Глава 6. Звезды

6.5. Эволюция массивных звезд

6.5.5. Черные дыры

Историю черных дыр надо рассказывать с 1795 года, когда Пьер Симон Лаплас сделал предсказание: «Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца не дает ни одному лучу достичь нас из-за своего тяготения, поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми».

В 1916 году, практически сразу после того, как Эйнштейн создал общую теорию относительности, Карл Шварцшильд нашел решение уравнений Эйнштейна для «точечного» сферически симметричного тела. Из решения следует, что сила притяжения возрастает до бесконечности при радиусе, стремящемся к радиусу Шварцшильда R_g.

называемом также гравитационным радиусом. Для Солнца гравитационный радиус равен R_g = 3 км, а соответствующая плотность ρ ≈ 2∙10¹⁶ г/см³ (это превышает плотность атомного ядра ρ ≈ 2∙10¹⁴ г/см³).

В 1939 году Оппенгеймер и Снайдер рассчитали коллапс облака пыли до его превращения в черную дыру.

Само название «черная дыра» появилось в 1968 году. Его в популярной статье ввел Уиллер, и оно мгновенно прижилось, заменив собой использовавшиеся до того термины «коллапсар» или «застывшая звезда».

Черной дырой называется область пространства-времени, в которой гравитационное поле столь сильно, что ни один объект (даже свет) не может вырваться из нее.

Из области пространства-времени черной дыры невозможно никакое сообщение с внешней по отношению к ней Вселенной. У черной дыры нет поверхности как таковой, но есть граница, которая называется горизонтом событий. Размеры горизонта событий для невращающейся незаряженной черной дыры определяются формулой для гравитационного радиуса.

Мы не имеем никаких наблюдательных данных о внутренней структуре черных дыр, так как никакое сообщение изнутри поступить к нам не может. Мы не знаем, что произойдет с телом, после того как оно пересечет горизонт событий, кроме того, что тело будет продолжать падать и падать. Как и всякое массивное тело, черная дыра отклоняет световые лучи, проходящие вблизи нее. Но, обладая очень сильным гравитационным полем, черная дыра и лучи отклоняет чрезвычайно сильно. Поэтому, если близко от нас на луче зрения оказалась бы черная дыра, то вся открывающаяся перед нами картина исказилась бы. Все «стандартные» уравнения современной физики, перестают действовать вблизи центра черной дыры, под горизонтом событий.

С другой стороны, черные дыры являются чрезвычайно простыми. Черная дыра описывается всего тремя параметрами:

• массой M (шварцшильдовская черная дыра),
• моментом импульса J (керровская черная дыра)
• электрическим зарядом Q (черная дыра Керра–Ньюмана).

Знание этих характеристик дает нам полную информацию о черной дыре.

Эволюция звезды на поздних стадиях зависит от ее массы. Если она не превышает 1,2–1,4 M(чандрасекxаровский предел), то звезда становится белым карликом. Сильное тяготение белого карлика уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Предполагают, что в нашей Галактике около миллиарда белых карликов.

Если масса звезды не превосходит 2–3 M (предел Оппенгеймера–Волкова), то звезда становится нейтронной. Мощное тяготение нейтронной звезды сдерживается давлением вырожденного нейтронного газа. Предполагают, что количество нейтронных звезд в нашей Галактике около ста миллионнов.

Если масса звезды больше 3 M, то звезда становится черной дырой. Гравитационное поле столь массивной звезды так сильно сдавливает ее вещество, что звезда не может остановиться на стадии нейтронной звезды и продолжает сжиматься вплоть до гравитационного радиуса. Предполагают, что количество черных дыр в нашей Галактике около десяти миллионов.

Несмотря на огромное количество черных дыр, обнаружить одиночную черную дыру практически невозможно. Поэтому одним из лучших мест для поиска черных дыр являются двойные звезды. В 1964 году Яков Зельдович и Э. Солпитер предсказали мощное рентгеновское энерговыделение от аккрецирующих черных дыр в тесной двойной системе. Такие наблюдательные данные в настоящее время получены.

1

Рисунок 6.5.5.1. Лебедь X-1 в рентгеновских лучах – один из кандидатов в черные дыры

2

Рисунок 6.5.5.2. Полагают, что в центре галактики M87 находится гигантская черная дыра массой в миллионы масс Солнца. Тусклая линия вниз из центра – джет, выброшенный из окрестностей черной дыры

В таблице приведены наиболее вероятные кандидаты в черные дыры в двойных системах. На начало 2000 года надежных кандидатов в черные дыры насчитывают всего 13.

Другим местом, в котором астрофизики вплотную приблизились к открытию черных дыр, являются центры галактик. Массы центральных объектов, вычисленные по движению звезд вокруг них, превышают 10⁶–10⁹ M. Вот наиболее вероятные примеры галактик с черными дырами в ядре: M87, NGC 3115, NGC 4486, NGC 4594 («Сомбреро»), NGC 3377, NGC 3379, NGC 4258, M31 (Туманность Андромеды), M32.

Большинство астрофизиков сейчас считают, что черные дыры уже реально открыты. Нобелевская премия за открытие черных дыр все еще не вручена.