Размер нейтронной звезды в поперечнике – от 15 до 30 км. Её поверхность отличается исключительной прочностью (в миллионы раз прочнее стали), а под ней располагается то, что называется сверхтекучей жидкостью: смесь нейтронов и других частиц. Возможно, в центре находится небольшое ядро.
Вскоре после открытия пульсаров было замечено, что скорость их вращения медленно, очень медленно уменьшается – их период за месяц возрастает примерно на одну миллионную долю секунды. Этого следует ожидать, если предположить, что они испускают энергию в пространство (а так оно и есть). Неожиданным оказалось то, что у некоторых из них период внезапно «подскакивал». Эти странные скачки астрономы назвали проскальзыванием. Сейчас мы знаем, что по крайней мере у Крабовидной туманности это было связано со «звёздотрясением». При уменьшении скорости вращения звезды её сплющенная у полюсов поверхность «расправляется» и на поверхности образуется небольшая трещина.
Некоторые итоги
Теперь, когда мы знаем, как эволюционирует звезда, давайте остановимся и вернёмся к вопросу, который задавали себе в начале главы. Когда общая теория относительности перестаёт работать? Другими словами, когда она становится неадекватной и возникает потребность в другой (ещё не созданной) теории? Задавая тот же вопрос в применении к ньютоновой теории, мы обнаружили, что она неприменима к атомам, для этой области требовалась другая теория – квантовая. Но квантовая теория отказывает при очень больших скоростях, и её следует дополнить специальной теорией относительности.
Для того чтобы заниматься обычными звёздами, общая теория относительности не нужна, вполне достаточно ньютоновой теории, которая хорошо работает в этой области. Но нам важно было обсудить жизненный цикл звезды, чтобы подготовить почву для описания таких объектов, как белые карлики и нейтронные звёзды.
В случае белых карликов Чандрасекару удалось добиться успеха, когда он применил одновременно и квантовую теорию и специальную теорию относительности. Без них не удалось бы объяснить процессы, происходящие в белых карликах, следовательно, теория Ньютона для таких объектов не подходит. Однако без общей теории относительности тут ещё можно обойтись.
Затем мы занялись нейтронными звёздами, чья плотность гораздо выше, чем плотность белых карликов. Первые подробные расчёты произвели Оппенгеймер и Волков с применением общей теории относительности, и это говорит о том, что граница проходит здесь, – нейтронные звёзды и другие ещё более плотные объекты ни понять, ни объяснить без общей теории относительности нельзя.
Итак, до сих пор общая теория относительности нас удовлетворяла. Но что идёт за нейтронными звёздами? Как и для белых карликов, тут есть свои ограничения. Нейтронное давление вырождения может удерживать звезду с массой до 3,2 массы Солнца. Если при коллапсе звезды образуется масса, большая этой, то, как мы увидим в следующей главе, получится чрезвычайно странный объект – чёрная дыра. Вот здесь-то общая теория относительности и начинает нас подводить. Впрочем, чёрные дыры важны и в связи с другой проблемой: мы увидим, что они являются первым связующим звеном между квантовой теорией и общей теорией относительности.
Глава 5
Абсолютная бездна: Черная дыра
В последнее время внимание астрономов привлекло одно из самых странных в мире открытий. В соответствии с общей теорией относительности в космосе должны существовать объекты, которые обладают столь сильными гравитационными полями, что планеты, звёзды, астероиды или любые другие тела, затянутые в них, просто разрушаются. Ещё более странно то, что, попав в такое поле, никто и ничто не может оттуда выбраться и перестаёт существовать в нашей Вселенной. Такие объекты называют чёрными дырами.
В последние годы проблема чёрных дыр вызывает огромный интерес, хотя сама идея не нова, ей уже около 200 лет. Английский астроном Джон Митчелл, ректор Торнхилла (Йоркшир), ещё в 1784 году доказал, что если масса звезды будет достаточно велика, то свет не сможет покинуть её, т.е. для нас она будет невидима. Через несколько лет к такому же выводу пришёл французский учёный Пьер Симон Лаплас.
