Артур Миллер - Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры
ЧАСТЬ III
Глава 12
Челюсти тьмы
Компьютерное моделирование Стирлинга Колгейта и Ричарда Уайта было первым шагом, убедившим ученых в возможности полного коллапса звезд. Тем временем математики получили результаты, позволявшие разобраться с проблемой кажущегося противоречия в задаче о двух наблюдателях, описанной Оппенгеймером и Снайдером еще в 1939 году. В их статье речь шла о коллапсирующей звезде, стремящейся достигнуть радиуса Шварцшильда. Наблюдатель, находящийся рядом со звездой, видит, что она почти со скоростью света сжимается, причем все быстрее по мере приближения к радиусу Шварцшильда[76]. Но для удаленного наблюдателя коллапсирующая звезда кажется застывшей. На самом деле это иллюзия: когда звезда исчезает за горизонтом событий, ее гравитация возрастает настолько, что свет не может из нее вырваться. Для решения этого парадокса потребовалось составить уравнения, которые позволили сравнить визуальную информацию, получаемую обоими наблюдателями, а именно — что происходит с материей, захваченной в область пространства и времени с огромной гравитацией. Оказалось, что Эддингтон решил эту задачу еще в 1924 году, исследуя решения уравнений Шварцшильда с точки зрения общей теории относительности Эйнштейна, хоть и не применил их к коллапсирующим звездам.
Но как поверить в то, что звезда во много раз большая чем Солнце сжимается в бесконечно малую точку? Физики были готовы к любому сценарию, пусть даже странному, нелогичному, противоречивому и абсолютно невозможному, но доказанному математически. Астрофизики же мыслили совсем иными категориями.
В 1965 году, за год до того, как Колгейт и Уайт завершили свое компьютерное моделирование, у 34-летнего английского математика Роджера Пенроуза из лондонского Биркбек-колледжа возникла блестящая идея — применить топологию в исследовании эволюции звезд. Топология — это раздел математики, в котором изучают свойства предметов и их поверхностей, не меняющихся при деформации. Стандартным примером являются кофейная чашка и бублик. Они имеют разную форму, но одинаковую топологию: у каждого предмета есть отверстие, у бублика в центре, а у чашки — в ручке. Поэтому они могут трансформироваться друг в друга без разрывов. Пенроуз, используя топологию для изучения поверхности горизонта событий, нашел неопровержимое доказательство того, что, как только звезда исчезает за горизонтом событий, она неизбежно коллапсирует, пока не превратится в сингулярность[77]. Таким образом, он теоретически подтвердил существование черных дыр.
Дальше возникал вопрос: а можно ли увидеть эту бесконечно малую и бесконечно плотную звезду? Итак, коллапс звезд завершается сингулярностью. Но в сингулярностях законы физики нарушаются, то есть эволюция Вселенной становится непредсказуемой, что очень тревожит ученых. В 1969 году Пенроуз выдвинул «гипотезу космической цензуры» — он заявил, что не может быть голых сингулярностей. По определению, сингулярности и то, как в этих точках нарушаются законы физики, невозможно увидеть за горизонтом событий — оттуда ничто не способно выйти наружу. Скорее всего, для описания происходящего внутри черной дыры потребуется новая физика — квантовая теория гравитации. А пока по поводу сингулярностей беспокоиться не нужно.
Блестящая топологическая идея Пенроуза была, однако, не чисто математической абстракцией. Его вдохновило необычайное открытие, сделанное 34-летним голландским астрономом из Калифорнийского технологического института Маартеном Шмидтом, — за два года до работ Пенроуза он опубликовал свою поистине пионерскую статью. Шмидт исследовал спектральные линии в спектрах звезд, а практически все, что мы знаем о звездах, — от их химического состава до траекторий их движения — получено именно на основе анализа этих спектров. Ярким примером является эффект Допплера, который позволяет определить скорость звезды относительно Земли. Этот эффект, открытый австрийским ученым Кристианом Допплером, состоит в изменении частоты колебаний или длины волн, воспринимаемых наблюдателем, вследствие движения источника волн и наблюдателя относительно друг друга. К примеру, если «скорая помощь» удаляется от нас, то частота звука сирены уменьшается, а если машина приближается — то частота звука увеличивается. В 1842 году Допплер, исходя из волновой теории света, теоретически показал, что свет будет вести себя точно так же, как звуковые волны, — то есть цвет светящегося тела, например звезды, будет меняться в зависимости от скорости ее удаления от неподвижного наблюдателя.
