Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее - Александр Потупа

Все это дает основания с большой долей уверенности говорить о регистрации черной дыры. Аналогичные объекты найдены в созвездиях Скорпиона (V 861 SCO источник ОАО 1653-40) и Циркуля (Cir X–I).

Другое менее надежное указание получено в связи с исследованием 14 импульсных рентгеновских источников с резким, в течение секунд, изменением спектра. Некоторые из них (MX 0513-40, 3 U 1820-30 и А 1850-08) надежно соотнесены с шаровыми скоплениями (NGC-1851, NGC-6625, NGC-6712, соответственно). В этом случае довольно правдоподобно, что в центре каждого из шаровых скоплений находится очень массивная черная дыра (М€). Однако пока такое объяснение остается не более чем интересной гипотезой, мы еще не достаточно ясно представляем себе законы коллективной эволюции звезд в плотных скоплениях, а также механизм формирования суперзвезд в сотни раз массивней Солнца на космогонической стадии. Есть также указания на присутствие черной дыры с М ~ 4 106 М€ в центре нашей Галактики, а в центре галактики М 87 — даже с М ~ 5.109 М€!.

Если же говорить о надеждах, то черные дыры представляются чем-то очень широко распространенным во Вселенной. По идее, они должны встречаться часто и на весьма различных уровнях. В этом плане особо подозрительны ядра галактик и центры шаровых скоплений — места, где в условиях высокой концентрации вещества «сам Бог велел» создаваться сильным гравитационным полям и суперзвездам грандиозного масштаба.

В связи с этим обратим внимание вот на какие обстоятельства. Почему Лапласу пришлось изобретать монстр в 60 миллионов солнечных масс? Ответ прост. В его время представления о структуре вещества были развиты слабо, и он вряд ли мог представить себе космические объекты с плотностью атомного ядра — то, чем свободно оперировали теоретики 30-х годов 20 века, современники становления ядерной физики. Тем не менее, вплоть до открытия белых карликов и пульсаров в реальное существование сверхплотных звезд верили не слишком охотно.

Что же касается черных дыр — сейчас их высокой плотностью трудно кого-нибудь удивить. Само образование черных дыр с массой порядка 10 М€ как возможной конечной стадии звездной эволюции теперь тоже не представляется чем-то из ряда вон выходящим.

Весьма вероятно, что ближайшие годы принесут окончательное открытие сверхмассивных дыр с относительно небольшой плотностью и массами от нескольких сот до миллиардов М€, и лапласовские монстры станут чем-то привычным. Это откроет путь к решению проблемы коллективной эволюции звездных скоплений самого разного масштаба. Действительно, трудно поверить, что в плотных шаровых скоплениях и тем более в галактических ядрах каждая звезда могла бы рождаться и умирать совершенно индивидуально, никак не связываясь с судьбой ассоциации. Именно эта связь и должна во многих случаях приводить к появлению разномасштабных черных дыр с огромными массами. Один из важных гипотетических вариантов такого рода — присутствие гигантских черных дыр в ядрах квазаров, что пока дает едва ли не единственный путь к объяснению их фантастической светимости.

Казалось бы, все в порядке, остается только активно вести расширение круга наблюдений по более или менее ясной схеме.

Но тут-то как раз произошло интереснейшее уточнение самой схемы, если можно так выразиться, состоялось третье теоретическое рождение черных дыр.

В 1974 году английский теоретик С. Хокинг опубликовал в журнале «Nature» («Природа») небольшую заметку с интригующим вопросом в заголовке «Взрывы черных дыр?». Это положило начало, пожалуй, самому впечатляющему астрофизическому буму 70-х годов.

Идея Хокинга была довольно проста. Как бы ни самоизолировалась черная дыра, она всегда связана с вакуумом элементарных частиц. Процессы вблизи ее поверхности идут с характерным временем tg ~ Rg/c = 2GM/c3, и они вызывают рождение частиц с энергией E ~  ћωg  ~ ћ/ tg — характерная собственная частота черной дыры как бы резонирует с частотами вакуума, вышибая из него реальные частицы. Более наглядно можно пояснить ситуацию так: черная дыра способна удержать объекты с размером l «Rg, но не излучение с длинами волн λ r Rg, которое как бы выдавливается из черной дыры в силу соотношения неопределенностей[121]».