Чтобы понять их рассуждения, рассмотрим сначала, что называют скоростью убегания. Представьте себе, что с Земли запускают несколько космических кораблей, причём скорость каждого следующего больше скорости предыдущего. Первые из запущенных ракет будут описывать дугу и падать на Землю, но рано или поздно какая-то из них выйдет на круговую орбиту вокруг Земли. Одна из следующих преодолеет притяжение и улетит в пространство. Её скорость и называется скоростью убегания, причём это понятие относится не только к ракетам, но и ко всем остальным телам, например к естественным спутникам, частицам и т.п. Для Земли скорость убегания составляет примерно 40 000 км/ч. Более массивные объекты имеют бо?льшие значения скорости; чем больше масса, тем больше скорость, а это означает, что рано или поздно для какой-то массы эта скорость будет больше скорости света. Если объектом с такой массой окажется звезда, то её свет просто не сможет покинуть поверхность. Такой именно объект имели в виду Митчелл и Лаплас. В определённом смысле его можно считать чёрной дырой, хотя и не такой, о которой мы будем говорить.
Митчелл пришёл к идее своей «чёрной дыры» на основе теории Ньютона, но если попытаться исследовать проблему глубже, то окажется, что применение этой теории ничего не даёт. Чтобы подробно рассмотреть проблему, нам придётся обратиться к общей теории относительности. Первым, кто понял, что общая теория относительности предсказывает существование странных объектов, был Карл Шварцшильд. Как известно, он раньше других нашёл решение уравнений Эйнштейна, но что-то в этом решении его не устраивало. Масса, как предсказывал Эйнштейн, искривляла пространство, но искривление становилось бесконечным при конечном, а не точечном радиусе. В сущности, пространство свёртывалось, отрезая небольшой участок от остальной Вселенной.
«Кротовая нора» в пространстве; она называется также мостиком Эйнштейна-Розена
«Кротовая нора», соединяющая два удалённых участка пространства
Шварцшильд сообщил о своём успехе Эйнштейну, который порадовался тому, что решение найдено, хотя странный результат его тоже озадачил. Вскоре внимание Эйнштейна привлекла проблема объединения гравитационного и электромагнитного полей, и, работая над ней, он обнаружил кое-что ещё более обескураживающее. Многие учёные склонялись к тому, что фундаментальные частицы (например, электроны, протоны) связаны с математическими сингулярностями (математическая сингулярность появляется, если математическое выражение становится бесконечным). Эйнштейн как раз занимался вместе с Натаном Розеном этими сингулярностями, когда сделал поразительное открытие – существует не один, а два варианта решений его уравнений. Первый показывает, что пространство, приводящее к сингулярности, образует длинную узкую горловину; как ни странно, второй вариант тоже соответствует «горлышку», но прикреплённому к противоположному концу первого. Раз оно ведёт к чёрной дыре, то продвинувшись по горловине достаточно далеко (например, к самой чёрной дыре и за неё), мы заметим, что постепенно она начнёт расширяться. Но куда она откроется? Единственный возможный ответ – в другую вселенную. Эйнштейну это не нравилось, и сегодня, когда речь заходит о других вселенных, многие учёные чувствуют себя неуютно. Эти «горлышки» стали именовать мостиками Эйнштейна-Розена; теперь их иногда называют пространственно-временны?ми туннелями. Позднее было показано, что они не обязательно ведут в другие вселенные, а могут просто выходить в какой-то отдалённый район нашей Вселенной. Это как бы «межзвёздный метрополитен».
Открыв эти мостики, Эйнштейн задался вопросом, нельзя ли пользоваться ими для путешествий в другие вселенные. К его облегчению оказалось, что для этого потребуется сверхсветовая скорость, а в соответствии со специальной теорией относительности вещество не может двигаться быстрее света.
Оппенгеймер и непрерывный коллапс
Примерно в то же время учёные начали рассматривать возможность превращения сколлапсировавшей звезды в чёрную дыру. В 1939 году, закончив совместно с Джорджем Волковым исследования нейтронных звёзд, Роберт Оппенгеймер занялся звёздами столь массивными, что превратиться в нейтронные они не могут. Работая вместе со своим студентом Хартлендом Снайдером, он обнаружил, что когда в такой звезде прекращается термоядерная реакция, происходит коллапс, который продолжается вечно. Этот странный результат смутил и Оппенгеймера, и его студента, но, к сожалению, дальше в своих исследованиях они не пошли.
