Взрыв мироздания - Олег Фейгин Страница 19

В конце шестидесятых годов видный астрофизик Джон Уилер, будучи убежденным противником модели застывших звезд коллапсаров, уничижительно назвал их в научно-популярной радиопередаче «черными дырами». И хотя в историю науки понятие гравитационного коллапсара вошло еще в XVIII веке, с легкой руки Уилера название «черная дыра» появилось в научных статьях и сообщениях журналистов именно после его критического высказывания в 1968 году.

Черной дырой коллапсара называется область пространства – времени, в которой гравитационное поле столь сильно, что ни один объект, включая свет, не может вырваться из нее. Из области пространства – времени черной дыры невозможно никакое сообщение с внешней по отношению к ней Вселенной. У гравитационного коллапсара нет поверхности как таковой, но есть граница, которая называется горизонтом событий.

По загадочным законам распространения научной терминологии словосочетание «черная дыра» постепенно, но довольно быстро вытеснило использовавшиеся ранее определения «гравитационный коллапсар», «застывшая» и «замерзшая» звезда. Существует несколько разновидностей коллапсаров. В их состав входят первичные, возникшие в далекую эпоху формирования Вселенной, собственно застывшие звезды в конце своего эволюционного пути, загадочные ядра галактик и квазаров, а также микроколлапсары, которые физики надеются получить на новых сверхмощных ускорителях элементарных частиц. Исходя из этого мы в дальнейшем будем использовать всю имеющуюся терминологическую палитру для соответствующей смысловой окраски «провалов пространства – времени».

Исторически создание первых моделей гравитационных коллапсаров связано с именем английского геофизика и астронома Джона Мичелла. Основываясь на теории всемирного тяготения Ньютона, Мичелл рассмотрел существование сверхмассивных звезд, тяготение которых полностью задерживает лучи света, не способного покинуть их поверхность. Правда, называть коллапсарами «темные звезды» Мичелла было бы неправильно. Это была лишь первичная половинчатая схема расчетов, согласно которой звезда с массой Солнца при сжатии до радиуса в 3 км остановила бы своим притяжением даже корпускулы света Ньютона (в те времена господствовала корпускулярная теория светового излучения). Естественно, что заметить такую абсолютно черную звезду было бы невозможно. Свои построения Мичелл изложил на одном из заседаний Лондонского Королевского общества в 1783 году. Так возникла первая модель гравитационного коллапсара, которую сейчас называют «ньютоновской черной дырой».

В начале XX века разразилась вторая научная революция (первая произошла во времена Галилея и Ньютона), перевернувшая устоявшиеся представления об окружающей реальности. В глубинах микромира возникла новая квантовая физика, созданная великим Максом Планком, а космические просторы Вселенной стала описывать теория относительности не менее великого Альберта Эйнштейна.

Теория относительности состоит из двух частей: специальной теории относительности (СТО), описывающей движение с околосветовыми скоростями, и общей теории относительности (ОТО), содержащей новую теорию гравитации. Теория тяготения Эйнштейна связывала гравитацию с искривлением пространства и сразу же привлекла внимание многих физиков. Один из них, Карл Шварцшильд, вместе с Эйнштейном был действительным членом Берлинской академии наук, где гениальный физик периодически докладывал результаты своих теоретических изысканий. Академик Шварцшильд одним из первых попытался применить еще малознакомый аппарат ОТО в некоторых задачах астрофизики. Расчеты Шварцшильда наглядно показали, что тяготение звезды не слишком искажает ньютоновскую структуру пространства и времени лишь в том случае, если ее радиус намного больше той самой величины, которую вычислил Джон Мичелл! Этот параметр и получил название гравитационного радиуса Шварцшильда.

