Стивен Хокинг - Вселенная Стивена Хокинга

Из этого заключения вытекали серьезные следствия для судьбы массивных звезд. Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, то ее сжатие в какой-то момент прекращается и звезда достигает возможного конечного устойчивого состояния – превращается в белый карлик радиусом несколько тысяч километров с плотностью в сотни тонн на кубический сантиметр. Белый карлик противостоит дальнейшему сжатию благодаря принципу запрета Паули, который обеспечивает отталкивание содержащихся в его веществе электронов. Мы наблюдаем множество таких звезд. Одним из первых открытых белых карликов был спутник Сириуса – ярчайшей звезды на ночном небе.

Ландау обратил внимание на то, что возможен и другой конечный этап звездной эволюции с похожей предельной массой в одну-две солнечных, но с куда меньшим радиусом, чем у белого карлика. Эти звезды удерживают равновесие за счет обусловленного принципом запрета отталкивания не между электронами, а между нейтронами и протонами, и потому называются нейтронными звездами. Их радиус должен составлять всего около десяти – двадцати километров, а плотность – десятки миллионов тонн на кубический сантиметр. Когда была предсказана возможность существования нейтронных звезд, их наблюдение было невозможно. Обнаружены они были много позднее.

Между тем у звезд с массой выше предела Чандрасекара после исчерпания запасов топлива возникает очень серьезная проблема [18]. Некоторые из них взрываются или сбрасывают нужное количество вещества, чтобы оставшаяся масса оказалась ниже предельного значения. Тем самым они избегают катастрофического гравитационного коллапса. Но едва ли это удается абсолютно всем звездам, вне зависимости от того, насколько они массивны. Откуда звезде знать, что ей пора сбросить вес? Но даже если бы все звезды могли избавиться от массы, достаточной, чтобы избежать коллапса, что произошло бы, если бы дополнительная масса добавилась белому карлику или нейтронной звезде и предел оказался бы превышенным? Будет ли звезда коллапсировать до состояния с бесконечной плотностью? Эддингтона ужаснул такой вывод, и ученый отказался согласиться с Чандрасекаром. Он считал, что звезда никак не может превратиться в точку. Этого же мнения придерживались большинство ученых: сам Эйнштейн написал статью, в которой утверждал, что звезда не способна сжаться до нулевого размера. Враждебность многих ученых, а в особенности Эддингтона – наиболее авторитетного специалиста по строению звезд и учителя Чандрасекара – заставила последнего переключиться на другие астрономические проблемы, в частности заняться движением звездных скоплений. Когда в 1983 году Чандрасекару вручили Нобелевскую премию, она по крайней мере отчасти оценивала и его ранние работы о предельной массе холодных звезд.

Чандрасекар показал, что принцип запрета не в состоянии остановить коллапс звезды с массой больше предела своего имени, а задачу о судьбе такой звезды в общей теории относительности первым решил молодой американский ученый Роберт Оппенгеймер в 1939 году. Однако его выводы выходили далеко за рамки возможностей наблюдательной науки: телескопы тех лет не могли подтвердить или опровергнуть его теорию. Потом началась Вторая мировая война, и Оппенгеймера привлекли к работе над атомным проектом. После войны о проблеме гравитационного коллапса забыли, потому что большинство ученых увлеклись явлениями, происходящими на масштабах атома или атомного ядра. Но в 60-х годах XX века интерес к проблемам астрономии и космологии на больших масштабах возродился под влиянием резкого увеличения объема и диапазона астрономических наблюдений, что было вызвано внедрением передовых технических достижений. На работу Оппенгеймера снова обратили внимание, и ряд ученых смогли развить его заключения.

Согласно Оппенгеймеру, дело обстоит следующим образом. Под действием гравитационного поля звезды траектории лучей света в пространстве-времени искривляются – в отсутствие звезды траектории были бы иными. Световые конусы, указывающие траектории, по которым следуют в пространстве-времени вспышки света, излученного из вершин этих конусов, слегка искривляются внутрь около поверхности звезды. Такой эффект наблюдается во время солнечного затмения, когда искривляются лучи света далеких звезд. По мере сжатия звезды напряженность гравитационного поля на ее поверхности возрастает, и световые конусы все сильнее искривляются к звезде. Из-за этого излучению звезды становится все труднее покинуть ее, и для удаленного наблюдателя ее свечение выглядит все более тусклым и красным. Наконец, когда звезда сожмется до определенного критического радиуса, гравитационное поле на ее поверхности окажется чрезвычайно сильным и выгнет траектории лучей света так, что те больше не смогут покинуть звезду (рис. 6.1). Согласно теории относительности, ничто не может двигаться быстрее скорости света. И раз свет не может покинуть звезду, это также невозможно и для любого другого объекта – он неминуемо будет втянут обратно гравитационным полем. Таким образом в результате этих событий образуется область пространства-времени, из которой ничто не может выйти – и достичь удаленного наблюдателя. Эта область называется черной дырой. Внешняя граница черной дыры называется горизонтом событий, и она совпадает с траекториями лучей света, которые только что тщетно пытались покинуть эту область.