Черные дыры

     Звезда, исчерпавшая свое ядерное  горючее, может пойти по одному  из двух путей развития своей  смерти. Первый, возможен в том случае, когда масса звезды при рождении превышала восемь масс Солнца, в конце жизни она внезапно врывается как сверхновая. Второй путь, когда звезда менее массивная, умирает она долго и проводит свои последние годы, спазмалитически перерабатывая остатки топлива.

     Для образования черной дыры  характерен первый путь, когда  звезда взрывается. При этом оставшееся  ядро начинает стремительно сжиматься,  и меньше чем за тысячную  долю секунды звезда превращается  в черную дыру. Вскоре после  начала сжатия происходит всплеск рентгеновского и гамма-излучения¹. Коллапс продолжается, и фотонам становится все труднее противостоять растущему притяжению. Фотоны, которые покидают поверхность под углом, имеют искривленную траекторию (как следует из общей теории относительности). Те же, которые улетают по траекториям, параллельным поверхности, остаются на орбите вокруг звезды, и через долю секунды не один фотон уже не может вырваться – звезда прошла то, что называется горизонтом событий¹.                                                             Мы уже не можем непосредственно наблюдать ее; на том месте, где была звезда, видна только черная сфера.

     Однако вещество звезды продолжает  коллапсировать и за горизонтом  событий; более того, коллапс продолжается вечно, и, в конце концов, вещество сжимается до нулевого объема в центре звезды. Следовательно, образование черных дыр для космической материи представляет собой не формальную возможность, а является закономерным и неизбежным этапом эволюции.

     Итак, кратко рассмотрев жизненный цикл звезды, приходим к следующему выводу. Эволюция звезды начинается с протозвезды, которой предшествуют сжимающиеся облака. Далее следует рождение самой звезды и ее активной жизни, после чего наступает смерть. Звезда превращается (в зависимости от конкретных характеристик и массы) в некий определенный космический объект, одним из которых может быть и черная дыра.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 

ГЛАВА 3. ТИПЫ ЧЕРНЫХ ДЫР 

     Самым простым из всех возможных типов черной дыры является шварцшильдовская черная дыра. Она была описана в своих решениях Шварцшильдом, как сферически симметричная черная дыра, характеризующаяся только массой. Породившая ее гипотетическая умирающая звезда должна не вращаться и быть лишенной как электрического заряда, так и магнитного поля. Вещество такой умирающей звезды падает по радиусу «вниз» к центру звезды, и говорят, что получившаяся черная дыра обладает сферической симметрией. Она состоит из сингулярности, окруженной горизонтом событий на расстоянии 1 шварцшильдовского радиуса.

     Для понимания того, что представляет собой черные дыры, особое значение имеет так называемый гравитационный радиус (о котором упоминалось в первой главе). Размеры дыр характеризуются гравитационным радиусом, равным Rg = 2GM/с², где G – гравитационная постоянная; М – масса тела; С – скорость света в вакууме.

     Сфера Шварцшильда является особенной (сингулярной) поверхностью, на которой временная координата обращается в нуль, а пространственная в бесконечность. Гравитационный радиус (а следовательно, и сфера Шварцшильда) задается одной переменной – массой, т.е. телу с определенной массой должен соответствовать конкретный гравитационный  радиус. Если мысленно попробовать взять любое тело и поместить его массу под сферу Шварцшильда, то тело начнет сжиматься – получится черная дыра, если же масса будет не сжиматься, а расширяться под сферой Шварцшильда, то данный объект станет белой дырой (антиколлапсаром).

    Но существуют и, так называемые, серые дыры, в которых объединены свойства черных и белых дыр. Так, серая дыра, антиколлапсируя и проявляя себя, вначале, как белая звезда, затем коллапсирует под гравитационный радиус и превращается в черную дыру. При определенных условиях это неоднократно повторяется, отон как бы колеблется, осциллирует, и в данном случае серая дыра называется осциллирующим отоном. При более детальном анализе серых дыр можно выделить светло- и темно-серые дыры. Но всем отонам присуще одно общее свойство – они являются дырами в пространстве-времени.

     Черная дыра, о которой шла  речь выше, относится к не вращающимся.  Однако большинство, если не  все, звезды вращаются, и, следовательно,  вращаются образовавшиеся из  них черные дыры.

