Дальше любопытная история: в 42-м году известный физик-гравитационист Бер
гман публикует книгу, и в этой книге, которая до сих пор очень хорошая книг
а, поскольку до сих пор используется в качестве учебника, он вообще не упо
минает о работе Оппенгеймера-Снайдера, зато он пропагандирует соображе
ния Эйнштейна.
И надо сказать, что, действительно, где-то до конца 50-х годов никакого прод
вижения в теории гравитационного коллапса практически не было. Где-то у
же в конце 50-х годов появились новые работы, в которых, прежде всего, было у
казано, что есть, кроме решения Швардшильда, ещё возможность описания вн
утренности чёрной дыры в других системах координат, других системах отс
чёта, и таких систем было найдено много. Потом в 63-м году было открыто решен
ие, описывающее вращающуюся чёрную дыру, решение Керра; и вот это решение,
довольно сложное математически, сейчас считается стандартным решением
в теории чёрных дыр.
Ну, и начиная с 68-го года, когда уже появился термин «чёрная дыра», предложе
нный Уилером, и до 75-го года, как обычно считается, была уже детально разраб
отана теория чёрных дыр в её современном понимании.
Одним, скажем, из утверждений, было утверждение Вилля, что чёрная дыра не и
меет волос. Это означает, что когда произошёл гравитационный коллапс, вс
ё ушло под гравитационный радиус. Мы можем видеть только некоторые парам
етры этого объекта, то есть мы можем видеть его массу, его угловой момент,
электрический заряд. И это всё, что от него осталось, независимо от того, ч
то было вначале какой бы сложной ни была звезда, какими бы там параметрам
и ни обладала, то есть многообразие звёзд гораздо больше, чем многообраз
ие чёрных дыр.
Кстати, впоследствии оказалось, что это вовсе не всегда так, что это завис
ит от того, какая же материя участвует в этом процессе. Скажем, материя бол
ее сложная, чем электромагнитное поле или пыль, например, поля Янга-Милса
, которые участвуют в сильных взаимодействиях, уже приводят к совершенно
другим закономерностям. Там есть и волосы, и чёрные дыры, но не такие, как з
десь. Но стандартная модель, была основана на некоторых утверждениях; их
можно просто перечислить: это общие теоремы сингулярности, доказанные П
енроузом, а затем в работах Хокинга и Пенроуза. Была высказана гипотеза о
таких сингулярностях, которые, вообще, действительно возникают практич
ески всегда, в любых решениях общей теории относительности, если веществ
о, которое там предполагается заложенным, удовлетворяет обычным предпо
ложениям о положительности энергии и некоторым другим. Тогда, действите
льно, в таких решениях, независимо от сферической симметрии или какой-то
другой симметрии, общей закономерностью являются возникновение сингул
ярностей. И очень во многих случаях можно доказать ещё и то, что получило н
азвание принципа космической цензуры: сингулярность должна быть скрыт
а под горизонтом событий. Это и есть типичный образ чёрной дыры. А новое бы
ло то, что «чёрная дыра» это не какое-то частное решение, вроде решения Шв
ардшильда или решения Керра, обладающее специальной симметрией, а что эт
о общее явление, общее предсказание релятивистской теории гравитации.

Ну, затем были сформулированы более тонкие утверждения, что, скажем, гори
зонт должен обладать обязательно сферической топологией, что он не може
т быть, скажем, тором или каким-нибудь кренделем Ц что, кстати, потом оказ
алось тоже не совсем верным. Это верно только в том случае, если нет космол
огической постоянной. При отрицательной космологической постоянной во
зможны более сложные чёрные дыры, скажем, с топологией сферы с ручками, кр
енделей всевозможных и так далее.
Или же что поверхность горизонта событий может только возрастать…
А.Ч. При слиянии чёрных дыр.
Д.Г. Да. В любых процессах поверхность горизонта событий возра
стает. И это было как бы прообразом термодинамической аналогии, потому ч
то довольно скоро было осознано, что картина чёрной дыры совместна с при
нципами термодинамики, то есть с тем, что энтропия должна возрастать лиш
ь только в том случае, если, действительно, чёрной дыре нужно приписать эн
тропию пропорциональную поверхности, площади поверхности горизонта со
бытий. Иначе, если газ падает в чёрную дыру, то поглощается не просто матер
ия, но поглощается и мера хаотичности, то есть энтропия.
И как раз завершением, что ли, этого периода было открытие геометрическо
го характера энтропии чёрной дыры и вообще новая интерпретация понятия
энтропия, которую обычно всегда связывали со статистическим усреднени
ем в физике, а здесь это уже некоторая геометрия, которая даёт понятие. А п
ричина такова, что, действительно, энтропия Ц это потеря информации за с
чёт усреднения или за счёт горизонта событий.
