Черные дыры и вселенная: читать книгу онлайн полностью и бесплатно

Итак, мы получили ответ на вопрос о том, к чему ведет бесконечное нарастание гравитационной силы с приближением тела к сфере Шварцшильда: к катастрофическому, неудержимому его сжатию. Физики называют это явление релятивистским коллапсом.

Таким образом, достаточно сжать тело до размеров гравитационного радиуса, а дальше оно само будет неудержимо сжиматься. Так возникает объект, который впоследствии получил название черной дыры.

Описанный нами процесс релятивистского (гравитационного коллапса впервые был строго рассчитан с помощью уравнений общей теории относительности американскими физиками Р. Оппенгеймером и Г. Волковым в 1939 году. Их статья является образцом краткости и ясности изложения. Полностью и строго описывая суть явления, она занимает всего несколько страниц.

Имя Р. Оппенгеймера хорошо известно не только физикам, но и широкой общественности. Он участвовал в создании американской атомной бомбы, в 1943–1945 годах возглавлял знаменитую Лос-Аламосскую научную лабораторию. Но впоследствии понял, какую опасность человечеству несет создание водородной бомбы и гонка вооружений, выступил за использование атомной энергии только в мирных целях и в 1953 году был снят со всех постов как неблагонадежный американец.

Работу Р. Оппенгеймера и Г. Волкова следует считать строгим предсказанием возможности возникновения черных дыр. Само название «черная дыра» появилось гораздо позже — в конце 60-х годов. Придумал его американский физик Д. Уилер. До этого они известны были под разными именами. Например, у нас их называли «коллапсарами», однако выяснилось, что это слово звучит не очень благозвучно по-английски. Впрочем, с названием «черная дыра», несмотря на его точность и образность, тоже бывали казусы.

Закончим этот раздел следующим замечанием.

Черную дыру можно в принципе сделать искусственно. Для этого надо сжать любую массу до размеров гравитационного радиуса, дальше она сама будет сжиматься, испытывая гравитационный коллапс.

Правда, на этом пути лежат огромные технические трудности. Чем меньшую массу мы хотим превратить в черную дыру, тем до меньших размеров ее необходимо сжать, поскольку гравитационный радиус прямо пропорционален массе. Так, мы знаем, что гравитационный радиус Земли равен примерно одному сантиметру. А чтобы превратить в черную дыру, скажем, гору размером в миллиард тонн, пришлось бы ее сжать до размера атомного ядра!

В последующих разделах мы увидим, что во Вселенной большие массы могут самопроизвольно превращаться в черные дыры в ходе естественной эволюции. Однако, прежде чем говорить об этом, продолжим знакомство с удивительными особенностями черных дыр.

Глава 2. Вокруг черной дыры

Как уже говорилось, теория тяготения предсказывает, что время течет тем медленней, чем ближе часы находятся к гравитационному радиусу. Это означает, что, какие бы процессы ни протекали в сильном поле тяготения, далекий от черной дыры наблюдатель увидит их в замедленном темпе.

Так, для него колебания в атомах, излучающих свет в сильном поле тяготения, происходят замедленно, и фотоны от этих атомов приходят к нему «покрасневшими», с уменьшенной частотой. Это явление носит название гравитационного красного смещения (оно послужило основой для одной из проверок правильности теории Эйнштейна). Для нас сейчас важен тот факт, что замедление времени и покраснение света тем больше, чем ближе область излучения располагается к границе черной дыры (к сфере Шварцшильда). Там время замедляет свой бег, и на самой границе черной дыры оно как бы замирает для далекого наблюдателя. Этот наблюдатель, следя, например, за камнем, падающим к черной дыре, видит, как у самой сферы Шварцшильда он постепенно «тормозится» и приблизится к границе черной дыры лишь за бесконечно долгое время.

Аналогичную картину увидит далекий наблюдатель при самом процессе образования черной дыры — когда под действием тяготения само вещество звезды падает, устремляется к ее центру. Для него поверхность звезды лишь за бесконечно долгое время приближается к сфере Шварцшильда, как бы застывая на гравитационном радиусе. Поэтому раньше черные дыры называли еще застывшими звездами.

