Знание-сила, 1999 № 07-08 (865,866)

Вблизи от черной дыры Слева изображен участок неба около созвездия Орион, а справа – воображаемый вид того же участка с черной дырой посредине. Каждая звезда на первой картинке получает своего двойника – черная дыра действует как гравитационная линза и создает второе изображение. По сути дела, находясь вблизи черной дыры, можно видеть все небо, поскольку свет от любого участка изгибается и попадает к вам.

Сидя на черной дыре

Это не фотография, а фантазия художника, точнее, сделанная на компьютере картинка очень плотной звезды, как ее увидел бы наблюдатель. Конечно, никому не удалось бы выжить вблизи черной дыры, поэтому картинка гипотетическая. Этот самый воображаемый наблюдатель был посажен компьютером при расчете на поверхность фотонной сферы, то есть места, где фотоны вращаются вокруг черной дыры по окружности под действием ее мощнейших сил притяжения. На поверхность звезды спроектирована карта земной поверхности, чтобы вы лучше почувствовали происходящие там искажения. Небо – это наше небо, только в тамошних условиях. Из-за огромных гравитационных полей удваиваются изображения как на поверхности звезды, так и в небе, а взглянув вперед, наблюдатель увидел бы свой собственный затылок.

На этот вопрос попытался ответить в 1924 году сэр Артур Эддингтон. Его знают все астрономы благодаря тому, что руководимая им экспедиция в начале века подтвердила предсказания общей теории относительности Эйнштейна о том, что лучи света отклоняются гравитационным полем. Но он сделал в астрономии и много других выдающихся открытий, в частности, предположил, что гравитационные силы в белом карлике вдавливают электроны с орбит атомов в их ядра. А останавливается этот процесс гравитационного сжатия тем самым расталкиванием из-за принципа Паули.

В 1930 году девятнадцати лети ий индийский студент Субраманьян Чандрасекар решил проверить эту идею численно. Честно говоря, он занялся этим делом от скуки во время плавания из Мадраса в Саутхэмптон, когда читал книгу Эддингтона о звездах. Найденный им ответ произвел небольшую революцию: оказалось, что лишь для звезды в одну-две массы Солнца расталкивание удерживает гравитацию, а любое более тяжелое тело должно продолжать сжиматься дальше. Такое катастрофическое сжатие и называется коллапсом.

Результат Чандрасекара сильно обеспокоил Эддингтона, он посчитал его нефизическим, поскольку бесконечное сжатие невозможно, и стал высмеивать результат и автора. Чандрасекар был невероятно огорчен, и лишь поддержка таких экспертов, как Нильс Бор, позволила ему игнорировать неконструктивную критику.

Еще одна сенсация: сингулярность

Одни исследователи разрабатывали проблемы квантовой статистики, а другие занялись тщательной проработкой статей Эйнштейна о гравитации. Часть уравнений Эйнштейна, которая описывает поле вокруг вещества, очень сложна.

Однако такие явления, как искривление светового луча, можно описать в некотором приближении. Что и сделал в 1916 году немецкий астроном Карл Шварцшильд. Он нашел одно из приближенных решений для достаточно реалистической ситуации – планеты, вращающейся вокруг звезды.

В процессе решения Шварцшильд обнаружил нечто необычное: при некотором значении расстояния от звезды до планеты уравнения «сходили с ума» – исчезало время, и пространство становилось бесконечным. Сегодня это расстояние носит название радиуса Шварцшильда. А для случая, когда происходит что-то необъяснимое, математики придумали специальное название – сингулярное решение. Радиус Шварцшильда во много раз меньше радиусов привычных нам тел: для Солнца он равен трем километрам.

Естественно, Шварцшильд понимал, что его формулы не имеют смысла при таком значении радиуса, но он просто решил не обращать особого внимания на эту маленькую неприятность. В его задачу входило лишь построение упрощенной модели звезды. Он отметил, что для сжатия звезды до пресловутого радиуса потребуется бесконечный перепад давления, а значит, результат не имеет практического интереса.

Но не все были так беспечны. Эйнштейн серьезно обеспокоился открытием немецкого астронома, поскольку полученное решение не удовлетворяло некоторым техническим требованиям теории относительности. Были сделаны небольшие видоизменения, и вроде бы неприятности удавалось избежать, но Эйнштейн продолжал думать о проблеме. В 1939 году он возвращается к ней в дискуссиях с космологом из Принстона Гарольдом Робертсоном с единственной целью – убить сингулярность Шварцшильда. «Самый существенный результат нашего обсуждения – это понимание того, что сингулярности Шварцшильда не существуют в физической реальности». Проще говоря, черных дыр нет!