Отсюда следовало, что черная дыра вовсе не мертва. С точки зрения квантовой теории, она должна излучать во внешнее пространство радиоволны, свет и даже тяжелые элементарные частицы — все, что допустимо ее размерами и энергетическими возможностями. Излучая, черная дыра разогревается, теряет массу, и конечная стадия ее испарения должна выглядеть как взрыв. Законы эволюции черной дыры, следующие из хокинговской модели, очень наглядно записываются с использованием планковских масштабов (М — масса черной дыры):

Светимость: L ~ LP (mР/M)2

Температура: Т ~ TP (mР/M) 

Плотность: ½ ~ ½P (mР/M)2

Время жизни: τ ~ M/L ~ tP (mР/M)3 » 3.1017 (M (г)/1015)3 с

Отсюда хорошо видно, что эффект хокинговского излучения несущественен для обычных черных дыр типа Лебедя X–I, чья температура порядка 108 К, а время испарения сильно превышает возраст Вселенной (τ ~ 1074 с!). Тем более, практически незаметна квантовая эволюция гипотетических дыр-гигантов.

Забавные дырочки размером около 1 миллиметра, но с довольно солидной массой (М ~ 1027 г) и колоссальной плотностью (½ ~ 2,5.1030 г/см3) могли бы имитировать наблюдаемый фон теплового излучения с температурой в несколько градусов Кельвина. Однако чтобы вытеснить модель космологического реликтового излучения, следовало бы предположить, что малютки существуют в изобилии и распределены в пространстве крайне равномерно по всем направлениям. Неясно также их происхождение.

Наибольший интерес с самого начала вызвали, конечно, черные дыры с массами М~1015 г. Ведь они способны полностью испариться за известный космологический период, и в современную эпоху какая-то их часть должна взрываться, выбрасывая чрезвычайно жесткое излучение.

В связи с такими мини-дырами возродился интерес к идее советских астрофизиков Я. Б. Зельдовича и И. Д. Новикова, которые еще в 1967 году предсказывали, что наряду с черными дырами, возникающими космогоническим путем, то есть за счет эволюции звезд, могут существовать и так называемые первичные дыры, образующиеся на ранних стадиях космологической эволюции.

Дело в том, что вещество распределено равномерно лишь в среднем, в некоторых же областях пространства оно могло концентрироваться, а часть этих концентраций — коллапсировать до состояния черных дыр, даже в очень горячей обстановке самых ранних мгновений. Поэтому не исключено, что образование каких-то астрофизических структур — разумеется, совсем необычного типа — началось задолго до появления галактик и звезд первого поколения.

Представления такого рода способны оказать серьезнейшее влияние на астрофизические и космологические концепции. Во-первых, на повестку дня ставится задача о космических объектах исключительно малых размеров и высоких плотностей. Вообще возникает любопытный вопрос: чем ограничена снизу масса звездоподобных объектов, если процесс их образования отодвигается ко все более ранним моментам? Не играет ли роль такого ограничителя, скажем, планковская масса? С другой стороны, первичные мини-объекты могли бы дать полезнейшую информацию о структуре очень ранней Вселенной — был ли это лишь сугубо однородный кипящий бульон из элементарных частиц, или на фоне в среднем равномерного распределения возникали и гибли весьма нетривиальные миры, интересные ничуть не менее ныне наблюдаемых звезд и галактик[122]. И еще один важный вопрос: каково влияние реликтовых неоднородностей на формирование более крупных космических структур?

Более детальный анализ модели испарения и наблюдаемых данных пока не привел к обнаружению черных мини-дыр с массами от 109 до 1015 г. Это указывает на довольно малую их концентрацию (видимо, не более 104 мини-дыр в одном кубическом парсеке). Не исключено также, что мы не слишком ясно представляем себе завершающую стадию их испарения[123].

Идеи квантовой эволюции черных дыр хорошо подчеркнули неизбежность изменения теории гравитации в планковской области. Из условия, что светимость объекта не может превысить LP, автоматически следует, что его масса не может стать меньше mP, а плотность — больше ½P

Ограничения такого рода, разумеется, имеют лишь качественное значение, поскольку сама модель Хокинга не предназначена для оценок в планковской области. Беда в том, что при подходе к планковской области всякий газ ультрарелятивистских частиц (или излучение, рассматриваемое как газ) должен терять свою идеальность. При столь высокой концентрации важную роль начинают играть гравитационные взаимодействия между отдельными частицами. Не исключено, что именно такое все нарастающее взаимодействие сильно меняет характер поведения черной дыры при М (mP, и она завершает свою эволюцию относительно спокойно и перестает излучать[124]. Интересно, не есть ли мини-дыра тот самый объект, который ближе всего (хотя и на исключительно короткое время) подходит к абсолютному пределу светимости? Не является ли конечным состоянием мини-дыры планкеон — объект с М ~ mP и эффективным размером порядка lP? Не закрывает ли планкеон Сингулярности, которая неизбежно обнажается в хокинговской модели при полном испарении дыры?[125]