Но это застывание вовсе не значит, что наблюдатель будет вечно созерцать застывшую поверхность звезды на гравитационном радиусе. Вспомним о замедлении времени, о покраснении света, выходящего из сильного гравитационного поля. С приближением поверхности звезды к гравитационному радиусу наблюдатель видит все более и более покрасневший свет звезды, несмотря на то, что на самой звезде продолжают рождаться обычные фотоны. Менее энергичные («покрасневшие») фотоны к тому же приходят к наблюдателю все реже и реже. Интенсивность света падает.

К факту покраснения света из-за замедления времени, обусловленного сильным полем тяготения, прибавляется еще покраснение света из-за Доплер-эффекта. Действительно, ведь поверхность сжимающейся звезды неуклонно удаляется от наблюдателя. А известно, что свет от удаляющегося источника воспринимается также покрасневшим.

Итак, совместное действие Доплер-эффекта и замедления времени в сильном поле тяготения ведет к тому, что с приближением поверхности звезды к сфере Шварцшильда далекий наблюдатель видит свет все более покрасневшим и все меньшей интенсивности — звезда становится невидимой. Ее яркость стремится к нулю, и ни в какие телескопы ее нельзя уже обнаружить. При этом потухание происходит для далекого наблюдателя практически мгновенно. Так, звезда с массой Солнца после того, как она сожмется до размеров удвоенного гравитационного радиуса, потухнет для внешнего наблюдателя за стотысячную долю секунды.

Нельзя обнаружить поверхность застывшей у гравитационного радиуса звезды и радиолокационным методом. Радиосигналы будут бесконечно долго двигаться к гравитационному радиусу и никогда не вернутся к пославшему их наблюдателю. Звезда для внешнего наблюдателя полностью «исчезает», и остается только ее гравитационное поле. Внешний наблюдатель никогда не увидит то, что произойдет со звездой после ее сжатия до размеров меньше гравитационного радиуса.

«Стоп! — скажет читатель. — О каких размерах меньше гравитационного радиуса можно говорить, когда сам процесс сжатия до гравитационного радиуса растягивается на бесконечный срок? Ведь мы только что говорили, что звезда застывает при размерах, равных гравитационному радиусу. Когда же она станет меньше гравитационного радиуса? После бесконечного долгого времени?»

Вот тут-то и проявляется одна из самых удивительных и важных истин, открытых теорией относительности, — относительность временных промежутков, зависимость их от состояния движения наблюдателя. Вспомним, что уже в специальной теории относительности, где роль гравитационных полей не учитывается, один и тот же процесс с точки зрения разных наблюдателей имеет различную длительность: часы на быстро летящей ракете идут с точки зрения наземного наблюдателя медленнее, чем его собственные. Это явление проверено непосредственным физическим экспериментом. В случае же падения к черной дыре относительность длительности процесса проявляется в совершенно удивительном виде. Рассмотрим такое явление подробнее.

Представим себе ряд наблюдателей, расположенных вдоль линии, продолжающей радиус черной дыры, и неподвижных по отношению к ней. Например, они могут находиться на ракетах, двигатели которых работают, не давая наблюдателям падать на черную дыру. Далее, представим себе еще одного наблюдателя на ракете с выключенным двигателем, который свободно падает к черной дыре. По мере падения он проносится мимо неподвижных наблюдателей со всевозрастающей скоростью. При падении к черной дыре с большого расстояния эта скорость равняется второй космической скорости. Скорость падения стремится к световой, когда падающее тело приближается к гравитационному радиусу. Ясно, что темп течения времени на свободно падающей ракете с ростом скорости уменьшается. Это уменьшение настолько значительное, что с точки зрения наблюдателя с любой неподвижной ракеты для того, чтобы падающий успел достичь сферы Шварцшильда, проходит бесконечный промежуток времени, а по часам падающего наблюдателя это время соответствует конечному промежутку. Таким образом, бесконечное время одного наблюдателя на неподвижной ракете равно конечному промежутку времени другого (на падающей ракете), причем промежутку очень малому, — так, мы видели, для массы Солнца это всего стотысячная доля секунды. Что может быть более наглядным примером относительности временной протяженности?

