Стивън Хокинг
Кратка история на времето (8) (от големия взрив до черните дупки)

6. Черни дупки

Терминът черна дупка се появи съвсем наскоро. Той бе изкован през 1969 г. от американския учен Джон Уилър като графично описание на една идея, която ни връща назад поне 200 години по времето, когато имаше две теории за светлината: едната, подкрепяна от Нютон, беше, че светлината е съставена от частици; другата — че е съставена от вълни. Ние вече знаем, че фактически и двете теории са правилни. С дуализма вълна/частица на квантовата механика светлината може да се разглежда и като вълни, и като частици. Според теорията, че светлината е съставена от вълни, не беше ясно как тя би реагирала на гравитацията. Но ако е съставена от частици, можем да очакваме те да се влияят от гравитацията по същия начин както гюллетата, ракетите и планетите. Отначало хората смятали, че частиците на светлината се движат безкрайно бързо, така че гравитацията не е в състояние да ги забави, но откритието на Рьомер, че светлината се движи с крайна скорост, показа, че вероятно гравитацията играе важна роля.

През 1783 г. преподавателят от Кеймбридж Джон Мичъл публикувал своя работа върху това предположение в списанието на Лондонското кралско дружество „Философикъл Транзакшънс“. Той отбелязва, че една достатъчно масивна и компактна звезда би имала толкова силно гравитационно поле, че светлината не би могла да я напусне: всяка светлина, излъчена от звездната повърхност, ще бъде върната обратно от звездното гравитационно привличане, преди да се е отдалечила. Мичъл предполага, че може би съществува голям брой такива звезди. Макар че няма да можем да ги видим, защото светлината им не би стигнала до нас, все пак ще усетим тяхното гравитационно привличане. Сега наричаме тези обекти черни дупки, защото те са именно това: черни кухини в пространството. Подобно предположение е направено няколко години по-късно от френския учен маркиз Дьо Лаплас, очевидно независимо от Мичъл. Интересен е фактът, че Лаплас го е включил само в първото и второто издание на своята книга „Система на Света“, но не и в по-късните; може би е решил, че това е безумна идея. Освен това корпускулярната теория на светлината бе изпаднала в немилост през XIX в.; вълновата теория сякаш обясняваше всичко, но според нея не беше ясно дали гравитацията изобщо оказва влияние на светлината.

Всъщност едва ли е много смислено да третираме светлината както гюллето според Нютоновата теория за гравитацията, защото скоростта на светлината е постоянна. (Изстреляното нагоре гюлле ще бъде забавяно от гравитацията и накрая ще спре и ще падне на земята; един фотон обаче ще продължи да се движи нагоре с постоянна скорост. Тогава как Нютоновата гравитация може да влияе на светлината?) Състоятелна теория за влиянието на гравитацията върху светлината липсваше чак до 1915 г., когато Айнщайн предложи своята обща теория на относителността. Но дори и тогава трябваше да мине доста време, преди да бъдат разбрани следствията от тази теория за масивни звезди.

За да разберем как може да се образува една черна дупка, първо трябва да познаваме цикъла на живот на една звезда. Една звезда се образува, когато голямо количество газ (най-вече водород) започне да се свива сам поради гравитационното си привличане. При това свиване атомите на газа се сблъскват помежду си все по-често и по-често и с все по-голяма скорост — газът се загрява. Накрая газът става толкова горещ, че когато водородните атоми се сблъскват, те вече не отскачат един от друг, а се сливат и образуват хелий. Освободената топлина при тази реакция, която е подобна на контролирана експлозия на водородна бомба, е причина звездата да започне да свети. Освен това тази допълнителна топлина също увеличава налягането на газа, докато то стане достатъчно да уравновеси гравитационното привличане, и газът престава да се свива. Също както при балона — съществува равновесие между налягането на въздуха в него, което се опитва да разшири балона, и спъването на каучука, което се опитва да направи балона по-малък. Звездата остава в това стабилно състояние Дълго време, като топлината от ядрените реакции уравновесява гравитационното привличане. Накрая обаче звездата изразходва своя водород и другите си ядрени горива. Парадоксално е, че с колкото повече гориво започва една звезда, толкова по-бързо тя го изразходва. А това е така, защото колкото по-масивна е звездата, толкова по-гореща трябва да бъде, за да уравновеси своето гравитационно привличане. А колкото по-гореща е, толкова по-бързо ще изразходва горивото си. Вероятно нашето Слънце разполага с достатъчно гориво за следващите 5 млрд. години, но по-масивните звезди ще изразходват горивото си за по-малко от около 100 млн. години — много по-малко от възрастта на Вселената. Когато една звезда остане без гориво, тя започва да се охлажда и да се свива. Какво става с нея тогава, се изясни едва в края на двадесетте години.

