Битва при черной дыре. Мое сражение со Стивеном Хокингом за мир, безопасный для квантовой механики

Чтобы прочувствовать масштаб величин, давайте рассмотрим скорости убегания для разных небесных тел. Для покидания поверхности Земли нужна начальная скорость около 11 км/с, что, как уже отмечалось, составляет примерно 40 000 км/ч. По земным меркам это очень быстро, но в сравнении со скоростью света подобно движению улитки.

На астероиде у вас было бы куда больше шансов покинуть поверхность, чем на Земле. У астероида радиусом 1,5 км скорость убегания составляет около 2 м/с: достаточно просто прыгнуть. С другой стороны, Солнце много больше Земли, как по размеру, так и по массе[20]. Эти два фактора действуют в противоположных направлениях. Большая масса затрудняет покидание поверхности Солнца, а большой радиус, наоборот, упрощает. Масса, однако, побеждает, и скорость убегания для солнечной поверхности примерно в пятьдесят раз больше, чем для земной. Но она всё равно остаётся много ниже скорости света.

Но Солнце не будет вечно сохранять свой нынешний размер. В конце концов звезда исчерпает запасы топлива, и распирающее её давление, поддерживаемое внутренним теплом, ослабнет. Подобно гигантским тискам, гравитация начнёт сжимать звезду до малой доли её первоначального размера. Где-то через пять миллиардов лет Солнце выгорит и сколлапсирует в так называемый белый карлик с радиусом примерно как у Земли. Чтобы покинуть его поверхность, потребуется скорость 6400 км/с — это очень много, но всё равно лишь 2 % от скорости света.

Если бы Солнце было немного — раза в полтора — тяжелее, добавочная масса стиснула бы его сильнее, чем до состояния белого карлика. Электроны в звезде вдавились бы в протоны, образуя невероятно плотный шар из нейтронов. Нейтронная звезда столь плотна, что одна лишь чайная ложка её вещества весит несколько миллиардов тонн. Но и нейтронная звезда ещё не искомая тёмная; скорость убегания с её поверхности уже близка к скорости света (около 80 % c), но всё же не равна ей.

Если коллапсирующая звезда ещё тяжелее, скажем, в пять раз массивнее Солнца, тогда даже плотный нейтронный шар не сможет противостоять сжимающему гравитационному притяжению. В результате финального направленного внутрь взрыва звезда сожмётся в сингулярность — точку почти бесконечной плотности и разрушительной силы. Скорость убегания для этого крошечного ядра многократно превосходит скорость света. Так возникает тёмная звезда, или, как мы сегодня говорим, чёрная дыра.

Эйнштейну так не нравилось само представление о чёрных дырах, что он отрицал возможность их существования, утверждая, что они никогда не смогут образоваться. Но нравится это Эйнштейну или нет, чёрные дыры — это реальность. Сегодня астрономы запросто изучают их, причём не только одиночные сколлапсировавшие звёзды, но и находящиеся в центрах галактик чёрные гиганты, образованные слиянием миллионов и даже миллиардов звёзд.

Компьютерная модель чёрной дыры в 10 солнечных масс

Солнце недостаточно массивно, чтобы самостоятельно сжаться в чёрную дыру, но, если помочь ему, сдавив его в космических тисках до радиуса в 3 км, оно стало бы чёрной дырой. Можно подумать, что, если потом ослабить тиски, оно снова раздуется, скажем, до 100 км, но в действительности будет уже поздно: вещество Солнца перейдёт в состояние своего рода свободного падения. Поверхность быстро преодолеет радиус в одну милю, один метр, один сантиметр. Никакие остановки невозможны, пока не образуется сингулярность, и этот коллапс необратим.

Представьте, что мы находимся вблизи чёрной дыры, но в точке, отличной от сингулярности. Сможет ли свет, выйдя из этой точки, покинуть чёрную дыру? Ответ зависит как от массы чёрной дыры, так и от конкретного места, из которого свет начинает своё движение. Воображаемая сфера, называемая горизонтом[21], делит Вселенную на две части. Свет, который идёт изнутри горизонта, неминуемо будет затянут в чёрную дыру, однако свет, идущий извне горизонта, может чёрную дыру покинуть. Если бы Солнце стало однажды чёрной дырой, радиус его горизонта составил бы около 3 км.

Радиус горизонта называют шварцшильдовским радиусом в часть астронома Карла Шварцшильда, который первым стал изучать математику чёрных дыр. Шварцшильдовский радиус зависит от массы чёрной дыры; на самом деле он ей прямо пропорционален. Например, если массу Солнца заменить тысячей солнечных масс, у светового луча, испущенного с расстояния в 3 или 5 км, не будет шансов уйти прочь, поскольку радиус горизонта вырастет тысячекратно, до трёх тысяч километров.