Ну, вскоре после этого было предсказано уже испарение чёрных дыр. Это уже
квантовый этап, о котором мы, может быть, если успеем, поговорим попозже. Н
о вот такова стандартная модель, которая сложилась где-то к 75-ому году.
А.Г. Это ещё до наблюдательных данных, когда не было обнаружено
ни одного объекта, который бы мог бы подходить под эти параметры?
Д.Г. Да. Вот тогда уже очень активно начали астрофизики здесь р
азворачиваться, и очень быстро появились первые сведения о Лебеде.
А.Ч. Сейчас можно просто резюмировать. К настоящему времени мы
имеем свыше ста объектов, свойства которых чрезвычайно похожи на свойст
ва чёрных дыр. Причём все необходимые условия, которые накладываются на
наблюдательные проявления чёрных дыр общей теорией относительности, в
ыполняются.
А.Г. Тогда почему вы говорите, что мы имеем объекты, похожие на ч
ёрные дыры, а не чёрные дыры?
А.Ч. Потому что выполняются только необходимые условия. Доста
точных критериев отбора чёрных дыр пока нет, потому что, в отличие от нейт
ронных звёзд, где есть вращение, магнитное поле, феномен пульсара, я об это
м чуть позже скажу, у чёрных дыр нет специфических эффектов, которые можн
о наблюдать, специфичных для самих чёрных дыр. Мы судим о том, что это чёрн
ые дыры по отсутствию пульсара, по отсутствию вспышек, и так далее. А отсут
ствие какого-либо признака не является достаточным критерием наличия э
того объекта. Присутствие признака это доказательство, а отсутствие Ц э
то только необходимое условие. Но поскольку объектов уже свыше ста, то мо
жно сказать, что с очень большой вероятностью чёрные дыры открыты, они по
чти открыты. Тем не менее будущее за специальными экспериментами, в том ч
исле и космическими, которые докажут существование чёрных дыр, потому чт
о они позволят наблюдать эффекты специфичные для чёрных дыр, наблюдать с
высоким угловым разрешением порядка десять в минус седьмой угловой сек
унды дуги, так называемый рентгеновский интерферометр космический. В 2010 г
оду он будет запущен.
Итак, значит, как образовать чёрную дыру? Возьмём Землю и будем сжимать её
сферическим прессом. Вот когда мы в четыре раза уменьшим радиус Земли, то
вторая космическая скорость уже будет не 11 километров в секунду, а 22 килом
етра в секунду у Земли. Если мы ещё будем дальше сжимать Землю и сожмём её
до 9 или 8 миллиметров, то вторая космическая скорость будет равно 300 тысяч к
илометров в секунду. Так мы получим чёрную дыру, тогда уже пресс не понадо
биться, Земля будет сама сжиматься под горизонт событий, и образуется чё
рная дыра с массой, равной массе Земли и гравитационным радиусом 9 миллим
етров. Но реально в природе такого пресса, конечно, нет, и роль этого пресс
а играет гравитация, именно поэтому чёрные дыры образуются при коллапсе
ядер массивных звёзд, у которых гравитация достаточно сильна, чтобы сжат
ь вещество в чёрную дыру до необходимой плотности, до размера гравитацио
нного радиуса.
И эволюция звёзд происходит таким образом, что звёзды с массой меньше по
лутора масс Солнца… Я имею в виду не всю звезду, а центральную часть звезд
ы, которая проэволюционировала, которая уже имеет химическую неоднород
ность, потому что внешняя оболочка звезды (до 50 процентов массы) может быт
ь потеряна под давлением излучения в виде звёздного ветра. В двойной сис
тема из-за приливных эффектов оболочка может быть потеряна. А вот ядро зв
езды, которая проэволюционировала, которая имеет анамальный химсостав
уже, образует нам остаток от звезды, и если масса этого ядра меньше, чем од
на и четыре десятых массы Солнца, то образуется белый карлик. Белый карли
к Ц это звезда радиусом порядка радиуса Земли в 10 тысяч километров, с мас
сой порядка массы Солнца и плотностью порядка тонна в кубическом сантим
етре, то есть напёрсток вещества белого карлика весит тонну. Таких белых
карликов очень много, примерно десять миллиардов штук в нашей галактике
, которая сто миллиардов звёзд содержит вот десять миллиардов из них бел
ые карлики. Если же масса ядра звезды в конце эволюции больше, чем одна и ч
етыре десятых массы Солнца, но меньше трех массы Солнца, то уже в результа
те сжатия этого ядра образуется нейтронная звезда. Нейтронная звезда эт
о такой объект, который удерживается от сжатия давлением так называемог
о вырожденного нейтронного вещества. Нейтроны обладают полуцелым спин
ом, и согласно принципу Паули, в одном энергетическом состоянии может на
ходиться один нейтрон. Из-за этого статистика распределения нейтронов п
о энергиям описывается уже уравнением Ферми-Дирака. Это вырожденное вещ
ество, давление зависит только от плотности, не зависит от температуры, и
нейтронная звезда удерживается от сжатия давлением вырожденного нейтр
онного вещества.
