Текст книги "Вселенная Стивена Хокинга (сборник)"

Почему кварков намного больше, чем антикварков? Почему их количества не одинаковы? Тот факт, что мера вещества не равна мере антивещества, безусловно, пошло нам на пользу: если бы кварков и антикварков было поровну, почти все они взаимно аннигилировали бы еще в ранней Вселенной. А значит, она оказалась бы заполнена излучением и практически не содержала бы вещества. Не было бы ни галактик, ни звезд, ни планет, на которых могли бы возникнуть жизнь и человек. К счастью, теории великого объединения в состоянии объяснить, почему во Вселенной сейчас больше кварков, чем антикварков, даже если в начале одни не доминировали над другими. Как мы уже знаем, теории великого объединения допускают возможность превращения кварков в антиэлектроны при высоких энергиях. Эти теории также предусматривают обратные процессы, в результате которых антикварки преобразуются в электроны, а электроны и антиэлектроны – в антикварки и кварки. На самых ранних этапах существования Вселенной температура – а стало быть, и энергия частиц – была достаточно высока для таких превращений. Но почему в результате кварков оказалось больше, чем антикварков? Причина в том, что физические законы не совсем одинаковы для частиц и античастиц.

До 1956 года считалось, что законы природы обеспечивают сохранение каждой из трех симметрий, называемых C, P и T. Симметрия C означает, что законы одинаковы для частиц и античастиц. Симметрия P – что законы одинаковы для любой конкретной ситуации и ее зеркального отражения (зеркальное отражение вращающейся вправо частицы – это вращающаяся влево частица). Симметрия T – что если изменить направление движения всех частиц и античастиц на противоположное, то система станет двигаться назад к тем состояниям, в которых пребывала в прошлом. Иными словами, законы природы одинаковы для прямого и обратного направления времени. В 1956 году два американских физика, Чжэндао Ли и Чжэньнин Янг, выдвинули гипотезу о том, что при слабом взаимодействии симметрия P может нарушаться. То есть под влиянием слабого взаимодействия эволюция Вселенной может отличаться от эволюции ее зеркального отражения. В том же году коллега ученых Цзяньсюн Ву доказала правильность этого предсказания. Она выстроила ядра радиоактивных атомов в магнитном поле так, чтобы все они вращались в одном направлении, и показала, что число электронов, испускаемых в двух направлениях, неодинаково. В следующем году Ли и Янг получили за свою теорию Нобелевскую премию. Оказалось, что при слабом взаимодействии также не сохраняется симметрия C. То есть из-за слабого взаимодействия вселенная, состоящая из античастиц, должна вести себя не так, как наша Вселенная. Тем не менее казалось, что при слабом взаимодействии сохраняется комбинированная симметрия CP. То есть вселенная должна эволюционировать так же, как и ее зеркальное отражение, при условии, что все частицы будут заменены соответствующими им античастицами. Однако в 1964 году двое других американских ученых, Джеймс Уотсон Кронин и Вал Логсден Фитч, обнаружили, что при распаде частиц под названием К-мезоны нарушается даже CP-симметрия. Кронин и Фитч были удостоены Нобелевской премии по физике в 1980 году. (За доказательства того, что наша Вселенная не так проста, как кажется, вручили уже столько премий!)

Существует математическое доказательство того, что в любой теории, совместимой с квантовой механикой и теорией относительности, должна всегда соблюдаться комбинированная симметрия CPT. Другими словами, вселенная должна вести себя в точности так же, если все частицы заменить на античастицы, зеркально отразить ее и обратить направление времени. Но Кронин и Фитч показали, что если заменить во вселенной все частицы на античастицы и зеркально отразить, не обратив при этом направление времени, то поведение полученной вселенной будет отличаться от поведения исходной. Таким образом, при обращении направления времени должны измениться законы физики: они не подчиняются требованию сохранения T-симметрии.

