Кип Торн - Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна Страница 3

Я посвящаю эту книгу Джону Арчибальду Уилеру моему другу и учителю

ПРОЛОГ:

Путешествие среди черных дыр

здесь читатель в научно-фантастической сказке впервые встречается с черными дырами и с их странными свойствами (насколько мы их понимаем в 1990 г.)

Из всех порождений человеческого разума, от единорогов и горгулий до водородной бомбы, самое фантастическое, наверное, — это черная дыра: дыра в пространстве с резко очерченными границами, в которую проваливается все, что оказывается поблизости, но из которой ничего не может выйти обратно, дыра с настолько мощной силой тяготения, что даже свет оказывается пойманным в ее объятиях, дыра, которая искривляет пространство и сворачивает время1. Подобно единорогам и горгульям черные дыры больше подходят миру научной фантастики и древних мифов, чем реальной Вселенной. Тем не менее, существование черных дыр надежно предсказывается хорошо доказанными законами физики. Только в нашей галактике их может быть миллионы, но их чернота прячет их от наших взоров. Обнаружение черных дыр вызывает у астрономов большие трудности2 3.

Аид

Представьте, что вы владелец и капитан гигантского звездолета, и вашим приказам подчиняются все компьютеры, роботы и сотни членов команды. Всемирное географическое общество уполномочило вас исследовать черные дыры на дальних рубежах межзвездного пространства и доставить на Землю описание ваших экспериментов. После шестилетнего путешествия звездолет замедляется в окрестности ближайшей к Земле черной дыры Аид в окрестности Веги.

На дисплее вы и ваша команда ясно видите, что дыра действительно существует: гравитация звезды затягивает атомы газа, свободно заполняющие межзвездное пространство с плотностью примерно в 1 атом на кубический сантиметр (рис. П.1). Атомы с разной скоростью устремляются к звезде со всех сторон: медленно на больших расстояниях, где гравитация слаба, быстрее ближе к дыре, там, где гравитация сильнее, и очень быстро, почти со скоростью света, вблизи поверхности дыры, где гравитация самая мощная. Если допустить ошибку, ваш звездолет тоже может засосать в эту дыру.

Первый помощник Карее, избегая катастрофы, с помощью быстрых и осторожных маневров выводит корабль на круговую орбиту. Затем она глушит двигатели. Пока вы обращаетесь вокруг дыры, центробежная сила кругового движения компенсирует гравитационное притяжение дыры. Ваш корабль, отбрасываемый центробежной силой, как в раскручиваемой детской игрушечной праще удерживается натяжением веревки — гравитационной силой черной дыры. Пока звездолет обращается по орбите, вы с командой готовитесь исследовать дыру.

Сначала пассивно. Используя хорошо оборудованные телескопы, можно исследовать электромагнитные волны (излучение), испускаемые газом, падающим в дыру. Температура холодных далеких от черной дыры атомов газа лишь на несколько градусов отличается от абсолютного нуля. Холодные атомы колеблются медленно, и их колебания порождают медленно колеблющиеся электромагнитные волны, что означает, что волны обладают большим расстоянием от одной вершины волны до Частота колебаний, циклов в секунду (Гц)другой — это длинные волны, т. е. радиоволны (см. рис. П.2). Ближе к дыре, где гравитация затягивает атомы в мощный поток, они сталкиваются друг с другом и нагреваются до нескольких тысяч градусов. Тепло заставляет их колебаться быстрее и быстрее, испускать волны с более короткими расстояниями между максимумами, волны, которые вы знаете как свет разного цвета: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый (рис. П.2).

Еще ближе к дыре, где гравитация еще сильнее, а поток еще быстрее, соударения нагревают атомы до температуры в несколько миллионов градусов, и они начинают колебаться с бешеной скоростью, создавая электромагнитные волны с очень короткими длинами: рентгеновские лучи. Наблюдая эти рентгеновские лучи, исходящие из окрестности дыры, вы вспоминаете, что именно так в 1972 г. астрофизики обнаружили и идентифицировали с помощью рентгеновских лучей первую черную дыру в далеком пространстве: X-1 Лебедя, на расстоянии 6000 световых лет от Земли3.