Д.Г. Такие огромные объекты, как белые карлики и чёрные дыры, на
самом деле являются квантовыми по своим свойствам. Это огромные такие кв
антовые макроскопические объекты.
А.Ч. Белых карликов десять миллиардов в нашей галактике, и все
они, по сути, квантовый эффект, то есть это доказательство квантовой меха
ники. Нейтронных звёзд примерно десять миллионов в нашей галактике, ну, с
то миллионов будем считать, десять в восьмой, и тоже каждая из нейтронных
звёзд Ц это есть торжество квантовой механики. И вот если масса централ
ьного ядра звезды больше, чем три массы Солнца, то гравитационное поле бу
дет таким сильным, как в примере с прессом для Земли, что гравитационное п
оле может сжать вещество звезды до таких плотностей, до таких маленьких
размеров, что образуется чёрная дыра. Чёрные дыры должны иметь массу бол
ьше трех масс Солнца, если они происходят естественным образом в результ
ате окончания эволюции звезды. Но нижний предел массы чёрной дыры может
достигать даже примерно одной и восемь десятых массы Солнца; это зависит
от так называемого уравнения состояния вещества нейтронной звезды, то е
сть связи между давлением и плотностью. Но максимальная масса нейтронно
й звезды, соответствующая предельно жёсткому уравнению состояния, это т
ри массы Солнца.
Поэтому задача наблюдателей очень простая: надо найти объекты, масса кот
орых больше трех масс Солнца и радиусы которых равны гравитационному ра
диусу. Для чёрной дыры с массой десять масс Солнца, а это типичная масса зв
ёздной чёрной дыры, гравитационный радиус это 30 километров. Если массу мы
можем измерить по движению второй звезды в двойной системе или по движен
ию газовых облаков и звёзд вблизи сверхмассивной чёрной дыры в ядре гала
ктике, то измерить радиус в 30 километров, измерить на расстоянии, скажем, т
ысячи световых лет практически очень трудно, но тем не менее сейчас астр
ономы даже такие задачи собираются решать. Например, можно будет измерит
ь радиус ядер чёрных дыр в ядрах галактик с помощью космических интерфер
ометров.
Итак, задача Ц померить массу объекта, показать, что его размер близок к г
равитационному или, ещё лучше, равен гравитационному, и, наконец, надо пок
азать, что у объекта нет наблюдаемой твёрдой поверхности, а имеется вот э
тот горизонт событий. Горизонт событий Ц это не какая-то поверхность. Го
ризонт событий может быть устранён выбором системы отсчёта. Если мы сяде
м на космический корабль и будет свободно падать, то мы попадём в сингуля
рность и не почувствуем никакого горизонта событий. То есть это такая по
верхность, которая зависит от системы отсчёта, с которой мы на неё смотри
м, это не твёрдая поверхность вот это надо тоже доказать. Ну, и, кроме того, ч
ёрные дыры, которые сформировались в наше время, не стопроцентные чёрные
дыры. Сжатие вещества согласно общей теории относительности Ц коллапс
происходит бесконечно долго для внешнего наблюдателя и из-за замедлени
я хода времени. Но уже в первые миллисекунды времени звезда приближается
очень близко к своему гравитационному радиусу, а дальше она приближаетс
я экспоненциально к своему гравитационному радиусу, и ей нужно прождать
всё бесконечно большое время нашей Вселенной, чтобы она окончательно сф
ормировала свой горизонт событий.
А.Г. А что значит «не наше время»? Вы сказали, что чёрные дыры, ко
торые образуются в наше время, не совсем чёрные дыры.
А.Ч. Чёрные дыры, которые сформировались в нашу эпоху. Ну, напри
мер, система Лебедь Х-1. Примерно десять миллионов лет тому назад там был в
зрыв сверхновый, и образовалась чёрная дыра. Но что такое десять миллион
ов лет по сравнению с возрастом нашей Вселенной Ц это очень маленький п
ромежуток. И за эти десять миллионов лет у чёрной дыры системы Лебедь Х-1 с
формировался уже горизонт событий почти на сто процентов, но всё-таки не
на сто процентов: нужно ещё много-много миллиардов лет подождать для тог
о, чтобы горизонт событий сформировался окончательно. На самом деле, это
отличие очень мало согласно экспоненциальному закону. И за очень коротк
ое время, за доли секунды, когда нейтронная звезда коллапсирует в чёрную
дыру, для внешнего наблюдателя это уже будет невидимый объект, это будет
…
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36