През 1928 г. един дипломирал се студент от Индия, Субраманян Чандрасекар, отплувал за Англия, за да учи в Кеймбридж при английския астроном сър Артър Едингтън — специалист по общата теория на относителността. (Разказват, че в началото на 30-те години някакъв журналист казал на Едингтън, че се говори, че има само трима души в света, които разбират общата теория на относителността. Едингтън замълчал, а после отвърнал: „Опитвам се да се сетя кой е третият.“) По време на пътешествието си от Индия Чандрасекар извел колко голяма може да е една звезда, за да устоява на собствената си гравитация, след като е изразходвала цялото си гориво. Идеята била такава: когато една звезда стане малка, материалните частици се приближават една до друга, така че според принципа за забраната на Паули скоростите им трябва да са твърде различни. Това ги кара да се раздалечат, което пък води до разширяване на звездата. Поради това една звезда може да запази постоянен радиуса си с уравновесяване на гравитационното привличане с отблъскването, възникващо от принципа за забраната, също както в по-раншния й живот гравитацията се е уравновесявала от топлината.

Чандрасекар съзнавал обаче, че съществува една граница на отблъскването, което принципът за забраната може да осигури. Теорията на относителността ограничава максималната разлика в скоростите на материалните частици в звездата до скоростта на светлината. Това значи, че когато звездата стане достатъчно плътна, отблъскването, причинено от принципа на Паули, ще стане по-малко от гравитационното привличане. Чандрасекар изчислил, че хладна звезда с маса, по-голяма от около 1,5 пъти масата на Слънцето, не би могла да устои на собствената си гравитация. (Тази маса сега е известна като граница на Чандрасекар.) Подобно откритие бяло направено почти по същото време от руския учен Лев Давидович Ландау.

Откритието имало сериозни последици за окончателната съдба на масивните звезди. Когато масата на звездата е под границата на Чандрасекар, след време тя престава да се свива и се успокоява до възможно окончателно състояние като „бяло джудже“ с радиус няколко хиляди мили и плътност стотици тонове на кубичен инч. Съгласно принципа на Паули бялото джудже съществува поради отблъскване между електроните в неговото вещество. Ние наблюдаваме голям брой бели джуджета. Едно от първите открити бели джуджета е звезда, обикаляща около Сириус — най-ярката звезда на нощното небе.

Ландау отбелязва, че съществува и друго възможно окончателно състояние за една звезда, също с гранична маса около един-два пъти по-голяма от тази на Слънцето, но и много по-малка по размери даже от бяло джудже. Съгласно принципа на Паули тези звезди съществуват поради отблъскването между неутрони и протони вместо между електрони. Поради това те са наречени неутронни звезди. Техният радиус е вероятно само около десет мили, а плътността им е стотици милиони тонове на кубичен инч. По времето, когато съществуването на неутронни звезди бе предсказано за първи път, нямаше как да се наблюдават. Всъщност такива звезди бяха открити доста по-късно.

От друга страна, звездите с маса над границата на Чандрасекар се изправят пред голям проблем, когато свършат горивото си. В някои случаи те се взривяват или успяват да изхвърлят достатъчно вещество, така че да намалят масата си под границата и така да избегнат катастрофалния гравитационен колапс, но трудно можем да повярваме, че това винаги става, независимо колко голяма е звездата. Как звездата разбира, че трябва да свали от теглото си? А дори всяка звезда да Успее да се освободи от достатъчно маса, за да избегне колапс, какво би станало, ако добавим маса към едно бяло джудже или неутронна звезда и те надминат границата? Дали ще колапсират до безкрайна плътност?

Едингтън бил потресен от това следствие и отказал да повярва на резултата на Чандрасекар. Според Едингтън просто не било възможно една звезда да се свие до точица. Така смятали и повечето учени: самият Айнщайн написал един труд, в който твърдял, че звездите не могат да се свиват до нулев размер. Враждебността на другите учени и особено на Едингтън, предишния му учител и водещ специалист по въпроса за строежа на звездите, принудили Чандрасекар да се откаже от тази насока в дейността си и да се обърне към други проблеми в астрономията, каквито са движението на куповете от звезди. Нобеловата награда за 1983 г. му била присъдена поне отчасти за предишния труд по граничната маса на хладните звезди.

Чандрасекар показал, че принципът за забраната на Паули не може да попречи на колапса на звезда, по-масивна от границата на Чандрасекар, но проблемът по изясняването на въпроса, какво би станало с такава звезда според общата теория на относителността, бил решен за първи път от младия американски учен Робърт Опенхаймер през 1939 г. Получените от него резултати сочели обаче, че вероятно няма да има следствия, които да могат да се наблюдават със съществуващите по това време телескопи. Тогава настъпила Втората световна война и самият Опенхаймер бил плътно зает с проекта за атомна бомба. След войната проблемът за гравитационния колапс бил в голяма степен забравен, тъй като повечето учени били заети с въпроса, какво става на ниво атом и атомно ядро. През годините след 1960-а обаче интересът към едромащабните проблеми в астрономията и космологията се възродил благодарение на нарасналите по брой и обхват астрономически наблюдения в резултат на прилагането на модерна техника. Тогава трудът на Опенхаймер бил преоткрит и разширен от мнозина.

