Черные дыры и релятивистские звезды во Вселенной

Черные дыры и релятивистские звезды во Вселенной

Думаю, что для создания шмеля требуется больше мудрости, чем для создания черной дыры.

Юстейн Горде «Апельсиновая девушка»

Теперь мы много знаем о черных дырах, но все выводы сделаны на основании теоретических положений. Однако чрезвычайно важно знать существуют ли такие объекты в природе. Подтверждение их существования было бы еще одним основательным подтверждением общей теории относительности. Для тех типов черных дыр, о которых мы упомянули, основным параметром является масса. Естественно классифицировать черные дыры именно по этому параметру. Обычно в данном случае массу представляют в массах Солнца М_? = 2 ·10³⁰ кг, которая превышает массу Земли в 333 000 раз.

Начнем обсуждение с черных дыр звездных масс, для которых М_чд ~ 10 М_?, а гравитационный радиус может быть 20–30 км. Во-первых, поиск черных дыр именно этого класса ведется очень давно. Во-вторых, на их примере легче понять, как черные дыры могут образовываться. Для этого необходимы некоторые знания из теории эволюции звезд. Один из вариантов такой эволюции изображен на рисунках 8.3. На рис. 8.3 а показано, что где-то во Вселенной из-за флуктуации плотности и последующего наращивания массы из окружающего пространства образовался достаточно массивный, как правило, водородный шар. Под действием гравитации шар сжимается и в результате сильно разогревается. Когда температура доходит до необходимых значений, в центре «зажигается» термоядерная реакция синтеза гелия из ядер водорода и значительно возрастает внутреннее давление. Со временем оно становится настолько большим, что сжатие прекращается и шар (звезда) приходит в стационарное состояние, рис. 8.3 б. После выгорания водорода в центре начинается синтез более тяжелых элементов, а синтез гелия смещается к периферии и т. д., образуется что-то вроде слоеного пирога, рис. 8.3 в. Термоядерные реакции заканчиваются, когда в центре образуется железное ядро. Внутреннее давление ослабевает и уже не может компенсировать внешнее давление гравитационного сжатия. Внешние слои обрушиваются на ядро в виде ударной волны, сталкиваются с ним и «резко» отражаются. В результате оболочка сбрасывается, рис. 8.3 г. Сброс может быть вызван не только отраженной волной, но и другими факторами, например закручиванием быстро вращающимся ядром магнитных силовых линий. Так моделируются взрывы сверхновых. Эта эволюция имеет свои особенности и зависит от множества самых разнообразных параметров, но главным образом – от начальной массы и химического состава звезды.

Рис. 8.3. Эволюция звезды

Остаток звезды будет продолжать сжиматься под действием гравитационных сил. Коллапс может остановиться благодаря давлению вещества, пришедшего в особое экзотическое сверхплотное состояние. При этом возможны следующие конечные состояния, перечисленные в порядке возрастания массы остатка:

1) Белый карлик, дальнейшее сжатие которого предотвращено давлением вырожденного электронного газа. Масса этих объектов ограничена сверху пределом Чандрасекара, который равен примерно 1,4 М_?. Это будущее нашего Солнца.

2) Нейтронная звезда, дальнейшее сжатие которой предотвращено давлением вырожденного нейтронного газа. Масса этих объектов ограничена сверху пределом Оппенгеймера – Волкова – около 3 М_?.

3) Если масса остатка больше, чем 5 солнечных масс, то с определенной долей уверенности можно сказать, что согласно ядерной физике и физике элементарных частиц нет таких состояний, которые бы смогли противостоять дальнейшему сжатию. В результате вещество коллапсирует в черную дыру.

Модели компактных звезд становятся все более разнообразными. Давление в центральной области нейтронной звезды может на порядок превышать давление в атомных ядрах. Это приводит к расслоению ядра и разнообразию уравнений состояния. Слои могут состоять из элементарных частиц: кварков, барионных резонансов, пионов и т. д. Возможны почти полностью кварковые звезды. Предельные массы такого семейства нейтронных звезд меньше предела Оппенгеймера – Волкова и находятся в диапазоне 1,5–2,2 М_?.