Само собой разумеется, в ранней Вселенной T-симметрия не сохраняется: с течением времени Вселенная расширяется, а если бы время повернуло вспять, то Вселенная сжималась бы. Поскольку существуют силы, не подчиняющиеся требованию сохранения T-симметрии, то, следовательно, в ходе расширения Вселенной число антиэлектронов, превращающихся в кварки под влиянием этих сил, может превысить число электронов, преобразующихся в антикварки. Тогда по мере дальнейшего расширения и охлаждения Вселенной антикварки могли аннигилировать с кварками, но поскольку кварки преобладали, небольшой их избыток должен был сохраниться. Именно из них состоит вещество, которое мы наблюдаем в настоящее время и из которого состоим сами. Таким образом, само наше существование может рассматриваться как подтверждение – пусть только качественное – теорий великого объединения. Впрочем, оценки столь приблизительны, что невозможно предсказать количество оставшихся после аннигиляции кварков; неясно даже, остались ли в большинстве кварки или антикварки. (Правда, если бы во Вселенной преобладали антикварки, мы бы попросту называли их кварками, а кварки – антикварками.)

Теории великого объединения не принимают во внимание гравитационное взаимодействие. Это не так важно, поскольку, когда мы имеем дело с элементарными частицами и атомами, его влиянием, как правило, можно пренебречь – настолько оно слабое. Впрочем, тот факт, что тяготение – дальнодействующая сила и к тому же всегда притягивающая, означает, что ее влияние суммируется. Потому при достаточно большом количестве частиц вещества гравитационные эффекты могут оказаться сильнее проявлений всех остальных сил. По этой причине именно гравитация определяет эволюцию Вселенной. В случае объектов размером со звезду гравитационная сила притяжения может даже превзойти все другие силы и привести звезду к коллапсу. В 1970-х годах я занимался исследованием черных дыр, которые теоретически возникают в результате коллапса звезд и мощных гравитационных полей в их окрестностях. Именно эти изыскания заставили меня рассуждать о возможном характере взаимного влияния квантовой механики и общей теории относительности. Но это лишь первое приближение к квантовой теории гравитации, которую еще предстоит открыть.

Глава шестая. Черные дыры

Термин «черная дыра» появился сравнительно недавно. Его придумал в 1969 году американский ученый Джон Уилер, чтобы наглядно проиллюстрировать идею почти двухсотлетней давности. Тогда существовали две теории света: согласно одной из них – и ее придерживался Ньютон – свет состоит из частиц, а согласно другой – из волн. Теперь-то мы знаем, что обе теории [в определенном приближении] верны. В силу принципа корпускулярно-волнового дуализма в квантовой механике свет можно рассматривать как поток частиц и как поток волн. В рамках теории, понимающей свет как череду волн, сложно было объяснить, как он должен откликаться на гравитацию. Но если считать, что свет состоит из частиц, есть все основания полагать, что сила тяготения воздействует на эти частицы точно так же, как, например, на пушечные ядра, ракеты и планеты. Сначала люди считали, что частицы света движутся с бесконечной скоростью, и в этом случае сила тяготения не способна затормозить их. Но однажды Оле Рёмеру удалось измерить скорость света и установить, что она конечна, а это означало, что влияние силы тяжести на свет может быть существенным[16]16
  Это крайне упрощенная мысль. – Прим. науч. ред.


[Закрыть].

Профессор Кембриджского университета Джон Мичелл, исходивший именно из этого предположения, в 1783 году опубликовал в журнале «Философские труды Королевского общества Лондона» статью. В ней он обратил внимание на то, что достаточно массивная компактная звезда должна создавать настолько сильное гравитационное поле, что свет не сможет покинуть ее. Испущенное с поверхности такой звезды излучение не сможет далеко уйти: рано или поздно оно будет остановлено и возвращено назад силой тяжести звезды. Мичелл полагал, что таких звезд может быть много. Хотя мы и не можем увидеть их, потому что свет этих звезд не достигнет нас, мы все же вполне в состоянии обнаружить их гравитационное притяжение. Такие объекты мы сейчас называем черными дырами – ведь это действительно зияющие в пространстве черные пустоты. Через несколько лет похожую гипотезу высказал французский ученый Пьер Симон де Лаплас, по-видимому, совершенно независимо от Мичелла. Интересно, что Лаплас включил эту гипотезу только в первое и второе издания своей книги «Изложение системы мира», не упомянув о ней в более поздних изданиях. Возможно, он счел эту идею бредовой. (К тому же в XIX веке корпускулярная теория света теряла популярность, поскольку в то время казалось, что все можно объяснить в рамках волновой теории, которая не давала ясного ответа на вопрос о том, возможно ли вообще влияние тяготения на свет.)

