Третья лекция. Черные дыры

 

Термин «черная дыра» возник сравнительно недавно. Американский ученый Джон Уилер ввел его в 1969 г. как наглядное отображение идеи, зародившейся самое меньшее два века назад. В то время существовало две теории света. Одна провозглашала, что свет — это поток частиц, другая — что это волны. Теперь мы знаем, что верны обе теории. Принцип корпускулярно-волнового дуализма, принятый в квантовой механике, разрешает рассматривать свет и как частицы, и как волны. Однако волновая концепция света не проясняет того, воздействует ли на свет гравитация. Если рассматривать свет как поток частиц, можно ожидать, что гравитация воздействует на него таким же образом, как на пушечные ядра, ракеты и небесные тела.

В 1783 г. кембриджский преподаватель Джон Мичелл написал статью для журнала «Философские труды Лондонского Королевского общества», в которой указывал: достаточно массивные и плотные звезды могут обладать настолько мощным гравитационным полем, что удерживают испускаемый ими свет. Любой свет, излучаемый поверхностью звезды, будет притянут назад гравитацией и не сможет удалиться на сколько-нибудь значительное расстояние. Мичелл предположил, что таких звезд во Вселенной немало. Хотя мы не можем их видеть (ведь их свет никогда не достигнет нас), мы способны регистрировать их гравитационное воздействие.

Именно подобные объекты мы и называем черными дырами, потому что таковы они есть — черные пустоты в космосе.

Сходное предположение — независимо от Мичелла, через несколько лет после него — высказал французский астроном Лаплас. Примечательно, что эту гипотезу он включил только в первые два издания своей книги «Изложение системы мира», а из последнего выбросил; должно быть, посчитал идею слишком безумной. На самом деле не совсем последовательно уподоблять свет пушечным ядрам ньютоновской теории тяготения, поскольку скорость света — величина постоянная. Ядро, выпущенное пушкой в воздух с поверхности Земли, под действием гравитации замедлит свое движение вверх, затем остановится и упадет. Фотоны же продолжают двигаться вверх с постоянной скоростью. Так каким же образом воздействует на свет ньютоновская гравитация? Последовательной теории воздействия тяготения на свет не существовало до тех пор, пока Эйнштейн в 1915 г. не сформулировал общую теорию относительности, и даже после этого прошло немало времени, прежде чем были выработаны приложения этой теории к поведению массивных звезд.

Чтобы понять, как могла бы формироваться черная дыра, нам сначала необходимо вникнуть в жизненный цикл звезды. Она образуется из огромного количества газа (главным образом водорода), сжимающегося под действием гравитации. По мере сжатия атомы газа все чаще сталкиваются друг с другом и приобретают всё большую скорость — газ разогревается. В какой-то момент он становится настолько горячим, что атомы водорода уже не разлетаются при столкновениях, а начинают сливаться, образуя атомы гелия. Именно тепло, выделяющееся при этой реакции, которая напоминает контролируемый взрыв водородной бомбы, и заставляет светиться звезды. Это выделяющееся тепло повышает давление газа до тех пор, пока оно не уравновешивает гравитационное притяжение, и тогда сжатие газа останавливается. Нечто подобное происходит с воздушным шариком: газ, наполняющий резиновую оболочку, стремится растянуть ее, но действие его уравновешивают упругие силы в резине, которые пытаются оболочку сократить.

В этом устойчивом состоянии, когда воздействие выделяющегося при ядерной реакции тепла компенсируется гравитацией, звезда может пребывать длительное время. Однако рано или поздно она израсходует свой водород и другое ядерное топливо. И вот парадокс: чем больше такого топлива имелось изначально, тем скорее оно будет растрачено. А все потому, что чем массивнее звезда, тем больше тепла требуется для противодействия гравитации. И чем горячее звезда, тем скорее сжигается «горючее». Нашему Солнцу, по-видимому, его хватит еще на пять миллиардов лет или около того, но более крупные звезды могут извести свое «горючее» всего за каких-то сто миллионов лет — малость в сравнении с возрастом Вселенной. Лишившись топлива, звезда начинает остывать и сокращаться в размерах. Что может происходить затем, было выяснено лишь в конце 1920-х гг.

