Битва при черной дыре. Мое сражение со Стивеном Хокингом за мир, безопасный для квантовой механики

c = 300 000 км/с

При такой колоссальной скорости, чтобы удержать свет, требуется чрезвычайно большая или чрезвычайно сконцентрированная масса, однако нет видимых причин, по которым такой не могло бы существовать. В докладе Митчела Королевскому обществу впервые упоминаются объекты, которые Джон Уилер впоследствии назовёт чёрными дырами.

Вас может удивить, что среди всех сил гравитация считается чрезвычайно слабой. Хотя тучный лифтёр и прыгун в высоту могут чувствовать себя по-разному, есть простой эксперимент, демонстрирующий, как слаба в действительности гравитация. Начнём с небольшого веса: пусть это будет маленький шарик пенопласта. Тем или иным способом придадим ему статический электрический заряд. (Можно просто потереть его о свитер.) Теперь подвесим его к потолку на нитке. Когда он перестанет крутиться, нить будет висеть вертикально. Теперь поднесите к висящему шарику другой подобный заряженный предмет. Электростатическая сила будет отталкивать подвешенный груз, заставляя нить наклоняться.

Того же эффекта можно добиться с помощью магнита, если висящий груз сделан из железа.

Теперь уберите электрический заряд или магнит и попытайтесь отклонить подвешенный груз, поднося к нему очень тяжёлые предметы. Их гравитация будет притягивать груз, но воздействие окажется столь слабым, что его невозможно заметить. Гравитация чрезвычайно слаба по сравнению с электрическими и магнитными силами.

Но если гравитация так слаба, почему нельзя допрыгнуть до Луны? Дело в том, что огромная масса Земли, 6•10²⁴ кг, с лёгкостью компенсирует слабость гравитации. Но даже при такой массе скорость убегания с поверхности Земли составляет меньше одной десятитысячной от скорости света. Чтобы скорость убегания стала больше c, придуманная Митчелом и Лапласом тёмная звезда должна быть потрясающе массивной и потрясающе плотной.

Чтобы прочувствовать масштаб величин, давайте рассмотрим скорости убегания для разных небесных тел. Для покидания поверхности Земли нужна начальная скорость около 11 км/с, что, как уже отмечалось, составляет примерно 40 000 км/ч. По земным меркам это очень быстро, но в сравнении со скоростью света подобно движению улитки.

На астероиде у вас было бы куда больше шансов покинуть поверхность, чем на Земле. У астероида радиусом 1,5 км скорость убегания составляет около 2 м/с: достаточно просто прыгнуть. С другой стороны, Солнце много больше Земли, как по размеру, так и по массе [20] . Эти два фактора действуют в противоположных направлениях. Большая масса затрудняет покидание поверхности Солнца, а большой радиус, наоборот, упрощает. Масса, однако, побеждает, и скорость убегания для солнечной поверхности примерно в пятьдесят раз больше, чем для земной. Но она всё равно остаётся много ниже скорости света.

20

Масса Солнца — около 2•10³⁰ кг. Это примерно в миллион раз больше массы Земли. Радиус Солнца — около 700 000 км, то есть около сотни земных.

Но Солнце не будет вечно сохранять свой нынешний размер. В конце концов звезда исчерпает запасы топлива, и распирающее её давление, поддерживаемое внутренним теплом, ослабнет. Подобно гигантским тискам, гравитация начнёт сжимать звезду до малой доли её первоначального размера. Где-то через пять миллиардов лет Солнце выгорит и сколлапсирует в так называемый белый карлик с радиусом примерно как у Земли. Чтобы покинуть его поверхность, потребуется скорость 6400 км/с — это очень много, но всё равно лишь 2 % от скорости света.

Если бы Солнце было немного — раза в полтора — тяжелее, добавочная масса стиснула бы его сильнее, чем до состояния белого карлика. Электроны в звезде вдавились бы в протоны, образуя невероятно плотный шар из нейтронов. Нейтронная звезда столь плотна, что одна лишь чайная ложка её вещества весит несколько миллиардов тонн. Но и нейтронная звезда ещё не искомая тёмная; скорость убегания с её поверхности уже близка к скорости света (около 80 % c), но всё же не равна ей.

Если коллапсирующая звезда ещё тяжелее, скажем, в пять раз массивнее Солнца, тогда даже плотный нейтронный шар не сможет противостоять сжимающему гравитационному притяжению. В результате финального направленного внутрь взрыва звезда сожмётся в сингулярность — точку почти бесконечной плотности и разрушительной силы. Скорость убегания для этого крошечного ядра многократно превосходит скорость света. Так возникает тёмная звезда, или, как мы сегодня говорим, чёрная дыра.

Эйнштейну так не нравилось само представление о чёрных дырах, что он отрицал возможность их существования, утверждая, что они никогда не смогут образоваться. Но нравится это Эйнштейну или нет, чёрные дыры — это реальность. Сегодня астрономы запросто изучают их, причём не только одиночные сколлапсировавшие звёзды, но и находящиеся в центрах галактик чёрные гиганты, образованные слиянием миллионов и даже миллиардов звёзд.

Компьютерная модель чёрной дыры в 10 солнечных масс

Солнце недостаточно массивно, чтобы самостоятельно сжаться в чёрную дыру, но, если помочь ему, сдавив его в космических тисках до радиуса в 3 км, оно стало бы чёрной дырой. Можно подумать, что, если потом ослабить тиски, оно снова раздуется, скажем, до 100 км, но в действительности будет уже поздно: вещество Солнца перейдёт в состояние своего рода свободного падения. Поверхность быстро преодолеет радиус в одну милю, один метр, один сантиметр. Никакие остановки невозможны, пока не образуется сингулярность, и этот коллапс необратим.

Представьте, что мы находимся вблизи чёрной дыры, но в точке, отличной от сингулярности. Сможет ли свет, выйдя из этой точки, покинуть чёрную дыру? Ответ зависит как от массы чёрной дыры, так и от конкретного места, из которого свет начинает своё движение. Воображаемая сфера, называемая горизонтом [21] , делит Вселенную на две части. Свет, который идёт изнутри горизонта, неминуемо будет затянут в чёрную дыру, однако свет, идущий извне горизонта, может чёрную дыру покинуть. Если бы Солнце стало однажды чёрной дырой, радиус его горизонта составил бы около 3 км.

21

Обычно используется термин «горизонт событий», чтобы не путать с горизонтом на поверхности планеты, однако автор везде использует краткую форму. — Прим. перев.

Радиус горизонта называют шварцшильдовским радиусом в часть астронома Карла Шварцшильда, который первым стал изучать математику чёрных дыр. Шварцшильдовский радиус зависит от массы чёрной дыры; на самом деле он ей прямо пропорционален. Например, если массу Солнца заменить тысячей солнечных масс, у светового луча, испущенного с расстояния в 3 или 5 км, не будет шансов уйти прочь, поскольку радиус горизонта вырастет тысячекратно, до трёх тысяч километров.

< image l:href="#"/>

Пропорциональность между массой и радиусом Шварцшильда — первое, что физики узнали о чёрных дырах. Земля примерно в миллион раз менее массивна, чем Солнце, поэтому её шварцшильдовский радиус в миллион раз меньше солнечного. Для превращения в тёмную звезду её пришлось бы сжать до размеров клюквины. Для сравнения: в центре нашей Галактики притаилась гигантская чёрная дыра со шварцшильдовским радиусом около 150 000000 км — примерно как у земной орбиты вокруг Солнца. А в других уголках Вселенной встречаются и ещё более крупные монстры.