И действительно, рассматривать свет так же, как пушечные ядра в ньютоновской теории тяготения, – не совсем последовательно, ведь скорость света постоянна. (Ядро, выпущенное вертикально с поверхности Земли, замедляется под действием силы тяжести, в какой-то момент останавливается и падает вниз. В отличие от него, фотон продолжает двигаться вверх с постоянной скоростью. Как же тогда может ньютоновское тяготение воздействовать на свет?) Последовательная и внутренне согласованная теория влияния тяготения на фотоны появилась только в 1915 году, когда Эйнштейн создал общую теорию относительности. Да и после этого понадобилось еще много времени, чтобы осознать следствия теории для массивных звезд.

Чтобы понять, как может образоваться черная дыра, сначала следует разобраться с жизненным циклом звезды. Звезда рождается, когда большое количество газа (в основном водорода) сжимается и обрушивается на себя (коллапсирует) под действием собственного тяготения. По мере сокращения облака атомы газа все чаще сталкиваются друг с другом, двигаясь со все более высокими скоростями, и газ нагревается. В какой-то момент он становится настолько горячим, что сталкивающиеся атомы водорода перестают отскакивать друг от друга и начинают «срастаться», образуя атомы гелия. Выделяемое при этой реакции тепло, подобное тому, которое выделяется при взрыве водородной бомбы, как раз и заставляет звезду светиться. Это дополнительное тепло также приводит к увеличению давления до уровня, достаточного, чтобы уравновесить гравитационное притяжение, и сжатие газа прекращается. Ситуация немного напоминает происходящее внутри воздушного шара: в его случае мы имеем дело с равновесием между внутренним давлением воздуха, стремящимся раздуть шар, и натяжением резиновой оболочки, которая стремится сжать его. Звезды могут поддерживать такого рода стабильность в течение долгого времени – пока тепло, выделяемое в ходе термоядерных реакций, уравновешивает гравитационное притяжение. Однако рано или поздно звезда исчерпывает свои запасы водорода и другого ядерного топлива. Парадоксальным образом, чем больший запас топлива звезда имеет в начале своей эволюции, тем быстрее он подходит к концу. Дело в том, что чем массивнее звезда, тем горячее должны быть ее недра, чтобы уравновесить гравитационное притяжение [вышележащих слоев]. А чем горячее недра звезды [и чем быстрее происходят в них термоядерные реакции синтеза], тем быстрее заканчиваются запасы термоядерного топлива. Топливных запасов нашего Солнца хватит еще примерно на пять миллиардов лет, но более массивные звезды успевают исчерпать свои резервы всего за каких-то сто миллионов лет, а это намного меньше возраста Вселенной. Использовав запас термоядерного топлива, звезда начинает остывать, и сила тяготения берет верх над давлением, заставляя звезду сжиматься. Понимание последующей эволюции звезды пришло лишь в конце 20-х годов XX века.

В 1928 году Субраманьян Чандрасекар, выпускник индийского университета, отправился в Англию, чтобы продолжить обучение в Кембридже у британского астронома сэра Артура Эддингтона – специалиста по общей теории относительности. (Рассказывали, что в начале 1920-х годов журналист сообщил Эддингтону, будто слышал, что всего три человека в мире понимают общую теорию относительности. Эддингтон задумался, а потом сказал: «Я пытаюсь понять, кто же третий».) На пути из Индии Чандрасекар рассчитал, насколько большой может быть звезда, чтобы при этом удерживаться от сжатия под действием собственного тяготения, исчерпав все имеющиеся запасы топлива. Идея состояла в следующем: когда звезда сжимается до малых размеров, частицы ее вещества оказываются очень близко друг к другу и, согласно принципу запрета Паули, они должны иметь сильно различающиеся скорости. По этой причине частицы стремятся разлететься и тем самым заставляют звезду расширяться. Таким образом, звезда способна сохранять постоянный радиус благодаря равновесию между гравитационным притяжением и отталкиванием, вызванным принципом запрета, аналогично тому, как на предыдущем этапе тяготение уравновешивалось теплом.