В 1928 г. индийский аспирант Субраманьян Чандрасекар отплыл в Англию, чтобы обучаться в Кембридже у британского астронома сэра Артура Эддингтона. Эддингтон занимался общей теорией относительности. Рассказывают, что в начале 1920-х гг. некий журналист спросил его: «Правда ли, что лишь три человека в мире понимают эту теорию?» «И кто же третий?» — откликнулся Эддингтон.

За время своего плавания из Индии в Англию Чандрасекар рассчитал, какой величины может быть звезда, способная сопротивляться собственной гравитации после того, как выработано все топливо. Его идея была такова: когда звезда уменьшается в размерах, расстояние между частицами вещества сокращается. Однако так называемый принцип запрета Паули не позволяет двум частицам вещества одновременно

иметь одно и то же положение и одну и ту же скорость. Частицы должны обладать различной скоростью. Это заставляет их разлетаться в разные стороны, что, в свою очередь, вызывает расширение звезды. Она, таким образом, получает возможность сохранять постоянный радиус за счет баланса между притяжением, вызванным гравитацией, и отталкиванием, обусловленным принципом запрета Паули, подобно тому как раньше гравитационное сжатие уравновешивалось расширением, возникающим из-за выделения тепла при ядерных реакциях.

Чандрасекар понял, однако, что отталкивание, определяемое принципом запрета, имеет свой предел. Теория относительности ограничивает скорость разлетания частиц вещества в недрах звезды скоростью света. Следовательно, когда звезда достигает некоторой плотности, отталкивание, связанное с принципом запрета, оказывается слабее гравитационного притяжения. Чандрасекар вычислил, что холодная звезда, масса которой в 1,5 раза больше массы нашего Солнца, не способна сопротивляться собственной гравитации. Эта масса получила название предел Чандрасекара.

Отсюда вытекают самые серьезные последствия для участи массивных звезд. Звезда, масса которой меньше предела Чандрасекара, может в конце концов перестать сжиматься и перейти в возможное финальное состояние белого карлика с радиусом несколько тысяч километров и плотностью порядка сотен тонн на кубический сантиметр. Существование белого карлика поддерживается отталкиванием между электронами в его веществе, что обусловлено принципом запрета Паули. Мы наблюдаем большое число белых карликов. Одним из первых был открыт тот, что обращается вокруг Сириуса, самой яркой звезды на ночном небе.

Было доказано, что возможен и другой исход для звезды, масса которой также не больше одной-двух масс Солнца, но которая значительно меньше белого карлика. Такие звезды

тоже обязаны своим существованием отталкиванию, обусловленному принципом запрета Паули, но не между электронами, а между нейтронами и протонами. Потому они и называются нейтронными. Они имеют в поперечнике от 20 до 30 километров, а их плотность составляет миллиарды тонн на кубический сантиметр. В то время, когда была предсказана возможность существования подобных объектов, наблюдать их не удавалось, так что обнаружили их значительно позднее.

С другой стороны, звезды, масса которых выше предела Чандрасекара, ожидает незавидная участь, когда их ядерное топливо подходит к концу. Иногда они взрываются или выбрасывают достаточно вещества, чтобы масса их упала ниже критического предела; но трудно поверить, что такое случается всегда, сколь бы велика ни была звезда. Откуда ей знать, что надо скинуть вес? Пусть даже каждой звезде удается потерять необходимую массу — что произойдет, если дополнительная масса прибавится к белому карлику или нейтронной звезде, заставив их выйти за предел Чандрасекара? Ожидает ли их коллапс, сжатие до бесконечной плотности?

