Книга: Математика космоса [Как современная наука расшифровывает Вселенную]

* * *

Итак, мы посмотрели, на что похожи черные дыры геометрически, но как они могут возникать в реальности?

Массивная звезда начинает схлопываться под собственной тяжестью, когда у ядерных реакций, обеспечивавших ее свечение, заканчивается топливо. Если такое происходит, то как ведет себя вещество звезды? Сегодня этот вопрос представляется куда более сложным, чем он был для Мичелла и Лапласа. Звезды за это время не изменились, изменились наши представления о них. Дело не только в том, что мы должны думать о гравитации (и использовать при этом теорию относительности, а не законы Ньютона); помимо этого, мы должны рассматривать квантовую механику ядерных реакций.

Если большое количество атомов все сильнее сближается под действием силы тяжести, их внешние области, занятые электронами, пытаются смешаться. Один из квантово-теоретических законов — принцип Паули — гласит, что никакие два электрона не могут занимать одно и то же квантовое состояние. Так что по мере роста давления электроны ищут для себя любые незанятые состояния и вскоре укладываются максимально плотно, как апельсины в пирамиде на фруктовом прилавке. Когда же место заканчивается и все квантовые состояния оказываются заняты, электроны превращаются в электронное вырожденное вещество. Именно это происходит в ядрах звезд.

В 1931 году Субраманьян Чандрасекар, воспользовавшись релятивистскими расчетами, предсказал, что достаточно массивное тело, состоящее из электронного вырожденного вещества, должно схлопнуться под действием собственного гравитационного поля и образовать нейтронную звезду, почти целиком состоящую из нейтронов. Типичная нейтронная звезда умудряется втиснуть две массы Солнца в шар радиусом 12 километров. Если масса звезды меньше, чем 1,44 массы Солнца, — это число называют пределом Чандрасекара, из нее получается не нейтронная звезда, а белый карлик. Если ее масса превосходит эту величину, но не достигает предела Толмана — Оппенгеймера — Волкова, равного трем массам Солнца, она коллапсирует и превращается в нейтронную звезду. На этой стадии дальнейшему превращению в черную дыру отчасти мешает давление нейтронного вырождения, и астрофизики нечетко представляют себе, что будет дальше. Однако тело, масса которого превосходит десятикратную массу Солнца, это давление преодолеет точно и станет черной дырой. Минимальная когда-либо наблюдавшаяся масса черной дыры составляет примерно пять масс Солнца.

Чисто релятивистская модель показывает, что черная дыра сама по себе не может излучать — это может делать только засасываемое внутрь вещество, пока оно находится вне горизонта событий. Но Хокинг догадался, что из-за квантовых эффектов черная дыра может излучать непосредственно с горизонта событий. Квантовая механика допускает спонтанное возникновение виртуальной пары частица — античастица при условии, что они сразу же уничтожат друг друга, то есть аннигилируют. Или должны, по идее, уничтожить, но если это происходит над самым горизонтом событий, то гравитация черной дыры затягивает одну из частиц под горизонт событий и (по закону сохранения импульса) оставляет вторую снаружи, откуда она может вообще уйти от дыры. Это излучение Хокинга, и благодаря ему небольшие черные дыры очень быстро испаряются. Большие испаряются тоже, но процесс занимает очень длительное время.