Ричард Мюллер - Сейчас. Физика времени

Давайте вернемся к моему утверждению, что черная дыра не может вас «засосать» и что вы можете двигаться вокруг нее по орбите, как и вокруг любого другого массивного объекта. Предположим, что Меркурий вращается вокруг черной дыры с массой, равной массе Солнца. Как изменится его орбита? Согласно распространенному убеждению, черная дыра втянет в себя маленькую планету. Но если исходить из общей теории относительности, никаких изменений не произойдет. Конечно, Меркурий перестанет быть таким горячим, потому что интенсивное излучение Солнца сменится холодной тьмой черной дыры.

Меркурий обращается вокруг Солнца по орбите со средним радиусом 58 млн км. Представьте, что вы двигаетесь по орбите вокруг нашего светила с радиусом 1,6 млн км. Если не считать испепеляющей температуры и сопротивления солнечного ветра, вы должны облететь вокруг Солнца примерно за 10 часов. Теперь заменим Солнце черной дырой с такой же массой. Чтобы ощутить на себе какие-то эффекты, нужно подобраться к ней очень близко. Как и в случае с любой звездой, чем ближе вы окажетесь к ее поверхности, тем быстрее начнете вращаться вокруг нее, чтобы остаться на орбите [92]. Практически рядом с черной дырой вы не почувствуете никаких различий, пока расстояние до нее не станет настолько малым, что ваша орбитальная скорость приблизится к скорости света.

На Солнце максимальная сила гравитации действует на его поверхности, как и в случае с Землей. Стоит внедриться под его поверхность, как масса, притягивающая объекты, в глубине светила начинает меньше действовать, чем на поверхности. В самом центре Солнца гравитация равна нулю.

Однако в черной дыре поверхность близка к центру. Согласно уравнению Шварцшильда, которое я приводил ранее, радиус черной дыры с массой Солнца должен составлять примерно 3,2 км. На расстоянии 16 км от нее орбитальная скорость должна составлять ⅓ скорости света. Орбитальный (сидерический) период при этом будет равняться одной тысячной доле секунды. В этих условиях для вычислений мы должны использовать теорию относительности.

Когда вы находитесь близко к черной дыре, время течет очень медленно, и хотя длина орбиты может быть очень маленькой, между вами способно расположиться большое пространство. Для студентов, изучающих физику, оно обычно рисуется в виде диаграммы. Представьте ее как двухмерное изображение черной дыры. Сама дыра расположена в центре, ниже плоскости – там, куда направлено искривленное пространство.

Это полезная диаграмма, однако она несколько ошибочна, потому что подразумевает необходимость искривления пространства в другое измерение (в этом случае имеется в виду измерение, которое уходит вниз), чтобы захватить огромные расстояния около черной дыры. На самом деле такое измерение не нужно. Пространство просто сжимается из-за релятивистского сокращения длины. Эта диаграмма, изображающая черные дыры, часто присутствует в популярных фантастических триллерах. Когда Джоди Фостер падает в кротовую нору в фильме «Контакт» [93], это место очень напоминает нашу виртуальную диаграмму. (Кротовые норы выглядят как две почти черные дыры, соединенные до возникновения радиуса Шварцшильда; вы падаете с одного края норы и вылетаете из другого.) В реальности черная дыра выглядит совсем не так. Если вместе с вами в нее падают другие объекты, она должна выглядеть абсолютно черным шаром.

С таким разъяснением диаграмма полезна. Она иллюстрирует основные свойства черных дыр и помогает ответить на простой вопрос: каково расстояние от внешнего мира (относительно плоского пространства) до поверхности черной дыры? Мы уже знаем – это бесконечность. Попробуйте измерить участок «падения» внутри черной дыры, и вы столкнетесь с бесконечностью. Вы упретесь в радиус черной дыры только в самом низу, но это бесконечно далеко.

Если до поверхности черной дыры бесконечно далеко, то чт о тогда я имел в виду, говоря о каких-то 16 километрах? Признаю, вводил вас в заблуждение. Я использовал обычную систему координат. Радиус r определяется тем, что мы говорим об окружности вокруг черной дыры как 2π r , аналогично обычному пространству. Но законы обычной геометрии здесь не работают, и мы не можем высчитать расстояние между двумя точками, просто найдя разницу в их координатах.