Эддингтон был шокирован этими следствиями и отказался поверить в результаты Чандрасекара. Просто невозможно, думал он, чтобы звезда сжалась до размеров точки. Таково же было мнение большинства ученых. Сам Эйнштейн опубликовал статью, объявлявшую невозможным уменьшение звезд до нулевых размеров. Неприятие коллег, особенно Эддингтона — не только бывшего научного руководителя, но и ведущего авторитета в области строения звезд, — вынудило Чандрасекара оставить избранное направление исследований и заняться другими проблемами астрономии. Однако, когда в 1983 г. его удостоили Нобелевской премии, этим он был обязан (по крайней мере, отчасти) своей ранней работе о предельных массах холодных звезд.

Чандрасекар показал, что отталкивание, обусловленное принципом запрета, не может предотвратить коллапс звезд,

чья масса превышает вычисленный им предел. Но судьба, ожидающая такие массивные звезды в соответствии с общей теорией относительности, оставалась невыясненной вплоть до 1939 г., когда эту задачу решил молодой американский физик Роберт Оппенгеймер. Из его расчетов, однако, вытекало, что не стоит ожидать никаких обозримых последствий, которые могли бы быть обнаружены телескопами того времени. Вскоре Вторая мировая война заставила Оппенгеймера переключиться на создание атомной бомбы. А после войны проблема гравитационного коллапса была надолго забыта, поскольку в то время большинство физиков интересовалось происходящим в масштабах атома и его ядра. Однако в 1960-х гг. интерес к крупномасштабным проблемам астрономии и космологии ожил благодаря значительному росту количества астрономических наблюдений и расширению их диапазона за счет применения новых технологий. Результаты Оппенгеймера были открыты заново и развиты целым рядом других ученых.

Картина, вытекающая из работы Оппенгеймера, такова. Гравитационное поле звезды отклоняет траектории лучей света в пространстве-времени от тех, которые они имели бы в отсутствие звезды. Световые конусы, которые отображают пути в пространстве и времени световых импульсов, испущенных из их вершины, вблизи поверхности звезд слегка изгибаются «вовнутрь». Это прослеживается в изгибании света далеких звезд во время солнечного затмения. По мере сжатия звезды гравитационное поле на ее поверхности становится все более мощным и увеличивается степень изгиба световых конусов. Свету все труднее ускользнуть от звезды, и далекому наблюдателю он кажется все слабее и краснее.

В итоге, когда звезда сжалась до некоторого критического радиуса, гравитационное поле на ее поверхности обретает огромную мощность, из-за чего световые конусы настолько сильно изгибаются в направлении звезды, что свет дальше

вообще не может распространяться. В соответствии с теорией относительности ничто не может перемещаться быстрее света. А значит, если уж свету не удается вырваться из ловушки, это не дано и чему-либо иному. Все будет притянуто назад гравитационным полем. Так что существует совокупность событий, область пространства-времени, из которой ничто не способно выбраться, чтобы достичь удаленного наблюдателя. Эту область мы сегодня называем черной дырой. А ее границу — горизонтом событий. Она совпадает с тем местом, начиная с которого световые лучи не могут вырваться из черной дыры.

Для понимания того, что мы увидели бы, если бы могли наблюдать звездный коллапс и формирование черной дыры, следует вспомнить, что в теории относительности нет абсолютного времени. Каждый наблюдатель имеет свой собственный счет времени. Для находящегося на звезде время будет отличаться от времени удаленного наблюдателя из-за влияния гравитационного поля звезды. (Этот эффект может быть измерен на Земле в ходе эксперимента с часами, располагающимися на вершине и возле основания водонапорной башни.) Предположим, что отчаянный астронавт каждую секунду — по его часам — шлет сигнал с поверхности коллапсирующей звезды на борт космического корабля, который огибает звезду по круговой орбите. В какой-то момент, допустим в одиннадцать по его часам, радиус сжимающейся звезды становится меньше критического, при котором гравитационное поле усиливается настолько, что сигналы больше уже не достигают корабля на орбите.