Согласно ОТО, тяготение не влияет на скорость света, но замедляет течение времени вблизи массивных небесных тел и, следовательно, уменьшает частоту световых колебаний – свет начинает краснеть. К примеру, на поверхности звезды, в четыре раза превосходящей по радиусу сферу Шварцшильда, поток времени течет на пятнадцать процентов медленнее, а при двукратном превышении гравитационного радиуса время замедляет свой бег уже на сорок процентов. Самое же интересное начинается в непосредственной близости от радиуса Шварцшильда. При достижении гравитационного радиуса время на поверхности звезды полностью останавливается (все частоты обнуляются, излучение замораживается, звезда гаснет), но кривизна пространства все еще конечна. Вдали от светила геометрия по-прежнему остается евклидовой, да и время не меняет своей скорости.

Несмотря на внешнюю схожесть схем коллапсаров Мичелла и Шварцшильда их физическое содержание разительно отличается. У Мичелла пространство и время, согласно Ньютону и Галилею, абсолютно неизменно и однородно, а скорость света замедляется, будучи зависимой от силы тяготения. Звезда, размеры которой меньше ее гравитационного радиуса, продолжает светить, однако видна она будет только наблюдателю, находящемуся в непосредственной близости от гравитационного радиуса. В модели Шварцшильда скорость света абсолютна, согласно теории относительности, но само тяготение определяется искаженностью пространства – времени. Звезда, прошедшая в своей эволюции этап сферы Шварцшильда, навсегда исчезает для любого близкого наблюдателя.

И Мичелл, и Лаплас, и Шварцшильд, и даже сам Эйнштейн считали, что гравитационные коллапсары являются лишь своеобразным математическим парадоксом, не существующим в природе. Однако в тридцатые годы прошлого века молодой индийский астрофизик Чандрасекар доказал, что истратившая свое ядерное топливо звезда сбрасывает газовую оболочку и превращается, если ее масса меньше где-то около полутора солнечных (в историю науки эта величина вошла как предел Чандрасекара), в медленно остывающий звездный объект, получивший название белый карлик. Белые карлики представляют собой компактные звезды с околосолнечными массами, но с радиусами в сотни раз меньшими, соответственно, их светимость меньше солнечной в тысячи раз. Плотность вещества белых карликов составляет тысячи тонн в кубическом сантиметре, что в миллион раз выше плотности обычных звезд. Белые карлики, несмотря на свои экзотические свойства, являются не столь уж редкими объектами во Вселенной, так, в нашей Галактике они составляют около десяти процентов звездного населения.

Следующий этап развития представлений о поведении вещества и света вблизи гигантских масс связан с именем знаменитого физика Роберта Оппенгеймера. Будущий отец американской атомной бомбы в конце тридцатых годов прошлого века занимался в Калифорнийском университете теоретическими исследованиями сжатия сверхбольших масс вещества под действием собственных сил гравитации. Применив общую теорию относительности, Оппенгеймер получил удивительный результат: когда «сверхкритическая» масса начинает сжиматься, процесс не может быть остановлен и она устремляется в точку. Именно это явление и получило название «гравитационный коллапс», приводящий к возникновению «коллапсаров» (они же застывшие или замерзшие звезды и черные дыры).

Итак, мы видим, что разрывы ткани пространства–времени с застывшими в гравитационном коллапсе застывшими звездами давно уже не дают покоя физикам-теоретикам, астрофизикам и астрономам. И тут надо подчеркнуть, что все же черные дыры застывших звезд гравитационных коллапсаров, несмотря на множество самых разнообразных косвенных наблюдений, остаются пока еще гипотетическими небесными объектами. Строго говоря, мы не имеем даже права употреблять термин «черная дыра» без обязательной приставки «кандидат в». Да и в теории коллапсирующих объектов тоже далеко не все гладко, ведь внутри условной оболочки застывшей звезды – экзосферы свойства пространства – времени претерпевают странные изменения, стремительно становясь экстремально-сингулярными. Здесь даже известные своими «математическими фантазиями» теоретики не могут прийти к единому мнению и хотя бы качественно описать происходящие там явления, ведь проблема сингулярности в условном центре коллапсара – это вечная задача о материи и энергии, стремящейся к бесконечной плотности.