Конкретные условия, при которых конечным состоянием эволюции звезды могла бы быть черная дыра, изучены недостаточно. Главная причина в том, что поведение вещества при чрезвычайно высоких плотностях недоступно экспериментальному изучению. Моделирование звезд на поздних этапах их эволюции также осложняется незнанием точного химического состава, резкого уменьшения характерного времени протекания процессов и многих других факторов. В одной из популярных программ телеканала «Дискавери» ведущий сравнил попытки смоделировать коллапс звезды с попытками дать правильный прогноз погоды. В обоих случаях чрезвычайно много неопределенностей. Тем не менее, различные модели дают нижнюю оценку массы черной дыры, возникшей в результате гравитационного коллапса: от 2,5 до 5,5 масс Солнца. Радиус черной дыры при этом очень мал – несколько десятков километров. Предсказаний для максимально возможной массы звездной черной дыры не существует.

Как будет представляться картина коллапса для внешнего наблюдателя? С точки зрения удаленного наблюдателя, приближаясь к горизонту, все частицы вещества будут замедляться и никогда его не достигнут. То есть все внешние наблюдатели не доживут до времени, когда все вещество провалится под горизонт. Поэтому все сколлапсировавшие звезды, которые должны стать черными дырами, нами будут восприниматься как объекты, вещество которых сконцентрировалось в окрестности горизонта в очень тонком слое – астрофизические черные дыры. Но если мы «посадим» наблюдателей на частицы вещества такой звезды, то они очень быстро по собственному времени минуют горизонт и погибнут в сингулярности.

Как же обнаружить черные дыры во Вселенной, если они все поглощают и ничего не выпускают? Уже после образования черная дыра может разрастаться за счет поглощения окружающего вещества. Процесс падения газа на любой компактный астрофизический объект, в том числе и на черную дыру, называется аккрецией. Вещество, например окружающий газ, падая в черную дыру, испытывает сильное ускорение, при этом газ интенсивно излучает в рентгеновском диапазоне. Регистрация такого излучения может быть признаком присутствия черной дыры или нейтронной звезды. Методы определения типа реального центрального тяготеющего тела не очень надежны. Более перспективными для обнаружения черных дыр являются такие объекты, как двойные звезды, которых, кстати, много во Вселенной. Часто оказывается, что один из компаньонов – это релятивистский компактный объект, который даже не виден оптически, а другой компаньон – обычная звезда известного класса с известными параметрами. Тогда, изучая орбиту обычной звезды, можно определить массу невидимой. Если она больше, скажем, 5 солнечных, то с большой вероятностью можно предположить, что это черная дыра.

Очень важной для регистрации черных дыр может оказаться аккреция газа с соседней звезды в двойных звездных системах. При этом из вращающегося газа формируется аккреционный диск. Вещество в нем ускоряется, разгоняется до релятивистских скоростей, нагревается и, как результат, сильно излучает. Излучение происходит и в рентгеновском диапазоне, что дает принципиальную возможность обнаруживать такие аккреционные диски при помощи рентгеновских телескопов. На рис. 8.4 показана двойная система, состоящая из черной дыры и обычной звезды. Вещество звезды притягивается черной дырой и собирается вокруг нее в аккреционный диск, с образованием джетов (струй раскаленного газа, вырывающихся из полюсов). Основной проблемой для идентификации таких объектов, также как и при обычной аккреции, является то, что трудно различить аккреционные диски нейтронных звезд и черных дыр. Основополагающая теоретическая разработка моделей таких дисков появилась в 1973 году в пионерской работе советских астрофизиков Николая Шакуры и Рашида Сюняева.

По разным оценкам кандидатов в черные дыры звездных масс существует до нескольких десятков. Все они являются компонентами рентгеновских двойных систем, в которых компактный объект имеет аккреционный диск из вещества звезды-компаньона. И почти все такие кандидаты в черные дыры (20–30) обнаружены в нашей Галактике. Массы компактных объектов могут быть от трех до двенадцати солнечных масс и даже более. Одна из наиболее удаленных рентгеновских двойных систем находится в галактике Треугольника. Компактный объект с массой около 10 солнечных масс, похожий по свойствам на черную дыру, был обнаружен в шаровом скоплении в галактике NGC 4472, находящейся на расстоянии 55 миллионов световых лет.

