Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

Наблюдатель, попавший, к своему несчастью, на ее поверхность, видит нечто совсем иное. За конечное и весьма небольшое время (разумеется, по часам внутреннего наблюдателя: t ~ 3/8G 1/2 (0), где 1/2 (0) — начальная плотность звезды) он попадает вместе с окружающим его веществом в центр звезды. Это очень похоже на космологическую ситуацию. Если отождествить Вселенную при современной очень маленькой средней плотности с внутренностью черной дыры, то сжатие в точку, при котором мы поневоле стали бы сопутствующими веществу наблюдателями, заняло бы как раз космологический промежуток времени порядка 10¹⁷ с. Разумеется, разогрев вещества привел бы к гибели наблюдателя. Но произошло бы это очень не скоро. В случае звезды Оппенгеймера-Снайдера из-за очень высокой начальной плотности (близкой к плотности атомного ядра) все разыгралось бы гораздо быстрее. Примерно за 10^-5 с наблюдатель мог бы просмотреть интереснейшую ленту с историей первых мгновений после Первовзрыва, прокрученную в обратном направлении, однако условия просмотра вряд ли стимулировали бы его исследовательское любопытство. Кроме того, у него нет никаких средств для передачи информации во внешний мир — черная дыра не выпускает сигналов.

Итак, в результате коллапса звезда как бы застывает — извне она воспринимается как совершенно темный объект, характеризующийся массой, моментом количества движения (если речь идет о вращающейся звезде) и числом барионов[120]. Внутри, где разыгрывается «космологическая трагедия» собственного наблюдателя, ситуация очень похожа на ту, которая имеет место во фридмановской модели — вплоть до той же проблемы Сингулярности.

Соответственно, здесь черная дыра — небольшой объект (R (9?10 км) с огромной (примерно ядерной) средней плотностью. В принципе же, можно говорить о черных дырах совершенно иных масс и плотностей, лишь бы выполнялось соотношение Шварцшильда. Стоит все-таки подчеркнуть существенное различие между пониманием черной дыры в эпоху Майкла-Лапласа и в современной теории гравитации. В первом случае, ограниченном представлениями ньютоновой механики — это сверхплотная звезда, не выпускающая свет. Во второй — это особая область пространства-времени, если угодно, продукт воздействия неограниченно сжимающейся материи на пространство и время.

После второго своего теоретического рождения черные дыры привлекли всеобщее внимание — особенно в 60-годы, когда открытия экзотических объектов сыпались как из рога изобилия. В силу своих особых свойств черные дыры оказались твердым орешком для астрономов — это самое скромное, что можно сказать о задаче наблюдения далеких небесных тел, лишенных собственной светимости. Их поиск довольно быстро свелся к ситуации двойной звезды с темной компонентой. В чистом виде такая постановка задачи страдает явными неопределенностями: двойных систем с темной компонентой не так уж мало, а невидимость спутника яркой звезды может быть объяснена слишком многими причинами.

Более конкретная идея связала поиск черных дыр с тесными двойными системами, когда дыра способна как бы отсасывать часть атмосферы своего яркого соседа. Струя газа, устремляясь к черной дыре, окружает ее облаком, которое постепенно оседает. Это явление называется аккрецией. Аккрецирующий газ разогревается, особенно во внутренних частях облака, так как заметная доля его потенциальной энергии переходит в тепловую. Из-за этого начинается излучение в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах.

Наблюдения рентгеновских источников начались после запуска спутника «Ухуру» и аналогичных аппаратов, снабженных специальными регистрирующими устройствами. Были обнаружены сотни таких источников. 18 из них отождествлены с рентгеновскими пульсарами, большинство же остальных представляют собой объекты, не похожие на пульсары или черные дыры.

Различить пульсар и черную дыру можно, лишь оценив массу. У первого она не должна превышать 3М_€ самые оптимистические оценки — до 8М€), иначе неизбежен коллапс и переход в состояние черной дыры.

Благодаря этому обстоятельству и состоялось экспериментальное открытие черных дыр. Рентгеновский источник в созвездии Лебедя (Cyg X–I) связан с яркой звездой-сверхгигантом. Период яркой звезды 5.6 дня, а масса — порядка 20 М_€. Удалось оценить и массу темной компоненты — она заключена в пределах 8-11 М_€. Кроме того, наблюдалась хаотическая изменчивость рентгеновского потока с характерным временем порядка одной тысячной секунды, что как раз соответствует периоду обращения газового облака на расстояниях, где, согласно теории, должно иметь место максимальное энерговыделение.

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).