     Мысль о том, что достаточно реалистические модели черных дыр должны обладать вращением, не нова. Однако целых пятьдесят лет после создания общей теории относительности во всех расчетах использовалось только решение Шварцшильда. Все понимали, что нужно учитывать влияние вращения, но никто не мог правильно решить уравнения Эйнштейна. Собственно говоря, полное решение уравнений гравитационного поля с учетом вращения должно зависеть от двух параметров – массы черной дыры и момента количества движения дыры. Кроме того, это решение должно быть асимптотически плоским, т. е. вдали от черной дыры пространство-время должно становиться плоским. Но уравнения гравитационного поля настолько сложны математически, что никому не удавалось отыскать ни одного точного решения, удовлетворяющего этим простым требованиям.

     Решительный шаг вперед в этом  направлении был сделан в 1963 г., когда Рой Керр (приложение 1), австралийский математик, работавший тогда в Техасском университете, нашел полное решение уравнений гравитационного поля вращающейся черной дыры¹. Решение это сложнее предложенного Шварцшильдом, и соответственно сложнее поведение черной дыры. Впервые почти за полсотни лет после основополагающей работы Эйнштейна астрофизики получили, наконец, математическое описание геометрии пространства-времени, окружающего массивный вращающийся объект. В 1975 г. была доказана единственность решения Керра. Получение решения Керра является одним из важнейших достижений теоретической астрофизики середины ХХ в.

     Как только наблюдатель приблизится к черной дыре Керра, он начнет вращаться в том же направлении, что и эта дыра. И чем ближе он к этой черной дыре, тем выше будет скорость вращения. На определенном расстоянии от оси вращения он обнаружит, что вращается со скоростью, близкой к световой. Та поверхность, на которой это произойдет, называется статическим пределом. Если же проникнуть за него, то можно обнаружить, что в такой черной дыре есть свой горизонт событий, и так же, как в случае со шварцшильдовской черной дырой, форма у него сферическая. С другой стороны, поверхность, соответствующая статическому пределу, сплющена и соприкасается с горизонтом событий только у полюсов. Область между этими поверхностями называется эргосферой (приложение 2).

     За горизонтом событий также  имеется сингулярность, хотя и отличная от предыдущей – тут она имеет форму кольца. Есть и другое важное отличие. Эйнштейн показал, что в случае шварцшильдовской черной дыры, для того, чтобы пройти через связанную с ней кротовую нору, необходимо иметь скорость больше световой. В случае, рассмотренном Керром, скорость может быть меньше световой.

     Рассмотрим подробнее коллапс  вращающейся звезды. Прежде всего,  нам известно, что если звезда  вращается, то по мере сжатия  она будет вращаться все быстрее  в соответствии с законом сохранения момента импульса. У коллапсирующей звезды, даже при небольшой скорости вращения (такой, как, например, у Солнца), к концу коллапса скорость возрастает настолько, что, не успев стать черной дырой, такая звезда разлетится. Для того, чтобы превратиться в черную дыру, звезда должна уменьшить скорость вращения, и, очевидно, со многими именно так и происходит. Поэтому логично предположить, что большинство массивных звезд превращаются в черные дыры Керра.

     Кроме названых (черных дыр Шварцшильда и Керра), существуют еще два типа, черные дыры Рейснера–Нордстрема (не вращающиеся заряженные) и черные дыры Керра–Ньюмена (вращающиеся заряженные). Возможно, в природе их нет, но теоретически они очень важны. Когда звезда превращается в черную дыру, почти все ее характеристики растворяются в сингулярности. Мы никогда точно не узнаем ни ее температуру, ни состав: они утрачиваются при превращении звезды в черную дыру. Остаются только три характеристики: масса, момент вращения и заряд. Это и определяет существование четырех типов черных дыр.

     Начиная с середины ХХ в.  Джеймс Клерк Максвелл начал  разработку теории электромагнетизма,  располагая большим количеством  информации об электрическом  и магнитном полях, он обнаружил  удивительный факт – электрические и магнитные силы убывают с расстоянием в точности так же, как и сила тяжести. И гравитационные, и электромагнитные силы – это силы большого радиуса действия. Их можно ощутить на очень большом удалении от их источников. Напротив, силы, связывающие воедино ядра атомов, – силы сильного и слабого взаимодействий – имеют короткий радиус действия. Ядерные силы дают о себе знать лишь в очень малой области, окружающей ядерные частицы.  