Итак, по часам, расположенным на сжимающейся звезде, она за конечное время сжимается до размеров гравитационного радиуса и будет продолжать сжиматься дальше, к еще меньшим размерам. Но далекий внешний наблюдатель этих последних этапов эволюции, как мы помним, никогда не увидит. А что будет видеть наблюдатель на сжимающейся звезде после своего ухода под сферу Шварцшильда? Что будет со звездой?

Отложим на некоторое время эти вопросы, а сейчас вернемся к внешнему полю черной дыры и посмотрим, как в этом сверхсильном поле движутся тела и распространяются лучи света.

Согласно ньютоновской теории тяготения любое тело в гравитационном поле звезды движется либо по разомкнутым кривым — гиперболе или параболе, — либо по замкнутой кривой — эллипсу (в зависимости от того, велика или мала начальная скорость движения). У черной дыры на больших от нее расстояниях поле тяготения слабо, и здесь все явления с большой точностью описываются теорией Ньютона, то есть законы ньютоновской небесной механики здесь справедливы. Однако с приближением к черной дыре они нарушаются все больше и больше.

Познакомимся с некоторыми важнейшими особенностями движения тел в поле тяготения черной дыры.

По теории Ньютона, если скорость тела меньше второй космической, то оно движется по эллипсу около центрального тела — тяготеющего центра (ТЦ). У эллипса есть ближайшая к ТЦ точка (периастр) и наиболее удаленная (апоастр). По теории Эйнштейна, в случае движения тела со скоростью, меньшей второй космической, траектория его также имеет периастр и апоастр, но она уже не эллипс; оно движется по незамкнутой орбите, то приближаясь к черной дыре, то снова удаляясь от нее. Траектория вся целиком лежит в одной плоскости, но вблизи черной дыры она может выглядеть весьма причудливо, как, например, показано на рисунке 1. Если же она лежит достаточно далеко, то вид ее представляет собой медленно поворачивающийся в пространстве эллипс. Такой медленный поворот эллиптической орбиты Меркурия на 43 угловых секунды в столетие послужил первым подтверждением правильности теории тяготения Эйнштейна.

Очень интересно рассмотреть простейшее периодическое движение тела в поле черной дыры по круговой орбите. По теории Ньютона, движение по кругу возможно на любом расстоянии от ТЦ. Из теории Эйнштейна следует, что это не так. Чем ближе к ТЦ, тем больше скорость движущегося по окружности тела. На окружности, удаленной на полтора гравитационных радиуса, скорость обращающегося тела достигает световой. На еще более близкой к черной дыре окружности движение его вообще невозможно, ибо для этого ему потребовалась бы скорость больше скорости света.

Но, оказывается, в реальной ситуации движение по окружности вокруг черной дыры невозможно и на больших расстояниях, начиная с трех гравитационных радиусов, когда скорость движения составляет всего половину скорости света. В чем же причина?

Дело в том, что на расстояниях меньше трех гравитационных радиусов движение по окружности неустойчиво. Малейшее возмущение, сколько угодно малый толчок заставят вращающееся тело уйти с орбиты и либо упасть в черную дыру, либо улететь в пространство (ничего похожего не предусматривает ньютоновская «Небесная механика»). Но, пожалуй, самое интересное и необычное в новой небесной механике — это возможность гравитационного захвата черной дырой тел, прилетающих из космоса.

Напомним, что в ньютоновской механике всякое тело, прилетающее к тяготеющей массе из космоса, описывает вокруг нее параболу или гиперболу и (если не «стукнется» о поверхность тяготеющей массы) снова улетает в космос — гравитационный захват невозможен. Иначе обстоит дело в поле тяготения черной дыры. Конечно, если прилетающее тело движется на большом расстоянии от черной дыры (на расстоянии десятков гравитационных радиусов и больше), там, где поле тяготения слабо и справедливы законы механики Ньютона, то оно движется почти точно по параболе или гиперболе. Но если оно пролетает достаточно близко от дыры, то его орбита совсем не похожа на гиперболу или параболу. В случае, если оно вдали от черной дыры имеет скорость много меньше световой и его орбита подходит близко к окружности с радиусом, равным двум гравитационным радиусам, то оно обернется вокруг черной дыры несколько раз, прежде чем снова улетит в космос. Этот случай изображен на рисунке 2.