Рис. 8.4. Перетекание вещества с обычной звезды на черную дыру

В наше время большинство астрофизиков и космологов убеждены в существовании сверхмассивных черных дыр, содержащих от сотен тысяч до миллиардов солнечных масс и расположенных в центрах большинства галактик, включая нашу – Млечный Путь. Их гравитационный радиус находится в пределах от сотен тысяч до миллиардов километров, т. е. от сотых долей астрономической единицы (а. е. = 150 млн км – среднее расстояние от Земли до Солнца) до 100 а. е. Причина этой убежденности в том, что современная техника позволяет производить чрезвычайно точные наблюдения вблизи центра нашей и других галактик, различать и определять параметры орбит звезд, движущихся вблизи центра. А эти наблюдения в рамках ОТО дают однозначный ответ. Мало того, на фоне орбит близких звезд, буквально разрешается темный диск черной дыры в центре нашей галактики. Эти черные дыры представляют наиболее вероятную модель активных ядер галактик, которые образуются при слиянии малых черных дыр и (или) при аккреции газа и вещества окружающих звезд. Сверхмас-сивные черные дыры являются и самыми подходящими кандидатами для центров квазаров, объектов чрезвычайно удаленных от нас, а следовательно, очень старых (ранних), из которых и могли позднее (ближе к современной эпохе) образоваться галактики.

На чем основан вывод, что в центрах галактик – черные дыры? Прежде всего, на анализе динамики близких звезд – их класс, а соответственно, и масса известны. Параметры орбит известны благодаря современным

телескопам. Чем ближе к центру, тем больше скорости звезд, подобно тому как в Солнечной системе близкие планеты имеют большую скорость, чем дальние. Но там скорости звезд достигают десятков тысяч км/с! Этих данных достаточно, чтобы вычислить массу центрального тела. В нашей Галактике центр расположен в созвездии Стрельца. В настоящее время в его окрестности изучается движение десятков звезд. По современным оценкам масса центрально тела от 3 до 4 млн солнечных масс. Фиксируется излучающий источник, называемый Стрелец A*, причем по всем параметрам его излучение вызвано аккрецией газа на центральный объект, радиус которого (излучающей области) не более 45 а. е. Есть и непосредственные данные, подтверждающие компактность центрального объекта – это размеры орбиты одной из самых близких звезд S2. А при массе в несколько миллионов солнечных масс и таких малых размерах этот центральный объект может быть только черной дырой.

Среди других галактик с объектами-кандидатами в сверхмассивные черные дыры наиболее тщательно изучены галактика Андромеды, галактика M 32, эллиптические галактики M 87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258 и галактика M 104 (Сомбреро).

Сейчас с увеличением точности и надежности наблюдений производят переоценки масс сверхмассивных черных дыр – как оказалось, они могут быть значительно недооценены. Например, для того, чтобы в галактике М 87 (расположена на расстоянии 50 миллионов световых лет от Земли) звезды двигались так, как это наблюдается сейчас, масса центральной черной дыры должна быть как минимум 6,4 миллиарда солнечных масс, что значительно превышает предыдущие оценки.

Обсудим более детально вопрос о существовании черных дыр. Проблема во многом связана с тем, насколько верна теория гравитации, из которой существование таких объектов следует. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтвержденной наблюдениями, является ОТО. Но, строго говоря, эта теория не проверена для условий в непосредственной близости от черной дыры. С другой стороны, попытки описать сверхплотные и свехкомпактные объекты в центрах галактик не так, как это предлагает ОТО, приводят к экзотическим моделям, которые вызывают больше вопросов, чем дают ответов.

Черные дыры промежуточных масс определяются массами от сотен до тысяч солнечных масс, а их гравитационные радиусы могут быть от сотен до тысяч километров. Нижней границей считается масса порядка 200 М_?, как предел для отдельной звезды. Они предлагаются как возможные источники энергии сверхъярких источников рентгеновского излучения. В качестве механизма формирования таких черных дыр рассматриваются, прежде всего, ассоциации молодых звезд и, возможно, ядра шаровых скоплений. В 2002 году космический телескоп «Хаббл» производил наблюдения, показавшие вероятность существования в шаровых скоплениях M 15 (в созвездии Пегаса) и Mayall II (в галактике Андромеды) именно среднемассивных черных дыр. Такая интерпретация точно так же основывается на размерах и периодах орбит звезд в данных шаровых скоплениях. Однако в этом случае нет той уверенности, как в существовании сверхмассивных черных дыр. Оказывается, что вместо черных дыр в центрах шаровых скоплений вполне могут быть и группы нейтронных звезд, давая тот же результат наблюдений. В нашей Галактике среднемассивная черная дыра с массой порядка 1300 солнечных масс, возможно, находится внутри группы из семи массивных звезд на расстоянии 3 световых лет от Стрельца А*.