Двадцать лет спустя астрономы подтвердили его предсказание. Чтобы измерить допплеровский сдвиг, ученые сравнивают длину волны спектральной линии определенного элемента в лаборатории с той же самой линией в спектре звезды. Таким образом определяется скорость движения звезды относительно Земли. У звезд, двигающихся к Земле, например, при вращении друг относительно друга в двойной системе, спектральные линии смещены в сторону коротких волн, в фиолетовую часть спектра. Это известно как фиолетовое смещение. У звезд, удаляющихся от Земли, спектральные линии смещены в длинноволновую область, в красную часть спектра. Это — оптическое красное смещение. Оно отличается от гравитационного красного смещения, которое является следствием влияния гравитации на свет.
В 1929 году 40-летний американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл, изучая оптическое красное смещение звезд, сделал важное открытие, которое во многом повлияло на наше понимание процессов, происходящих во Вселенной. Почти десять лет Хаббл наблюдал галактики в Маунт-Вилсоновской обсерватории близ Пасадины в штате Калифорния. Делал он это с помощью телескопа Хукера, тогда самого большого и лучшего телескопа в мире. В результате кропотливых измерений Хаббл обнаружил, что красное смещение галактик — другими словами, скорость, с которой галактики удаляются от нас, — зависит от их расстояния до Земли. Чем дальше галактика, тем быстрее она движется, причем ее скорость является произведением расстояния от галактики до Земли на постоянную Хаббла (закон Хаббла). Величина этой постоянной равна 70 километрам в секунду на 30,8 миллиона триллионов километров (мегапарсек). Другими словами, при увеличении расстояния от Земли до галактики на 30,8 миллиона триллионов километров скорость их удаления от нас увеличивается на 70 километров в секунду.
Открытие Хаббла стало первым доказательством расширения Вселенной. Оно легло в основу теории Большого взрыва, которую астрофизики предложили в конце 1960-х годов. Согласно этой теории, около 13 миллиардов лет назад произошел взрыв крошечного, сверхплотного, сверхгорячего сгустка материи, и с тех пор он расширяется как воздушный шар. При расширении Вселенной разные галактики, подобно пятнам на поверхности шарика, отдаляются друг от друга. Другими словами, красное смещение связано не с относительным движением галактик и Земли, а с расширением самой Вселенной. Ученые назвали его «космологическим красным смещением»[78]. Коротковолновое излучение — гамма-лучи, рентгеновские лучи, ультрафиолетовое излучение и часть инфракрасного излучения — поглощаются атмосферой, так что астрономы стараются наблюдать их с помощью телескопов на орбитальных спутниках.
Радиоволны относятся к низкочастотной, длинноволновой области спектра. Они свободно проходят через атмосферу, поэтому астрономы могут изучать их с поверхности Земли. Радиоастрономия появилась почти случайно, в 1932 году, когда Карл Янски из «Bell Telephone Laboratory» пытался определить природу шумов при переговорах по трансатлантическому кабелю. Оказалось, что их вызывали радиоволны, идущие из центральной части Млечного Пути, причем они оказались гораздо сильнее тех, что шли от Солнца. Первоначально радиоастрономы использовали вогнутую тарелку, которая фокусировала радиоволны в антенну-приемник. Но после изобретения радаров, сыгравших большую роль во Второй мировой войне, радиоастрономы вооружились значительно более совершенной аппаратурой. Благодаря радиоастрономии было сделано одно из самых революционных открытий в астрофизике. Заряженные частицы при ускорении испускают излучение. Электроны, вращаясь с высокой скоростью в магнитном поле галактик, излучают длинные электромагнитные волны, то есть радиоволны. Таким образом, каждая галактика излучает радиоволны. Однако некоторые галактики являются более мощными источниками излучений, чем другие, причем они излучают радио-и световые волны одинаковой интенсивности. Это весьма необычное явление, поскольку большинство галактик в основном испускают свет. Радиоволны, приходящие из некоторых далеких галактик, в миллиарды раз интенсивнее радиоволн, идущих к нам из Млечного Пути. В конце 1940-х годов астрономы обнаружили три гораздо более мощных источника радиоволн, чем все известные ранее. Это излучение приходит из определенных созвездий. Сами источники казались полной загадкой, и никто не имел ни малейшего представления, что же это такое[79].
