Таким образом, хотя и не удалось отыскать первичную черную дыру, но если бы вдруг это удалось, то, по довольно общему убеждению, черная дыра должна была бы испускать мощное гамма- и рентгеновское излучение.
Вывод о существовании излучения, испускаемого черными дырами, по- видимому, означает, что гравитационный коллапс не так уж окончателен и необратим, как думали раньше. Если астронавт упадет в черную дыру, то ее масса увеличится, но в конце концов количество энергии, эквивалентное этой прибавке массы, вернется во Вселенную в форме излучения. Следовательно, в каком-то смысле астронавт будет «регенерирован». Это, конечно, не самый лучший вид бессмертия: собственное представление о времени у астронавта почти наверняка пропадет, когда он разлетится на клочки внутри черной дыры!
Даже частицы, испущенные черной дырой для компенсации массы астронавта, будут не теми, из которых он состоял: единственное свойство астронавта, которое сохранится,— это его масса или энергия.

Приближения, которыми Хокинг пользовался в расчетах излучения черных дыр, должны хорошо выполняться, когда масса черной дыры превышает доли грамма, но они неприменимы в конце жизни черной дыры, когда ее масса становится очень малой. По-видимому, наиболее вероятный исход — это просто исчезновение черной дыры, по крайней мере из нашей области Вселенной.
Исчезнув, она унесет с собой и астронавта, и любую сингулярность, которая могла бы в ней оказаться. Это было первое указание на возможность устранения квантовой механикой сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности. Однако те методы, которыми и Хокинг, и другие ученые пользовались в 1974 г., не могли дать ответы на такие вопросы, как, например, появятся ли сингулярности в квантовой гравитации. Поэтому начиная с 1975 г. Хокинг занялся разработкой более действенного подхода к квантовой гравитации, основанного на фейнмановском суммировании по историям
(траекториям). Ответы, полученные при таком подходе, на вопросы о происхождении и судьбе Вселенной и того, что в ней находится, например астронавтов, будут изложены в двух следующих главах. Мы увидим, что хотя принцип неопределенности налагает ограничения на точность всех наших предсказаний, он зато устраняет фундаментальную непредсказуемость, возникающую в сингулярности пространства-времени.

3. Новые открытия относительно черных дыр

По недавнему заявлению астрономов из Университета Огайо, необычное двойное ядро в галактике Андромеды объясняется скоплением звезд, вращающихся по эллиптическим орбитам вокруг какого-то массивного объекта, скорее всего, черной дыры. Такие выводы были сделаны на основе данных, полученных с помощью космического телескопа Hubble. Двойное ядро Андромеды было впервые обнаружено в 70-х годах, но только в середине 90-х была выдвинута теория черных дыр.

Идея о том, что в ядрах галактик существуют черные дыры - не нова.
Есть даже все основания полагать, что Млечный путь - галактика к которой принадлежит Земля - имеет в своем ядре большую черную дыру, масса которой в
3 млн раз больше массы Солнца. Однако исследовать ядро галактики Андромеда, которая находится на расстоянии 2 млн световых лет он нас, легче, чем ядро нашей галактики, до которого свет идет всего лишь 30 тыс. лет - за деревьями не видно леса.

Ученые моделируют столкновения черных дыр
Применение численного моделирования на суперкомпьютерах для выяснения природы и поведения черных дыр, исследования гравитационных волн.
Впервые ученые из института гравитационной физики (Max-Planck-Institut fur
Gravitationsphysik), также известного как "институт Альберта Эйнштейна" и расположенного в Гольме, пригороде Потсдама (Германия), промоделировали слияние двух черных дыр. Для запланированного выявления гравитационных волн, испускаемых двумя сливающими черными дырами, необходимо провести полное трехмерное моделирование на суперкомпьютерах.

Плотность черных дыр так велика, что они совершенно не отражают и не излучают света - именно поэтому их так нелегко обнаружить. Однако через несколько лет ученые надеются на существенный сдвиг в этой области.
Гравитационные волны, которыми буквально заполнено космическое пространство, в начале следующего столетия могут быть обнаружены с помощью новых средств.

Ученые во главе с профессором Эдом Зейделем (Dr. Ed Seidel) готовят для подобных исследований численное моделирование, которое станет для наблюдателей надежным способом обнаружения волн, производимых черными дырами. "Столкновения черных дыр - один из главных источников возникновения гравитационных волн" - сказал профессор Зейдель, проводивший в последние годы успешные исследования в моделировании гравитационных волн, появляющихся при разрушении черных дыр при прямых столкновениях.

Вместе с тем, взаимодействие двух вращающихся по спирали черных дыр и их слияние более распространены, чем прямое столкновение, и имеют большее значение в астрономии. Такие касательные столкновения были впервые просчитаны Берндом Бругманом, работающим в институте Альберта Эйнштейна.
Однако в то время из-за нехватки вычислительных мощностей, он не смог рассчитать такие прнципиально важные детали, как точный след испускаемых гравитационных волн, содержащий важную информацию о поведении черных дыр при столкновении. Бругман опубликовал последние результаты в журнале
"International Journal of Modern Physics".

