Сингулярность Большого взрыва должна была существовать при выполнении всего двух условий: что общая теория относительности верна и что Вселенная содержит столько материи, сколько мы наблюдаем.
Наша работа вызвала много возражений, частично со стороны советских ученых, придерживавшихся «линии партии», сформулированной Лифшицем и Халатниковым, частично со стороны тех, кто питал отвращение к самой идее сингулярностей, нарушающих красоту теории Эйнштейна. Но с математической теоремой трудно поспорить. Поэтому в настоящее время считается общепризнанным, что Вселенная должна иметь начало.
Лекция третья Черные дыры
Термин «черная дыра» появился совсем недавно. Он был придуман в 1969 г. американским ученым Джоном Уилером для наглядного описания идеи, появившейся более двухсот лет назад. В те времена существовало две теории о природе света. В одной из них говорилось, что свет состоит из частиц, а в другой — из волн. В настоящее время мы знаем, что верны обе теории. Согласно принципу корпускулярно-волнового дуализма, принятому в квантовой механике, свет может рассматриваться и как волна, и как частица. Теория волновой природы света не проясняет, как на него действует гравитация. Но если свет состоит из частиц, можно ожидать, что гравитация действует на них так же, как на пушечные ядра, ракеты и планеты.
В 1783 г. кембриджский преподаватель Джон Мичелл опубликовал в журнале «Философские труды Лондонского королевского общества» статью, посвященную этой гипотезе. В этой статье он обратил внимание на то, что достаточно массивная и компактная звезда должна обладать настолько сильным гравитационным полем, что свет не сможет его преодолеть. Свет, излучаемый с поверхности звезды, не сможет преодолеть гравитационное притяжение звезды и удалиться от нее на значительное расстояние. Мичелл предположил, что таких звезд может быть много. Мы не можем их увидеть, поскольку их свет не достигает нас, однако мы можем «почувствовать» их гравитационное притяжение. Сейчас мы называем такие объекты черными дырами, и это название очень точно отражает их суть, поскольку это черные пустоты в космическом пространстве.
Согласно принципу корпускулярно-волнового дуализма, принятому в квантовой механике, свет может рассматриваться и как волна, и как частица.
Несколько лет спустя, независимо от Мичелла, такую же гипотезу высказал французский ученый маркиз де Лаплас. Примечательно, что он включил ее только в первое и второе издания своей книги «Изложение системы мира» и исключил из последующих изданий, видимо, сочтя эту идею слишком безумной. На самом деле, не очень логично рассматривать свет, как пушечные ядра в ньютоновской теории гравитации, поскольку скорость света постоянна. Ядро, выпущенное из пушки вверх, замедлится под действием силы тяжести, затем остановится и упадет обратно. Фотон же должен продолжать лететь вверх с постоянной скоростью. Как же воздействует на свет ньютоновская сила тяжести? Последовательной теории воздействия гравитации на свет не существовало до тех пор, пока Эйнштейн не представил в 1915 г. свою общую теорию относительности. И даже после этого прошло еще немало времени до того, как были сформулированы выводы этой теории для массивных звезд.
Достаточно массивная и компактная звезда обладает настолько сильным гравитационным полем, что свет не может его преодолеть. Такую звезду называют черной дырой. Систематической теории воздействия гравитации на свет не существовало до тех пор, пока Эйнштейн не сформулировал в 1915 г. общую теорию относительности.
Чтобы понять, как образуется черная дыра, необходимо разобраться в жизненном цикле звезды. Звезда образуется, когда большое количество газа, преимущественно водорода, начинает сжиматься под действием собственной гравитации. По мере сжатия атомы газа все чаще сталкиваются друг с другом и приобретают все большую скорость — газ нагревается. Со временем газ нагреется до такой температуры, что атомы водорода при столкновении не будут разлетаться в разные стороны, а начнут сливаться, образуя атомы гелия. Именно тепло, которое выделяется во время этой реакции, напоминающей контролируемый взрыв водородной бомбы, и заставляет светиться звезды. Этот дополнительный нагрев ведет также к увеличению давления газа до тех пор, пока оно не уравновесит гравитационное притяжение — тогда газ прекратит сжиматься. Нечто подобное происходит с воздушным шариком: давление воздуха, находящегося внутри него, стремится его растянуть, а силы упругости резиновой оболочки стремятся сделать его меньше.
В таком устойчивом состоянии, когда воздействие тепла, выделяющегося при ядерных реакциях, уравновешивается силой гравитации, звезды могут пребывать длительное время. Однако со временем у звезды закончится водород и другое ядерное топливо. И, как ни парадоксально, чем больше топлива изначально было у звезды, тем быстрее оно закончится. Дело в том, что чем массивнее звезда, тем больше тепла ей требуется для противодействия гравитации. А чем она горячее, тем быстрее она израсходует свое топливо. Нашему Солнцу, по-видимому, хватит топлива еще примерно на пять миллиардов лет, но более массивные звезды могут израсходовать свое топливо всего за один миллиард лет, что гораздо меньше возраста Вселенной. Когда у звезды кончается топливо, она начинает остывать и сжиматься. Что может произойти потом, начали понимать лишь в конце 1920-х годов.