Люди на борту корабля отметят, что по мере приближения 11 часов интервалы между последовательными сигналами астронавта сделаются все длиннее и длиннее. Впрочем, эффект будет незначителен до 10:59:59. Между сигналами, отправленными по часам астронавта в 10:59:58 и 10:59:59, для наблюдателей на орбите пройдет чуть больше секунды, но сигнала, поданного в 11:00:00, пришлось бы ожидать вечно. Световые

волны, испущенные поверхностью звезды между 10:59:59 и 11:00:00 — по часам астронавта, будут распространяться в течение бесконечного периода времени по впечатлению тех, кто остался на корабле.

Временной интервал между прибытием последовательных волн на борт корабля будет удлиняться и удлиняться, а свет звезды — делаться все краснее и тусклее. Рано или поздно звезда померкнет настолько, что уже не будет видна с корабля. Только и останется что черная дыра в космосе. Звезда тем не менее продолжит оказывать такое же, как и прежде, гравитационное воздействие на корабль. Потому что она все еще видима с корабля, по крайней мере в принципе. Просто под влиянием гравитационного поля свет ее претерпевает столь значительное красное смещение, что она не воспринимается органами человеческого зрения. Однако красное смещение не воздействует на само гравитационное поле. И корабль продолжает кружить возле черной дыры.

Работа, проделанная Роджером Пенроузом и мною между 1965 и 1970 гг., показала, что в соответствии с общей теорией относительности внутри черных дыр должна существовать особая точка, сингулярность с бесконечной плотностью вещества. Это очень напоминает Большой Взрыв, начало времени, с той лишь разницей, что для коллапсирующей звезды и астронавта это было бы концом времени. Все законы нашей науки и наша способность предсказывать будущее разбиваются о сингулярность. Впрочем, наблюдатель, оставшийся за пределами черной дыры, не испытает на себе последствий краха предсказуемости, потому что ни свет, ни какой-нибудь иной сигнал не может прорваться к нему из сингулярности.

Этот удивительный факт надоумил Роджера Пенроуза предложить гипотезу космической цензуры, которую можно перефразировать следующим образом: «Бог не терпит голой сингулярности». Иными словами, сингулярности, порождаемые гравитационным коллапсом, возникают только в местах

вроде черных дыр, где они благопристойно скрыты от постороннего взгляда горизонтом событий. Если быть точным, это то, что называется слабой гипотезой космической цензуры: она защищает наблюдателей за пределами черной дыры от любых последствий краха предсказуемости, который происходит внутри сингулярности. Но это никак не поможет несчастному астронавту, который канул в черную дыру. Пощадит ли Бог и его стыдливость?

Существует несколько решений уравнений общей теории относительности, которые позволяют нашему астронавту увидеть голую сингулярность. Вместо того чтобы угодить в нее, астронавт может попасть в так называемую кротовую нору и оказаться в другой области Вселенной. Это открывало бы большие возможности для путешествий в пространстве и времени, но, к несчастью, такие решения, похоже, могут оказаться весьма неустойчивыми. Малейшая помеха, такая как присутствие астронавта, способна изменить их настолько, что астронавт не разглядит сингулярности, пока не угодит в нее, и его время закончится. Иными словами, сингулярность всегда лежит в его будущем и никогда — в прошлом.

Сильный вариант гипотезы космической цензуры постулирует, что в реалистическом решении сингулярность всегда лежит или целиком в будущем (как сингулярности гравитационного коллапса), или целиком в прошлом (как Большой Взрыв). Весьма хотелось бы надеяться, что тот или иной вариант космической цензуры имеет смысл, поскольку нельзя исключать, что вблизи голых сингулярностей возможны путешествия в прошлое. Подобная возможность заманчива для писателей-фантастов, однако она означает, что ни один человек не может быть спокоен за свою жизнь. Некто способен попасть в прошлое и убить кого-либо из ваших родителей, когда вы еще не зачаты.

При формировании черной дыры в результате гравитационного коллапса все движения должны быть ограничены

эмиссией гравитационных волн. Поэтому следует ожидать, что довольно скоро черная дыра перейдет в устойчивое состояние. Принято думать, что это финальное, стационарное, состояние зависит от особенностей объекта, коллапс которого породил черную дыру. Черная дыра может иметь любую форму и размер. Более того, очертания ее могут быть изменчивыми, пульсирующими.