В своих первых вычислениях, Бругман использовал установленный в институте сервер Origin 2000. Он включает 32 отдельных процессора, работающих параллельно с суммарной пиковой производительностью, равной 3 миллиардам операций в секунду. А в июне этого года международная группа, состоящая их Бругмана, Зейделя и других ученых уже работала со значительно более мощным 256-процессорным суперкомпьютером Origin 2000 в Национальном центре суперкомпьютерных приложений (NCSA). Группа включала также ученых из
Университета г.Сент-Луис (США) и из исследовательского центра Konrad-Zuse-
Zentrum в Берлине. Этот суперкомпьютер обеспечил первое детальное моделирование касательных столкновений черных дыр с неравными массами, а также их вращений, которые Бругман уже исследовал раньше. Вернер Бенгер
(Werner Benger) из Konrad-Zuse-Zentrum даже сумел воспроизвести потрясающую картину процесса столкновения. Было продемонстрировано, как сливались
"черные монстры" с массами от одной до нескольких сотен миллионов солнечных масс, создавая вспышки гравитационных волн, которые вскоре можно будет зафиксировать специальными средствами.

Одним из важнейших результатов этой исследовательской работы стало обнаружение огромной энергии, испускаемой при столкновении черных дыр в виде гравитационных волн. Если два объекта, с массами, эквивалентными 10 и
15 солнечных масс подходят к друг другу ближе, чем на 30 миль и сталкиваются, то величина гравитационной энергии соответствует 1% от их массы. "Это в тысячу раз больше, чем вся энергия выделенная нашим Солнцем в течении последних пяти миллиардов лет." - заметил Бругман. Поскольку большинство крупных столкновений во вселенной происходит очень далеко от земли, то сигналы в момент достижения ими земли должны становиться очень слабыми.

По всему миру началось сооружение нескольких высокоточных детекторов.
Один из них, сконструированный Институтом Макса Планка в рамках Германо-
Британского проекта "Geo 600" представляет собой лазерный интерферометр длиной в 0,7 мили. Ученые надеются измерить параметры коротких гравитационных пертурбаций, происходящих при столкновениях черных дыр, однако они ожидают только одно такое столкновение в год, причем на расстоянии около 600 миллионов световых лет. Компьютерные модели необходимы, чтобы обеспечить наблюдателей надежной информацией об обнаружении волн, производимыми черными дырами. Благодаря совершенствованию возможностей моделирования на суперкомпьютерах, ученые стоят на пороге появления нового типа экспериментальной физики.

Астрономы говорят, что они знают местоположение многих тысяч черных дыр, но мы не в состоянии проделывать с ними какие-либо эксперименты на земле. "Только в одном случае мы сможем изучить детали и сконструировать их численную модель в наших компьютерах и наблюдать за ней," - объяснил профессор Бернард Шутц, директор института Альберта Эйнштейна. "Я полагаю, что изучение черных дыр будет ключевой темой для исследований астрономов в первой декаде следующего столетия."
Звезда-спутник позволяет увидеть пыль от суперновой звезды.

Черные дыры не могут быть замечены непосредственно, но астрономы могут видеть доказательство их существования, когда газы извергаются на звезду- спутник.

Если взорвать динамит, то крошечные осколки взрывчатого вещества глубоко вонзятся в ближайшие объекты, таким образом оставляя несмываемый доказательство произошедшего взрыва.

Астрономы нашли подобный отпечаток на звезде, которая движется по орбите вокруг чёрной дыры, небезосновательно полагая, чтобы данная чёрная дыра - бывшая звезда, которая разрушилась настолько сильно, что даже свет не может преодолеть её силу гравитации, - возникла в результате взрыва сверхновой звезды.
Свет во тьме.

К этому времени, астрономы наблюдали взрывы сверхновых звёзд и обнаружили на их месте пятнистые объекты, которые, по их мнению, и являются чёрными дырами. Новое открытие - первое реальное доказательство связи между одним событием и другим. (Чёрные дыры нельзя непосредственно увидеть, но о их присутствии иногда можно судить по действию их гравитационного поля на ближайшие объекты.

Система "звезда-и-чёрная дыра", обозначенная как GRO J1655-40, находится приблизительно на удалении в 10,000 световых лет в пределах нашей галактики Млечного пути. Обнаруженная в 1994 году, она привлекла внимание астрономов сильными вспышками рентгеновских лучей и обстрелом радиоволн, поскольку чёрная дыра выталкивала газы на звезду-спутник, находящуюся на расстоянии 7.4 миллионов миль.

Исследователи из Испании и Америки начали внимательно присматриваться к звезде-спутнику, полагая, что она могла сохранить какой-либо след, свидетельствующий о процессе формирования чёрной дыры.

Считается, что черные дыры, размером со звезду, являются телами больших звёзд, которые просто уменьшились до таких размеров после того, как израсходовали всё своё водородное топливо. Но по непонятным пока причинам, затухающая звезда трансформируется в сверхновую прежде, чем взорваться.

Наблюдения системы GRO J1655-40 в августе и сентябре 1994 года позволили зафиксировать, что потоки выбрасываемого газа имели скорость, составляющую до 92 % от скорости света, что частично доказывало наличие там чёрной дыры.
Звёздная пыль.

Если учёные не ошибаются, то часть взорвавшихся звезд, которые, вероятно, в 25-40 раз больше, чем наше Солнце, превратилась в выжившие спутники.

Это именно те данные, которые астрономы обнаружили.

Атмосфера звезды-спутника содержала более высокую, чем обычно, концентрацию кислорода, магния, кремния и серы - тяжелые элементы, которые могут быть созданы в большом количестве только при температуре в мультимиллиард градусов, которая достигается во время взрыва суперновой звезды. Это и явилось первым доказательством, действительно подтверждающим справедливость теории о том, что некоторые чёрные дыры вначале возникли как сверхновые звёзды, поскольку увиденное не могло быть рождено звездой, которую наблюдали астрономы.

Литература:
1. "Вселенная, жизнь, разум" - И.С.Шкловский
2. "От большого взрыва до черных дыр. Краткая история времени" - Стивен
Уильям Хокинг
3. Internet
4. Статьи из журналов: "International Journal of Modern Physics" и другие.