Реферат: Черные дыры

Реферат: Черные дыры

ПЛАН

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

Страницы: 1, 2, 3