Переводя телескопы на области еще более близкие к дыре, вы видите уже гамма-лучи, испускаемые атомами, нагретыми до еще более высоких температур. Затем, направив взгляд на центр этого восхитительного творения, вы видите большую круглую сферу, абсолютно черную — это и есть черная дыра, закрывающая собой весь свет, рентгеновские и гамма-лучи от атомов, расположенных позади

нее. Вы видите, как сверхгорячие атомы со всех сторон устремляются к черной дыре. Попав внутрь дыры, они должны стать еще горячее, колебаться еще быстрее и излучать еще сильнее, чем раньше, но их излучение уже не может покинуть звезду из-за сильной гравитации. Ничто не может вырваться из звезды. Вот почему дыры выглядят черными; черными как смоль4 5.

Вы внимательно изучаете черную сферу в телескоп. У нее абсолютно резкие края, это та поверхность дыры, откуда «нет выхода». То, что находится над этой поверхностью, может при некоторых усилиях ускользнуть из объятий гравитации: ракета может улететь, могут оторваться частицы, если им придать достаточную скорость, может излучиться свет, но сразу под поверхностью объятия гравитации непреодолимы — оттуда ничто и никогда не может вырваться, вне зависимости от прилагаемых усилий: ни ракета, ни частицы, ни свет, ни излучение какого-либо иного вида, ничто не может достичь орбиты вашего звездолета. Именно поэтому поверхность дыры похожа на земную линию горизонта, за которую вы не можете заглянуть. Вот почему она называется горизонтом черной дырыь.

Ваш первый помощник Карее аккуратно измеряет длину орбиты звездолета. Она составляет 1 миллион километров, т. е. примерно половину окружности орбиты Луны вокруг Земли. Затем, следя за изменением при движении корабля положения удаленных звезд и замечая период их перемещения, она устанавливает, что корабль совершает один оборот вокруг дыры за 5 минут и 46 секунд. Это время называется орбитальным периодом корабля.

Из периода обращения и величины окружности теперь вы можете вычислить массу дыры. Это тот же метод, который использовал Исаак Ньютон в 1685 г. для вычисления массы Солнца. Чем больше центральная масса Солнца (черной дыры), тем больше гравитационная сила, и поэтому тем скорее должна двигаться по орбите планета (звездолет), чтобы избежать падения, и тем короче должен быть орбитальный период. Применив математическое уравнение, выражающее закон тяготения Ньютона6, для расчета орбиты корабля, вы находите, что черная дыра Аид имеет массу в десять раз больше, чем у Солнца («10 солнечных масс»)7.

Вы знаете, что эта дыра возникла давно, когда погибла звезда, погибла, потому что не смогла больше сопротивляться стягивающей ее силе гравитации и потому схлопнулась8. Вы знаете также, что когда звезда схлопнулась, ее масса не изменилась; у черной дыры Аид сейчас такая же масса, какая когда-то была у звезды-прародительницы. Точнее почти такая же — масса Аида в действительности должна быть немного больше на величину всего того, что провалилось в дыру с тех пор, как она родилась: межзвездный газ, космический мусор, звездные корабли.

Вы это знаете, поскольку, перед тем как отправится в путешествие, вы изучали фундаментальные основы теории гравитации: законы, которые в приближенной форме были открыты Исааком Ньютоном в 1687 г., а затем радикально пересмотрены и уточнены в 1915 г. Альбертом Эйнштейном9. Вы узнали, что законы гравитации Эйнштейна, называемые общей теорией относительности, заставляют черные дыры вести себя по столь же неумолимым законам, которые заставляют отпущенный камень падать на землю. Невозможно представить, чтобы камень вопреки законам тяготения воспарил в небо как птица, точно также невозможно, чтобы черная дыра избежала действия законов гравитации.

Дыра неизбежно появляется на свет при схлопывании звезды; масса дыры при рождении должна быть в точности равна массе звезды; каждый раз, когда что-то проваливается в дыру, ее масса должна возрастать10 11. Точно так же, если звезда вращается, когда начинается ее взрыв, новорожденная дыра тоже должна вращаться; и угловой момент дыры (мерило того, насколько быстро она вращается) должен быть в точности равен угловому моменту звезды.