Теория всего (Происхождение и судьба Вселенной)

Чандрасекар понял, однако, что отталкивание, определяемое принципом запрета, имеет свой предел. Теория относительности ограничивает скорость разлетания частиц вещества в недрах звезды скоростью света. Следовательно, когда звезда достигает некоторой плотности, отталкивание, связанное с принципом запрета, оказывается слабее гравитационного притяжения. Чандрасекар вычислил, что холодная звезда, масса которой в 1,5 раза больше массы нашего Солнца, не способна сопротивляться собственной гравитации. Эта масса получила название предел Чандрасекара.

Отсюда вытекают самые серьёзные последствия для участи массивных звёзд. Звезда, масса которой меньше предела Чандрасекара, может в конце концов перестать сжиматься и перейти в возможное финальное состояние белого карлика с радиусом несколько тысяч километров и плотностью порядка сотен тонн на кубический сантиметр. Существование белого карлика поддерживается отталкиванием между электронами в его веществе, что обусловлено принципом запрета Паули. Мы наблюдаем большое число белых карликов. Одним из первых был открыт тот, что обращается вокруг Сириуса, самой яркой звезды на ночном небе.

Было доказано, что возможен и другой исход для звезды, масса которой также не больше одной-двух масс Солнца, но которая значительно меньше белого карлика. Такие звёзды тоже обязаны своим существованием отталкиванию, обусловленному принципом запрета Паули, но не между электронами, а между нейтронами и протонами. Потому они и называются нейтронными. Они имеют в поперечнике от 20 до 30 километров, а их плотность составляет миллиарды тонн на кубический сантиметр. В то время, когда была предсказана возможность существования подобных объектов, наблюдать их не удавалось, так что обнаружили их значительно позднее.

С другой стороны, звёзды, масса которых выше предела Чандрасекара, ожидает незавидная участь, когда их ядерное топливо подходит к концу. Иногда они взрываются или выбрасывают достаточно вещества, чтобы масса их упала ниже критического предела; но трудно поверить, что такое случается всегда, сколь бы велика ни была звезда. Откуда ей знать, что надо скинуть вес? Пусть даже каждой звезде удаётся потерять необходимую массу — что произойдёт, если дополнительная масса прибавится к белому карлику или нейтронной звезде, заставив их выйти за предел Чандрасекара? Ожидает ли их коллапс, сжатие до бесконечной плотности?

Эддингтон был шокирован этими следствиями и отказался поверить в результаты Чандрасекара. Просто невозможно, думал он, чтобы звезда сжалась до размеров точки. Таково же было мнение большинства учёных. Сам Эйнштейн опубликовал статью, объявлявшую невозможным уменьшение звёзд до нулевых размеров. Неприятие коллег, особенно Эддингтона — не только бывшего научного руководителя, но и ведущего авторитета в области строения звёзд, — вынудило Чандрасекара оставить избранное направление исследований и заняться другими проблемами астрономии. Однако, когда в 1983 г. его удостоили Нобелевской премии, этим он был обязан (по крайней мере, отчасти) своей ранней работе о предельных массах холодных звёзд.

Чандрасекар показал, что отталкивание, обусловленное принципом запрета, не может предотвратить коллапс звёзд, чья масса превышает вычисленный им предел. Но судьба, ожидающая такие массивные звёзды в соответствии с общей теорией относительности, оставалась невыясненной вплоть до 1939 г., когда эту задачу решил молодой американский физик Роберт Оппенгеймер. Из его расчётов, однако, вытекало, что не стоит ожидать никаких обозримых последствий, которые могли бы быть обнаружены телескопами того времени. Вскоре Вторая мировая война заставила Оппенгеймера переключиться на создание атомной бомбы. А после войны проблема гравитационного коллапса была надолго забыта, поскольку в то время большинство физиков интересовалось происходящим в масштабах атома и его ядра. Однако в 1960-х гг. интерес к крупномасштабным проблемам астрономии и космологии ожил благодаря значительному росту количества астрономических наблюдений и расширению их диапазона за счёт применения новых технологий. Результаты Оппенгеймера были открыты заново и развиты целым рядом других учёных.