Однако Чандрасекар понял, что у вызванного принципом запрета Паули отталкивания есть определенный предел. В теории относительности максимальная разность скоростей частиц вещества внутри звезды не превосходит скорости света. Это значит, что когда звезда становится достаточно плотной, то вызванное принципом запрета отталкивание оказывается слабее гравитационного притяжения. Согласно расчетам Чандрасекара, холодная звезда с массой, превышающей примерно полторы массы Солнца, не в состоянии удержаться от коллапса[17]17
  И превращения в нейтронную звезду. – Прим. науч. ред.


[Закрыть] под действием собственного тяготения. (Эта масса сейчас называется пределом Чандрасекара.) Примерно в то же время аналогичное открытие сделал советский ученый Лев Давидович Ландау.

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]18
  Согласно современным представлениям коллапс звезды в черную дыру происходит, если масса звезды превышает три массы Солнца. Это так называемый предел Оппенгеймера – Волкова (см. Черепащук А. М. Тесные двойные системы. – Т. 2. – М., 2013). – Прим. науч. ред.


[Закрыть]. 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.

Чтобы понять, что увидит человек, наблюдающий коллапс звезды и образование черной дыры, надо учесть, что в теории относительности нет абсолютного времени: для каждого наблюдателя время течет по-своему. Наблюдатель на поверхности звезды воспринимает время не так, как оный на большом удалении от нее – из-за большей напряженности гравитационного поля на границе звезды. Представим себе отважного астронавта, балансирующего на поверхности сжимающейся звезды. Он решил остаться там на время коллапса и ежесекундно (по своим часам) посылает сигналы на обращающийся вокруг звезды космический корабль. В какой-то момент по часам астронавта – например, ровно в 11:00 – звезда, сжимаясь, уйдет под критический радиус, на котором гравитационное поле становится настолько сильным, что ничто уже не может покинуть поверхность светила. Стало быть, сигналы астронавта не смогут достичь корабля. По мере приближения к 11:00 спутники астронавта, наблюдающие за ним с борта орбитального корабля, заметят, что интервалы между последовательными сигналами коллеги становятся все длиннее. Эффект этот будет довольно незначителен до 10 часов 59 минут 59 секунд. Между приемом сигнала, отправленного астронавтом в 10 часов 59 минут 58 секунд, и сигналом в 10 часов 59 минут 59 секунд пройдет лишь немногим более секунды, а вот сигнала, посланного в 11:00 по часам астронавта, придется ждать вечно. Световые волны, испущенные с поверхности звезды между 10 часами 59 минутами 59 секундами и 11 часами ровно по часам астронавта, окажутся растянутыми на бесконечный промежуток времени с точки зрения экипажа орбитального корабля. Интервал между принимаемыми волнами на космическом корабле будет с каждым разом все длиннее, и поэтому свет звезды будет тускнеть и смещаться в красную область спектра. В какой-то момент звезда станет настолько неприметной, что ее нельзя будет разглядеть с борта космического корабля, – на ее месте останется лишь зияющая в пространстве черная дыра. Правда, черная дыра продолжит воздействовать на космический корабль все с той же силой тяготения, заставляя его двигаться по околозвездной орбите. Впрочем, это все же не совсем реалистичный сценарий – и все из-за следующей проблемы. Сила тяжести ослабевает по мере удаления от звезды, и поэтому сила притяжения, действующая на ноги бравого астронавта, всегда будет больше силы, действующей на его голову. Под действием разности этих сил тело астронавта вытянется, как спагетти, или вообще окажется разорвано на части еще до того, как звезда достигнет критического радиуса, когда возникает горизонт событий! Правда, считается, что и куда более крупные объекты во Вселенной, такие как центральные области галактик, тоже могут испытывать гравитационный коллапс с образованием черных дыр[19]19
  Наподобие сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути. – Прим. перев.


[Закрыть]. Астронавт, оказавшийся на поверхности такого объекта, поначалу, до момента образования черной дыры, будет сохранять целостность. Он, в сущности, ничего особенного не почувствует, когда звезда сожмется до критического радиуса, и вполне может пройти точку невозврата, совершенно этого не заметив. А всего через несколько часов по времени астронавта, по мере продолжения коллапса, разность гравитационных сил, действующих на его голову и ноги, все равно станет достаточно большой, чтобы разорвать его на части.

