Гравитация От хрустальных сфер до кротовых нор

Начнём обсуждение с чёрных дыр звёздных масс, для которых М_чд ~ 10 М_☉, а гравитационный радиус может быть 20–30 км. Во–первых, поиск чёрных дыр именно этого класса ведётся очень давно. Во–вторых, на их примере легче понять, как чёрные дыры могут образовываться. Для этого необходимы некоторые знания из теории эволюции звёзд. Один из вариантов такой эволюции изображён 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 6. После выгорания водорода в центре начинается синтез более тяжёлых элементов, а синтез гелия смещается к периферии и т. д., образуется что‑то вроде слоёного 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 отражённой волной, но и другими

Рис. 8.3. Эволюция звезды

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,

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 определённой 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 чёрную дыру.

Модели компактных звёзд 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, бар ионных резонансов, пионов и т. д. Возможны почти полностью кварковые звезды. Предельные массы такого семейства нейтронных звёзд меньше предела Оппенгеймера–Волкова и находятся в диапазоне 1,5–2,2 М_☉.

Конкретные условия, при которых конечным состоянием эволюции звезды могла бы быть чёрная дыра, изучены недостаточно. Главная причина в том, что поведение вещества при чрезвычайно высоких плотностях недоступно экспериментальному изучению. Моделирование звёзд 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 неопределённостей. Тем не менее, различные модели дают нижнюю оценку массы чёрной дыры, возникшей в результате гравитационного коллапса: от 2,5 до 5,5 масс Солнца. Радиус чёрной дыры при этом очень мал — несколько десятков километров. Предсказаний для максимально возможной массы звёздной чёрной дыры не существует.