Картина, вытекающая из работы Оппенгеймера, такова. Гравитационное поле звезды отклоняет траектории лучей света в пространстве-времени от тех, которые они имели бы в отсутствие звёзды. Световые конусы, которые отображают пути в пространстве и времени световых импульсов, испущенных из их вершины, вблизи поверхности звёзд слегка изгибаются «вовнутрь». Это прослеживается в изгибании света далёких звёзд во время солнечного затмения. По мере сжатия звезды гравитационное поле на её поверхности становится всё более мощным и увеличивается степень изгиба световых конусов. Свету всё труднее ускользнуть от звезды, и далёкому наблюдателю он кажется всё слабее и краснее.

В итоге, когда звезда сжалась до некоторого критического радиуса, гравитационное поле на её поверхности обретает огромную мощность, из-за чего световые конусы настолько сильно изгибаются в направлении звезды, что свет дальше вообще не может распространяться. В соответствии с теорией относительности ничто не может перемещаться быстрее света. А значит, если уж свету не удаётся вырваться из ловушки, это не дано и чему-либо иному. Всё будет притянуто назад гравитационным полем. Так что существует совокупность событий, область пространства-времени, из которой ничто не способно выбраться, чтобы достичь удалённого наблюдателя. Эту область мы сегодня называем чёрной дырой. А её границу — горизонтом событий. Она совпадает с тем местом, начиная с которого световые лучи не могут вырваться из чёрной дыры.

Для понимания того, что мы увидели бы, если бы могли наблюдать звёздный коллапс и формирование чёрной дыры, следует вспомнить, что в теории относительности нет абсолютного времени. Каждый наблюдатель имеет свой собственный счёт времени. Для находящегося на звезде время будет отличаться от времени удалённого наблюдателя из-за влияния гравитационного поля звезды. (Этот эффект может быть измерен на Земле в ходе эксперимента с часами, располагающимися на вершине и возле основания водонапорной башни.) Предположим, что отчаянный астронавт каждую секунду — по его часам — шлёт сигнал с поверхности коллапсирующей звезды на борт космического корабля, который огибает звезду по круговой орбите. В какой-то момент, допустим в одиннадцать по его часам, радиус сжимающейся звезды становится меньше критического, при котором гравитационное поле усиливается настолько, что сигналы больше уже не достигают корабля на орбите.

Люди на борту корабля отметят, что по мере приближения 11 часов интервалы между последовательными сигналами астронавта сделаются всё длиннее и длиннее. Впрочем, эффект будет незначителен до 10:59:59. Между сигналами, отправленными по часам астронавта в 10:59:58 и 10:59:59, для наблюдателей на орбите пройдёт чуть больше секунды, но сигнала, поданного в 11:00:00, пришлось бы ожидать вечно. Световые волны, испущенные поверхностью звезды между 10:59:59 и 11:00:00 — по часам астронавта, будут распространяться в течение бесконечного периода времени по впечатлению тех, кто остался на корабле.

Временной интервал между прибытием последовательных волн на борт корабля будет удлиняться и удлиняться, а свет звезды — делаться всё краснее и тусклее. Рано или поздно звезда померкнет настолько, что уже не будет видна с корабля. Только и останется что чёрная дыра в космосе. Звезда тем не менее продолжит оказывать такое же, как и прежде, гравитационное воздействие на корабль. Потому что она всё ещё видима с корабля, по крайней мере в принципе. Просто под влиянием гравитационного поля свет её претерпевает столь значительное красное смещение, что она не воспринимается органами человеческого зрения. Однако красное смещение не воздействует на само гравитационное поле. И корабль продолжает кружить возле чёрной дыры.

Работа, проделанная Роджером Пенроузом и мною между 1965 и 1970 гг., показала, что в соответствии с общей теорией относительности внутри чёрных дыр должна существовать особая точка, сингулярность с бесконечной плотностью вещества. Это очень напоминает Большой Взрыв, начало времени, с той лишь разницей, что для коллапсирующей звезды и астронавта это было бы концом времени. Все законы нашей науки и наша способность предсказывать будущее разбиваются о сингулярность. Впрочем, наблюдатель, оставшийся за пределами чёрной дыры, не испытает на себе последствий краха предсказуемости, потому что ни свет, ни какой-нибудь иной сигнал не может прорваться к нему из сингулярности.