Результаты исследования, которое мы с Роджером Пенроузом проводили с 1965 по 1970 год, показали, что согласно общей теории относительности внутри черной дыры должна находиться сингулярность с бесконечной плотностью и бесконечной кривизной пространства-времени[20]20
  Решение уравнений Эйнштейна для сферически-симметричного распределения вещества впервые получено К. Шварцшильдом в 1916 году. Решение Шварцшильда содержит горизонт событий и центральную сингулярность. Исследованием центральной сингулярности занимались многие ученые (Э. Толмен, Л. Ландау и др.) задолго до С. Хокинга и Р. Пенроуза. – Прим. науч. ред.


[Закрыть]. Что-то вроде Большого взрыва в начале времен, но только в этом случае мы имеем дело с концом времени для коллапсирующего тела и астронавта. В этой сингулярности нарушаются законы физики и оказывается утраченной возможность предсказывать будущее. При этом наблюдателей вне черной дыры потеря предсказуемости никак не затронет, потому что никакой свет и никакой сигнал изнутри сингулярности не смогут достичь их. Под впечатлением от этого замечательного факта Роджер Пенроуз выдвинул гипотезу о космической цензуре, которую можно сформулировать так: «Бог не терпит голых сингулярностей». Другими словами, сингулярности, порождаемые гравитационным коллапсом, возникают только в местах, подобным черным дырам, то есть там, где они скрыты от внешнего взора горизонтом событий. Это, строго говоря, так называемая слабая гипотеза космической цензуры, – она защищает наблюдателей от последствий имеющего место в сингулярности нарушения предсказуемости, но ничем не может помочь бедному астронавту, который падает в черную дыру.

Существуют решения уравнений общей теории относительности, позволяющие астронавту увидеть голую сингулярность: он может избежать столкновения с сингулярностью, вместо этого пролететь через кротовую нору и выйти в другой области Вселенной. Это открывает замечательные возможности для путешествий в пространстве и времени, но, к сожалению, похоже, что такие решения крайне нестабильны: малейшее возмущение – например, присутствие астронавта – может так повлиять на расчеты, что астронавт не увидит сингулярности, пока не столкнется с ней, и на этом его существование закончится. Другими словами, сингулярность всегда будет находится в его в будущем и никогда – в прошлом. Сильный вариант гипотезы космической цензуры гласит, что при реалистичном решении все сингулярности находятся либо полностью в будущем (как в случае сингулярностей гравитационного коллапса), либо в прошлом (как в случае Большого взрыва). Я глубоко убежден в справедливости гипотезы космической цензуры и поэтому поспорил с Кипом Торном и Джоном Прескиллом из Калифорнийского технологического института, утверждая, что эта гипотеза всегда справедлива. Я проиграл пари по технической причине: потому что удалось привести примеры решений, когда сингулярность оказывалась видимой с очень большого расстояния. Так что мне пришлось заплатить, то есть, по условиям пари, я должен был прикрыть наготу этих сингулярностей. Но в душе я праздновал победу – голые сингулярности оказались неустойчивыми: малейшее возмущение либо приводило к их исчезновению, либо скрывало их за горизонтом событий. Стало быть, эти сингулярности не могли возникнуть в реальных ситуациях.

Рис. 6.1

Горизонт событий – граница области в пространстве-времени, за пределы которой невозможно выйти, – действует как своего рода полупроницаемая мембрана вокруг черной дыры: разнообразные объекты, вроде неосмотрительных астронавтов, могут падать сквозь горизонт событий в черную дыру, но ничто не может покинуть ее сквозь горизонт событий. (Напомним, что горизонт событий – это пространственно-временная траектория света, который стремится покинуть черную дыру. При этом ничто не может двигаться быстрее света.) Горизонт событий можно описать словами Данте о вратах ада: «Оставь надежду, всяк сюда входящий». Кто бы ни попал и что бы ни попало за горизонт событий, ему суждено вскоре достичь области бесконечной плотности, где кончается время.

Согласно общей теории относительности массивные движущиеся объекты должны испускать гравитационные волны, то есть формировать рябь на кривизне пространства, которая распространяется со скоростью света. Они напоминают волны света – рябь на электромагнитном поле, – но их куда труднее обнаружить. Гравитационные волны регистрируют по мельчайшим взаимным отклонениям свободно движущихся соседних объектов. В США, Европе и Японии строится ряд детекторов для измерения смещений, равных одной секстиллионной (единица с двадцать одним нулем) доле первоначального расстояния, что труднее, чем найти атомное ядро на расстоянии 16 километров.