Художественное изображение Кольца Эйнштейна, наблюдаемого, когда два массивных объекта находятся на одном луче зрения. Здесь черная дыра (в центре) находится между Землей и некоторой галактикой. Свет, идущий от далекой галактики, отклоняется при прохождении вблизи черной дыры под действием сильнейшего гравитационного поля последней, образуя световое кольцо. Это явление называют гравитационным линзированием. Идея искривления траектории света под действием гравитации была высказана Альбертом Эйнштейном в общей теории относительности (1915 г.). За последние несколько лет было открыто множество гравитационных линз.
Чем больше топлива было у звезды изначально, тем быстрее оно закончится. Когда у звезды кончается топливо, она начинает остывать и сжиматься.
В 1928 г. индийский аспирант Субраманьян Чандрасекар отплыл в Англию, чтобы обучаться в Кембридже у британского астронома сэра Артура Эддингтона, который был специалистом по общей теории относительности. Рассказывают, что в начале 1920-х годов один журналист сказал Эддингтону, что, по его данным, всего три человека в мире поняли общую теорию относительности. В ответ Эддингтон поинтересовался: «Кто же третий?»
Во время своего путешествия из Индии Чандрасекар рассчитал, насколько большой может быть звезда, способная противостоять собственной гравитации после того, как она выработала все топливо. Его идея заключалась в следующем: когда размер звезды уменьшается, расстояние между частицами вещества сокращается. Но принцип запрета Паули гласит, что две частицы вещества не могут занимать одно и то же положение в пространстве и при этом иметь одинаковые скорости. Следовательно, скорости этих частиц должны существенно различаться. Это заставляет частицы разлетаться, что приводит к расширению звезды. Таким образом, звезда может сохранять постоянный радиус благодаря равновесию между притяжением, вызванным гравитацией, и отталкиванием, обусловленным принципом запрета, подобно тому как на предыдущих этапах эволюции звезды гравитация уравновешивалась нагревом.
На этой комбинации из 1999 снимков загадочной сложной структуры в туманности Киля, полученных на телескопе «Хаббл», можно разглядеть множество темных глобул малых размеров, которые могут находиться в процессе гравитационного сжатия, ведущего к образованию новых звезд. Два газопылевых облака впечатляющих размеров с резко очерченными краями расположены внизу в центре и около левой верхней границы изображения. Возможно, со временем эти большие темные облака испарятся или, если в них имеются достаточно плотные сгущения, породят небольшие звездные скопления. Туманность Киля диаметром более 200 световых лет является одним из интереснейших объектов Млечного Пути в небе Южного полушария.
На этом изображении, полученном в естественных цветах, космический телескоп «Хаббл» (NASA) зафиксировал разные стадии жизненного цикла звезд. Выше и левее центра расположен проэволюционировавший голубой сверхгигант SHER 25. Около центра изображения находится так называемое молодое звездное скопление, где доминируют молодые, горячие звезды Вольфа-Райе и ранние звезды О-класса. Мощный поток ионизирующего излучения и быстрые звездные ветры от этих массивных звезд создали большое пустое пространство вокруг этой группы. Темные облака в правом верхнем углу — это так называемые глобулы Бока, которые, вероятно, находятся на более ранней стадии звездообразования.
Планетарная туманность NGC 6369 известна аст рономам-любителям под названием «Маленький призрак», поскольку она выглядит как небольшое, похожее на привидение облако, окружающее слабую, умирающую центральную звезду. Когда звезда с массой порядка массы Солнца приближается к концу своего существования, ее размер увеличивается и она превращается в красный гигант. Стадия красного гиганта заканчивается, когда звезда сбрасывает свои внешние оболочки в космос и вокруг нее образуется слабо светящаяся туманность. Ядро звезды, оставшееся в центре, посылает поток ультрафиолетового излучения (УФ) в окружающий газ. Далеко за пределами основного тела туманности можно разглядеть еще более тусклые клочки газа, потерянные звездой в начале процесса сброса внешних оболочек. На месте нашего Солнца тоже может когда-нибудь образоваться подобная туманность, но в течение ближайших 5 млрд лет этого не произойдет. Облако газа будет расширяться, удаляясь от звезды со скоростью несколько десятков километров в секунду, и через несколько десятков тысяч лет растворится в межзвездном пространстве. После этого «тлеющий уголек» звезды, расположенный в центре, будет постепенно остывать в течение миллиардов лет в виде крошечного белого карлика и со временем погаснет.