Как бы то ни было, в 1967 г. в Дублине была опубликована статья Вернера Израэля, совершившая переворот в изучении черных дыр. Израэль показал, что любая невращающаяся черная дыра должна иметь идеальную круглую или сферическую форму. Более того, ее размер зависит лишь от ее массы. В действительности она может описываться частным решением уравнений Эйнштейна, известным с 1917 г., когда Карл Шварцшильд обосновал его вскоре после создания общей теории относительности. Первоначально результаты Израэля интерпретировались многими, в том числе и им самим, как подтверждение того, что черные дыры должны образовываться только при сжатии тел, которые имеют правильную сферическую форму. Поскольку в действительности никакое тело такой формой не обладает, это значит, что в общем гравитационное сжатие должно приводить к «голым сингулярностям». Впрочем, имелась и иная интерпретация результатов Израэля, которую поддерживали в частности Роджер Пенроуз и Джон Уилер. Речь о том, что черная дыра должна вести себя подобно шарику жидкости. Даже если объект имел несферическую форму перед коллапсом, породившим черную дыру, она примет сферические очертания под действием гравитационных волн. Позднейшие вычисления подтвердили эту точку зрения, и она получила общее признание.

Выводы Израэля относились лишь к черным дырам, возникшим из невращающихся тел. Исходя из аналогии с шариком жидкости, следует ожидать, что черные дыры, образовавшиеся при коллапсе вращающихся тел, не должны быть идеально круглыми. Они должны иметь вдоль экватора вздутие, образовавшееся из-за вращения. Небольшое вздутие такого типа наблюдается на Солнце. Оно возникло в результате вращения Солнца вокруг его оси с периодом около 25 земных суток. В 1963 г. новозеландец Рой Керр получил для черной дыры целый набор решений уравнений общей теории относительности, причем более общих, чем решение Шварцшильда. Керровские черные дыры вращаются с постоянной скоростью, а их размер и форма определяются исключительно массой и скоростью вращения. При нулевой скорости вращения черные дыры имеют идеально круглую форму и решение для них совпадает с решением Шварцшильда. Однако если скорость не равна нулю, черные дыры выпучиваются в экваториальной области. Отсюда напрашивается естественный вывод: если черная дыра формируется за счет коллапса вращающегося тела, то конечное ее состояние описывается решениями Керра.

В 1970 г. мой коллега и соученик по аспирантуре Брендон Картер сделал первый шаг к доказательству такого вывода. Он показал, что, коль скоро постоянно вращающаяся черная дыра имеет ось симметрии, подобно волчку, ее размеры и форма зависят только от массы и скорости вращения. Позднее, в 1971 г., я доказал, что любая стационарно вращающаяся черная дыра действительно должна иметь ось симметрии. Наконец, в 1973 г. Дэвид Робинсон из лондонского Кингз-Колледж, используя наши с Картером результаты, окончательно подтвердил, что наш вывод был верен: такого рода черные дыры описываются решениями Керра.

Таким образом, после гравитационного коллапса черная дыра должна вращаться, но не пульсировать. Более того, ее размеры и форма зависят только от массы и частоты вращения, но никак не от природы объекта, коллапс которого породил черную дыру. Этот вывод получил известность в форме

максимы «У черной дыры нет волос». Она подразумевает, что очень большое количество информации о теле, которое коллапсировало, должно потеряться при образовании черной дыры, потому что после этого мы можем измерить лишь два параметра данного тела — массу и скорость вращения. Значение этого будет показано в следующей лекции. Теорема о том, что «черные дыры не имеют волос», обладает большим практическим значением, ибо резко ограничивает число разновидностей черных дыр. Становится возможным детальное моделирование объектов, которые могут содержать черные дыры, и сравнение предсказаний этих моделей с наблюдениями.

Исследование черных дыр представляет собой довольно редкий в истории науки случай, когда теория была выработана в мельчайших деталях как математическая модель задолго до того, как ее правильность подтвердили наблюдения. Конечно, это обстоятельство служило основным аргументом скептиков. Как можно верить в реальность объектов, существование которых подтверждается только вычислениями, основанными на сомнительной общей теории относительности?