Подобно свету, гравитационные волны уносят энергию от излучающих их тел. Поэтому можно было бы ожидать, что система массивных объектов рано или поздно достигнет стационарного состояния – ведь энергия любого движения уйдет вместе с гравитационными волнами. (Так же будет вести себя на воде брошенная в нее пробка – она то погружается, то всплывает снова, но постепенно замирает и переходит в стационарное состояние, по мере того как расходящиеся от нее круги забирают ее энергию.) Например, движение Земли по орбите вокруг Солнца порождает гравитационные волны. В результате потери энергии земная орбита изменится – наша планета будет постепенно становиться все ближе к Солнцу, в какой-то момент столкнется с ним и перейдет в стационарное состояние. Темп потерь энергии в случае Земли и Солнца крайне мал – он примерно соответствует энергопотреблению небольшого электрического нагревателя. Это значит, что Земля врежется в Солнце примерно через миллиард миллионов миллионов миллионов лет. Стало быть, нам пока не о чем беспокоиться! Земная орбита изменяется слишком медленно, и темп изменений едва ли можно зарегистрировать. Однако этот эффект наблюдался в последние годы в системе под названием PSR 1913 + 16 (PSR означает «пульсар»; это особый тип нейтронных звезд, регулярно излучающих импульсы радиоволн). Эта система состоит из двух нейтронных звезд, обращающихся друг вокруг друга. Излучая гравитационные волны, они расходуют энергию, а потому движутся по спиральным траекториям, взаимно сближаясь. За это подтверждение общей теории относительности Джозеф Хотон Тейлор-младший и Рассел Ален Халс были в 1993 году удостоены Нобелевской премии по физике. Столкновение компонентов этой системы произойдет примерно через триста миллионов лет. Непосредственно перед столкновением орбитальное движение звезд станет достаточно быстрым и излучаемые гравитационные волны достаточно мощными, чтобы детекторы вроде LIGO смогли обнаружить их.

В ходе гравитационного коллапса звезды и образования черной дыры скорость движения будет много выше и, соответственно, много выше будет и скорость потери энергии. Потому стационарное состояние может быть достигнуто довольно скоро. Что же это состояние собой представляет? Есть основания полагать, что это зависит от множества особенностей исходной звезды – не только от ее массы и скорости вращения, но и от характера распределения плотности в звезде и сложных движений газа в ее недрах. Если бы черные дыры были столь же разнообразны, как и объекты, из которых они образовались, было бы очень трудно делать какие бы то ни было общие предсказания о них.

Но в 1967 году канадский ученый Вернер Израэль (он родился в Берлине, вырос в Южной Африке и защитил диссертацию в Ирландии) совершил революцию в исследовании черных дыр. Ученый показал, что согласно общей теории относительности невращающиеся черные дыры должны быть устроены очень просто: иметь форму идеальной сферы и размер, который зависит только от массы. Так что две черных дыры с одинаковой массой совершенно одинаковы. Такие черные дыры описываются частным решением уравнений Эйнштейна, известным с 1917 года и полученным Карлом Шварцшильдом вскоре после создания общей теории относительности. Сначала многие физики, включая и самого Израэля, считали, что, поскольку черные дыры должны быть идеально сферическими, они могут образовываться только в ходе коллапса абсолютно сферически симметричного объекта. А следовательно, коллапс любой реальной звезды – которая никак не может быть абсолютно сферически симметричной – может породить только голую сингулярность.

Но было предложено и другое толкование результата Израэля, которого, в частности, придерживались Роджер Пенроуз и Джон Уилер. Они утверждали, что из-за сопровождающих коллапс звезды перемещений вещества на высокой скорости и сопутствующего излучения гравитационных волн звезда будет становиться все более сферически симметричной и к моменту, когда она достигнет стационарного состояния, она примет форму идеальной сферы. Согласно этой точке зрения, в результате гравитационного коллапса любая невращающаяся звезда со сколь угодно сложной формой и внутренней структурой должна превратиться в идеально сферически симметричную черную дыру, чей размер зависит только от массы. Последующие расчеты подтвердили этот вывод, и вскоре он стал общепринятым.