Наконец, кратко обсудим черные микродыры, их массы много меньше звездных, а минимальная величина ограничивается только квантовыми принципами. Их часто и называют квантовыми черными дырами, поскольку они (возможно) должны подчиняться законам квантовой механики. Такие дыры, мы уже понимаем, не могут образоваться обычным образом в результате коллапса. Но тогда как? Одним из наиболее вероятных механизмов является генерация черных дыр на ранних стадиях эволюции Вселенной, когда плотность материи и ее флуктуации были чрезвычайно велики. Такие черные дыры называют первичными. Некоторые варианты теории квантовой гравитации не исключают рождение микродыр при высокоэнергичных взаимодействиях в современную эпоху. Предполагается, что это могут быть взаимодействия космических лучей с атмосферой, либо взаимодействия частиц в ускорителях типа Большого адронного коллайдера. Но все эти предсказания пока остаются гипотетическими.

Упомянув о черных микродырах, нельзя не сказать несколько слов об излучении, теоретически предсказанном Стивеном Хокингом, известным английским теоретиком. Это излучение, правда, имеет больше отношения к квантовой теории поля и термодинамике, чем к чисто гравитационным явлениям, но прямо связано с черными дырами. Что же это такое? Квантовая теория поля утверждает, что, в согласии с принципом неопределенности, в физическом вакууме постоянно рождаются и исчезают виртуальные частицы. Гравитационное поле рядом с горизонтом увеличивает энергию виртуальных (короткоживущих) пар в вакууме, превращая их в реальные (долгоживущие). Один из компонентов пары становится реальной частицей снаружи (и вблизи) горизонта событий и, имея положительную энергию, может уйти в бесконечность; другой появляется внутри (и вблизи) горизонта и падает с отрицательной энергией внутрь черной дыры (см. рис. 8.5). В итоге черная дыра становится источником непрерывного потока частиц, уходящего в бесконечность. При формировании такого излучения никакая частица не пересекает горизонта событий, который тем самым по-прежнему обладает свойствами клапана.

Этот эффект и называется излучением Хокинга или испарением черных дыр. Оказывается, что скорость испарения обратно пропорциональна массе черной дыры. То есть, чем дыра меньше, тем быстрее испаряется, а на конечной стадии, буквально, происходит вспышка. Большинство исследователей сходятся в том, что в современную эпоху уже нет первичных черных дыр – все они успели испариться. Большим же черным дырам такая участь не грозит, поскольку они испаряются медленно, а из окружающего пространства, так или иначе, получают дополнительную энергию. Одним из постоянных источников пополнения массы является реликтовое электромагнитное излучение. Оно является результатом ранних стадий эволюции Вселенной, имеет микроволновой диапазон и температуру 2,73 К. Исходя из этих данных, определяется граничная масса черной дыры, когда испарение Хокинга компенсируется притоком массы извне – она приблизительно равна массе Меркурия.

Рис. 8.5. Рождение пар частиц у горизонта событий черной дыры

Сказавши «А», нельзя не сказать «Б». Одно цепляется за другое. Если уж мы упомянули об испарении Хокинга, нужно ненадолго вернуться к проблеме исчезновения информации в черных дырах. Обратимся к мнению по этому вопросу самого Хогинга. Он долгое время считал теорему об «отсутствии волос» у черных дыр неким абсолютом, как и большинство его коллег. При этом придерживался той позиции, что излучение черных дыр чисто тепловое и потому не содержит информации о падающей в черную дыру материи. Однако в 2004 году Хокинг изменил свое мнение. Поскольку испарение черных дыр уменьшает массу, то уменьшается площадь горизонта. А с площадью горизонта прямо связана энтропия. То есть излучение должно уносить энтропию, а с ней уже можно связать и информацию. В таком случае должна быть точная связь между начальной энтропией черной дыры и энтропией излучения, а значит, информация не может быть потеряна полностью.

Данный текст является ознакомительным фрагментом.