Однако в 1963 г. Мартен Шмидт, астроном обсерватории Маунт-Паломар в Калифорнии, обнаружил слабый, напоминающий звезду объект в направлении источника радиоволн, получившего обозначение 3C273 (потому что он стоит под номером 273 в третьем выпуске Кембриджского каталога радиоисточников). Измерив красное смещение нового объекта, Шмидт обнаружил, что оно слишком велико для того, чтобы его можно было приписать действию гравитационного поля. Если бы красное смещение имело гравитационную природу, объект оказался бы настолько массивным и близким к нам, что ощущалось бы его влияние на орбитальное движение планет Солнечной системы. Это заставляло предположить, что красное смещение вызвано расширением Вселенной, а значит, объект располагается очень далеко от нас. А для того чтобы мы могли его видеть на столь большом расстоянии, он должен быть исключительно ярким и излучать огромное количество энергии.

Единственным мыслимым механизмом, способным вырабатывать столько энергии, представлялся гравитационный коллапс, но не отдельной звезды, а всей центральной области галактики. Позднее был обнаружен целый ряд подобных квазизвездных объектов, или квазаров, и у всех них отмечалось большое красное смещение. Но все они находятся слишком далеко и слишком сложны для наблюдений, которые могли бы дать убедительные доказательства существования черных дыр.

Следующее обнадеживающее свидетельство того, что черные дыры все-таки существуют, появилось в 1967 г., когда аспирантка Кембриджского университета Джоселин Белл обнаружила, что некоторые небесные объекты излучают регулярные импульсы радиоволн. Поначалу Джоселин и ее научный руководитель Энтони Хьюиш даже решили, что, возможно, ими установлен контакт с инопланетной цивилизацией в другой галактике. В самом деле, я помню, как, докладывая на семинаре о своем открытии, они обозначили первые четыре обнаруженных ими источника аббревиатурой LGM 1-4, где LGM означало Little Green Men — маленькие зеленые человечки (как принято было называть инопланетян).

В конце концов, однако, и они, и все остальные пришли к менее романтическому выводу, что эти объекты, названные пульсарами, представляют собой вращающиеся нейтронные звезды. Пульсары испускают импульсы радиоволн в результате сложного взаимодействия их магнитных полей с окружающей материей. Это была плохая новость для авторов космических боевиков, но большое утешение для немногих ученых, веривших в то время в черные дыры. И первое реальное свидетельство того, что нейтронные звезды существуют. Радиус нейтронной звезды — около 15 километров, что лишь в несколько раз больше критического радиуса, при котором

звезда становится черной дырой. Если одна звезда может сжаться до столь малых размеров, резонно ожидать, что и другие звезды способны уменьшиться даже до еще меньших размеров и стать черными дырами.

Как можем мы надеяться обнаружить черные дыры, если они по определению не испускают никакого света? Это даже не поиски черной кошки в темной комнате — это поиски черной кошки в угольной яме! К счастью, способ есть, поскольку, как указывал еще Джон Мичелл в своей «первопроходческой» статье 1783 г., черная дыра оказывает гравитационное воздействие на близлежащие объекты. Астрономы выявили целый ряд систем, в которых две звезды движутся одна вокруг другой, связанные гравитацией. Они также обнаружили системы, в которых единственная видимая звезда обращается вокруг невидимого компаньона.

Конечно, нельзя с ходу утверждать, что этот компаньон — черная дыра. Возможно, это просто звезда, свет которой недостаточно ярок для того, чтобы мы могли ее наблюдать. Однако некоторые из таких систем (например, Х-1 в созвездии Лебедь) являются также очень мощными источниками рентгеновского излучения. Наилучшее объяснение этого феномена заключается в том, что рентгеновские лучи испускаются материей, выброшенной с поверхности видимой звезды. Падая в направлении невидимого компаньона, она приобретает спиральное движение, — как вода, устремляющаяся в слив ванны, — очень сильно разогревается и испускает рентгеновские лучи. Чтобы подобный механизм работал, невидимый объект должен быть очень маленьким — таким, как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра.

