Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

В природе черные дыры в первую очередь должны образовываться в результате коллапса звезд (этот процесс идет и в наши дни). Неизбежность коллапса была продемонстрирована в 1939 г. в работе Роберта Оппенгеймера (Robert Oppenheimer) и Георгия Волкова (George Volkoff) на основе статей Ричарда Толмена (Richard Tolman) и Льва Ландау. Первую реалистичную модель коллапса пылевого облака рассчитали в 1939 г. Роберт Оппенгеймер и Гартланд Снайдер (Hartland Snider).

Джон Мичелл (1783) и Пьер-Симон Лаплас (1796) независимо друг от друга высказали идею о существовании плотных массивных объектов, которые будут черными, поскольку свет не сможет их покинуть.

Для устойчивости объекта (например, ядра звезды) необходимо, чтобы гравитация (которая стремится сжать объект) уравновешивалась давлением. В течение жизни звезды давление в основном поддерживается за счет термоядерных реакций в ядре. После окончания цикла реакций (см. главу 4 «Звезды и их эволюция») звезда превращается в один из трех типов компактных объектов: белый карлик, нейтронную звезду (см. главу 6 «Компактные объекты: белые карлики и нейтронные звезды») или черную дыру.

Верхний предел на массу нейтронной звезды называется пределом Оппенгеймера – Волкова. При бóльшей массе происходит коллапс в черную дыру.

Черная дыра может образоваться в результате прямого коллапса ядра массивной звезды. В этом случае, по-видимому, не происходит яркой вспышки сверхновой (недавно появились первые наблюдательные свидетельства в пользу такого сценария). Также коллапс может сначала привести к образованию протонейтронной звезды, а затем вследствие аккреции дополнительной массы или замедления вращения происходит окончательный коллапс с образованием горизонта (см. ниже). Наконец, черная дыра может возникнуть, если нейтронная звезда (например, в тесной двойной системе) наберет массу больше критической.

Черная дыра описывается всего лишь тремя параметрами: массой, моментом импульса и электрическим зарядом (это так называемая «теорема об отсутствии волос» [5] Название теоремы взято из фразы Джона Уилера «У черной дыры нет волос», в которой «волосы» – это метафора любых наблюдаемых снаружи от горизонта черной дыры характеристик, кроме массы, момента импульса и электрического заряда. Сам Уилер в более поздних интервью отдает авторство этой метафоры Якову Бекенштейну (Jacob Bekenstein). ). Визуально наиболее ярким образом является исчезновение магнитного поля при коллапсе. Наблюдательная проверка «теоремы об отсутствии волос» связана с поиском отклонений от метрики Керра (см. ниже), описывающей вращающиеся незаряженные черные дыры в общей теории относительности. Пока таких отклонений не обнаружено.

Описание свойств черной дыры ведется в терминах метрики (математической конструкции, определяющей свойства пространства-времени), поскольку необходим учет эффектов ОТО (или какого-то варианта расширения этой теории). Общим свойством всех решений является существование внутри черной дыры специальной области – сингулярности, где, например, значение плотности формально становится бесконечным. В зависимости от свойств черной дыры сингулярность может иметь разные свойства, в том числе и форму. Согласно гипотезе о космической цензуре, все сингулярности находятся внутри горизонтов (т. е. не существует так называемых голых сингулярностей, они скрыты от наблюдателей горизонтами черных дыр).

Быстрое вращение нейтронной звезды может предотвратить коллапс, даже если ее масса больше предельной, рассчитанной для невращающегося объекта.

Самой простой является невращающаяся незаряженная черная дыра, которая описывается метрикой Шварцшильда. В ряде случаев это является хорошим приближением для описания свойств наблюдаемых кандидатов в черные дыры: в реальных условиях заряд легко компенсируется притоком частиц с противоположным знаком заряда, а вращение становится существенным лишь при приближении к предельному значению (которое примерно соответствует вращению со скоростью света на горизонте черной дыры).

Однако нередко аккреция вещества или слияние двух черных дыр приводят к быстрому вращению. В таких случаях для описания подобных астрофизических объектов необходимо применять метрику, которую впервые определил в 1963 г. Рой Керр (Roy Kerr) для вращающейся незаряженной черной дыры. Наблюдения показывают, что внешние области некоторых кандидатов в черные дыры соответствуют такому случаю.