     Большой радиус электромагнитных  сил означает, что физик, находясь далеко от черной дыры, может предпринять эксперименты для выяснения, заряжена эта дыра или нет. Если у черной дыры имеется электрический заряд (положительный или отрицательный) или магнитный заряд (соответствующий серному или южному магнитному полюсу), то находящийся вдалеке физик способен при помощи чувствительных приборов обнаружить существование этих зарядов. Таким образом, кроме информации о массе не теряется также информация о заряде черной дыры.

     Во время первой мировой войны Г. Райснер и Г. Нордстрем открыли решение эйнштейновских уравнений гравитационного поля, полностью описывающее «заряженную» черную дыру. У такой черной дыры может быть электрический заряд (положительный и отрицательный) и/или магнитный заряд (соответствующий северному или южному магнитному полюсу). Если электрически заряженные тела – дело обычное, то магнитно-заряженные – вовсе нет. Тела, у которых есть магнитное поле, обладают обязательно и северным и южными полюсами сразу. До самого последнего времени большинство физиков считали, что магнитные полюсы всегда встречаются только парами. Однако в 1975 году группа ученых из Беркли и Хьюстона объявила, что в ходе одного из экспериментов ими открыт магнитный монополь¹. Если эти результаты подтвердятся, то окажется, что могут существовать и отдельные магнитные заряды, т. е. что северный магнитный полюс может существовать отдельно от южного, и обратно. Решение Райснера-Нордстрема допускает возможность существования у черной дыры магнитного поля монополя. Независимо от того, как черная дыра приобрела свой заряд, все свойства этого заряда в решении Райснера-Нордстрёма объединяются в одну характеристику – число Q. При этом геометрия пространства-времени в решении Райснера-Нордстрема не зависит от природы заряда. Он может быть положительным, отрицательным, соответствовать северному магнитному полюсу или южному – важно лишь его полное значение, которое можно записать как |Q|. Итак, свойства черной дыры Райснера-Нордстрёма зависят лишь от двух параметров – полной массы дыры М и ее полного заряда |Q| (иными словами, от его абсолютной величины). А сингулярность, в заряженной черной дыре, будет окружена двумя горизонтами событий – внешним и внутренним.

     Если же будет увеличиваться  заряд черной дыры, то внешний  горизонт событий станет сжиматься, а внутренний – расширяться. И, наконец, когда заряд черной дыры достигнет значения, при котором выполняет равенство М = |Q|, оба горизонта сливаются друг с другом. В случае увеличения заряда еще больше, горизонт событий полностью исчезнет, и остается «голая» сингулярность. При М < |Q| горизонты отсутствуют, так что сингулярность открывается прямо во внешнюю Вселенную. Такая картина нарушает знаменитое «правило космической этики», предложенное Роджером Пенроузом.

     Таким образом, всякий раз при  пересечении горизонта событий пространство и время меняются ролями. А это значит, что в заряженной черной дыре из-за наличия двух горизонтов событий, полная смена ролей у пространства и времени будет происходить дважды.

     Следуя из всего вышеописанного  можно сделать следующий вывод. Черная дыра – это космический объект сверхвысокой плотности материи, массы и гравитации, который может быть разных типов. Самый простой, является шварцшильдовская черная дыра (сферически симметричная черная дыра, характеризующаяся только массой). Породившая ее гипотетическая умирающая звезда не должна вращаться и иметь электрического заряда, и магнитного поля. Второй тип – Керровская или вращающаяся черная дыра, из названия понятно, что она вращается. И, наконец, существуют еще два типа, черные дыры Рейснера–Нордстрема (не вращающиеся заряженные) и черные дыры Керра–Ньюмена (вращающиеся заряженные). Возможно, в природе их нет, но для теории они также важны, как и два первых типа черных дыр. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

ГЛАВА 4. ПОИСК ЧЕРНЫХ ДЫР 

     Объект, который по определению  нельзя видеть, естественно, нелегко  обнаружить. Черную дыру нельзя  увидеть с помощью любого доступного  астрономам телескопа, начиная  от радиотелескопов и кончая                      g-детекторами. Тем не менее, можно использовать косвенные методы, связанные с теми гравитационными эффектами, которые черная дыра вызывает в окружающем веществе.

     Идеальными в этом смысле являются  двойные звезды. Представим себе  пару звезд, вращающихся друг  относительно друга. В такой ситуации наблюдатель видит периодическое изменение их положения в   пространстве. Через определенный промежуток времени эти звезды возвращаются в исходное положение. Такие пары звезд встречаются довольно часто и называются двойными звездами¹.