Итак, из наблюдаемого движения видимой звезды можно вывести минимально возможную массу невидимого объекта. Например, в системе Лебедь Х-1 невидимое тело по массе примерно в шесть раз превосходит наше Солнце. Согласно выводам Чандрасекара, это слишком много для того, чтобы

невидимка был белым карликом. Он слишком велик и для нейтронной звезды. А значит, это должна быть черная дыра.

Существуют и другие модели для объяснения феномена Лебедя Х-1, не включающие в себя черные дыры, но все они довольно натянуты. Присутствие в этой системе черной дыры кажется единственным разумным объяснением наблюдаемых особенностей. Несмотря на это, я заключил пари с Кипом Торном из Калифорнийского технологического института о том, что в действительности Лебедь Х-1 не содержит черной дыры. Для меня это своего рода страховка. Я много работал над проблемой черных дыр, и все мои труды пойдут прахом, если окажется, что черных дыр не существует. Но если черной дыры в системе Лебедь Х-1 не окажется, я хоть отчасти утешусь, выиграв пари и получив четырехгодичную подписку на журнал Private Eye. Если же черная дыра там есть, Кип будет бесплатно получать Penthouse, но всего лишь год, потому что когда мы бились об заклад в 1975 г., то были на 80% уверены, что черная дыра в созвездии Лебедь имеется. Сегодня, я бы сказал, мы уверены в этом на 95%, однако наш спор еще не разрешен.

Свидетельства существования черных дыр обнаруживаются в целом ряде звездных систем нашей галактики, а также в центрах других галактик и квазаров, где черные дыры, по-видимому, гораздо крупнее. Допустимо также рассматривать возможность того, что существуют черные дыры, масса которых значительно меньше массы нашего Солнца. Они не могут быть сформированы в результате гравитационного коллапса, поскольку их массы ниже предела Чандрасекара. Звезды столь малой массы способны сопротивляться собственной гравитации даже после того, как исчерпают все ядерное топливо. Так что маломассивные черные дыры могут формироваться, только если материя достигает огромной плотности, сжатая очень большим внешним давлением. Такие условия возникают, например, при взрыве сверхмощных водородных

бомб. Физик Джон Уилер как-то подсчитал, что, если взять всю тяжелую воду, содержащуюся во всех океанах мира, можно создать водородную бомбу, которая настолько сожмет материю в центре, что возникнет черная дыра. К несчастью, не останется никого, кто мог бы это увидеть.

Более реалистичной выглядит возможность того, что маломассивные черные дыры возникли при высоких температурах и давлениях на самом раннем этапе эволюции Вселенной. Подобное могло случиться, если молодая Вселенная не была совершенно гладкой и однородной, потому что тогда небольшие области с плотностью выше средней могли быть сжаты тем самым образом, какой необходим для образования черных дыр. Но мы знаем, что должны были существовать некоторые неоднородности, потому что в противном случае даже в нынешнюю эпоху во Вселенной все еще наблюдалось бы идеально равномерное распределение материи вместо ее скоплений в звездах и галактиках.

Действительно ли неравномерности, требуемые для образования звезд и галактик, могли привести к формированию значительного числа таких первичных черных дыр, зависит от условий, которые имели место на раннем этапе развития Вселенной. Так что если нам удастся установить, сколько первичных черных дыр существует ныне, мы многое узнаем о самых ранних этапах ее становления. Первичные черные дыры с массой более миллиарда тонн (такова масса крупной горы на Земле) могут быть выявлены только по их гравитационному воздействию на видимую материю или на расширение Вселенной. Однако, как вы узнаете из следующей лекции, черные дыры не так уж черны, в конце концов. Они испускают электромагнитное излучение, подобно нагретым телам, причем тем интенсивнее, чем они меньше. Так что парадоксальным образом может статься, что обнаружить небольшую черную дыру проще, чем крупную.