Представата, която вече имаме от труда на Опенхаймер, е следната: гравитационното поле на звездата отклонява пътя на светлинните лъчи в пространство-времето от този, който те биха имали, ако звездата не присъстваше. Светлинните конуси, които показват пътищата в пространството и времето чрез светлинни проблясъци, излъчени от техните върхове, са огънати леко навътре в близост до повърхността на звездата. Това може да се види в сгъването на светлината от далечни звезди, наблюдавано по време на слънчево затъмнение. Когато звездата се свива, гравитационното поле на повърхността й става по-силно и светлинните конуси повече се огъват навътре. Това затруднява излизането на светлината от звездата и за далечен наблюдател светлината изглежда по-слаба и по-червена. Накрая, когато звездата се свие до определен критичен радиус, гравитационното поле при повърхността така нараства и светлинните конуси се огъват толкова навътре, че светлината вече не може да излезе (фиг. 6.1). Според теорията на относителността нищо не може да се движи по-бързо от светлината. А щом светлината не може да излезе, то и нищо друго не може: всичко се връща обратно от гравитационното поле. И така имаме множество от събития, една област в пространство-времето, от която не е възможно да се излезе, за да се стигне до далечен наблюдател. Тази област вече наричаме черна дупка. Нейната граница се нарича хоризонт на събитията и тя съвпада с пътищата на светлинните лъчи, които вече не могат да излязат от черната дупка.

За да разберем какво бихме видели, ако наблюдаваме звезден колапс да образува черна дупка, трябва да си припомним, че в теорията на относителността няма абсолютно време. Всеки наблюдател ще има собствено време. За някой, който е на звездата, времето ще се различава от това за някой на разстояние от нея поради гравитационното поле на звездата. Да предположим, че някой дързък астронавт е на повърхността на колапсираща звезда, колапсира с нея и изпраща ежесекундни сигнали по своя часовник към космическия си кораб, обикалящ около звездата. В някой момент по неговия часовник, да кажем в 11,00, звездата ще се свие под критичния радиус, когато гравитационното поле става толкова силно, че нищо не може да излезе навън от него, и сигналите от астронавта вече няма да достигат до кораба. С наближаването на 11,00 неговите спътници, наблюдаващи от космическия кораб, ще установят, че интервалите между последователните сигнали от астронавта ще стават все по-дълги и по-дълги, но този ефект ще е твърде слаб преди 10,50,50. Те ще трябва да чакат само малко повече от секунда между сигнала от 10,59,58 на астронавта и сигнала, който той изпраща, когато неговият часовник показва 10,59,59, но ще трябва вечно да чакат за сигнала 11,00. За хората на космическия кораб светлинните вълни, излъчени от повърхността на звездата между 10,59,59 и 11,00 по часовника на астронавта, ще се разпростират в един безкраен период от време. Времевият интервал между пристигането на последователните вълни до кораба ще става все по-голям и по-голям, така че светлината от звездата ще изглежда все по-червена и все по-слаба. Накрая звездата ще стане толкова слабичка, че вече няма да може да се вижда от космическия кораб: всичко, което би останало, е само черна дупка в пространството. Звездата обаче ще продължи да упражнява същата гравитационна сила върху космическия кораб, който би продължил да обикаля около черната дупка.

 

Сценарият обаче не е съвсем реалистичен поради следната трудност. Колкото по-далеч сте от звездата, толкова по-слаба става гравитацията, така че гравитационната сила върху краката на дръзкия ни астронавт винаги ще бъде по-голяма от силата върху главата му. Тази разлика между силите ще разпъне нашия астронавт като макарон или ще го разкъса, преди звездата да се е свила до критичния радиус, при който се образува хоризонтът на събитията! Ние смятаме обаче, че съществуват много по-големи обекти във Вселената, като например централните области на галактиките, които също могат да претърпят гравитационен колапс и да образуват черни дупки; на някои от тях астронавтът няма да бъде разкъсан, преди да се е образувала черната дупка. Фактически той няма да почувства нищо особено, когато достигне критичния радиус, и може да премине точката, от която няма връщане назад, без да забележи. Но само за няколко часа, докато областта продължава да колапсира, разликата между гравитационните сили върху главата и краката му ще стане толкова голяма, че пак ще го разкъса.

Съвместната ни работа с Роджър Пенроуз в периода между 1965 и 1970 г. показа, че според общата теория на относителността трябва да съществува сингулярност с безкрайна плътност и безкрайна кривина на пространство-времето в черната дупка. Това е нещо като Големия взрив в началото на времето, но в случая ще бъде край на времето за колапсиращото тяло и астронавта. В тази сингулярност научните закони и нашите възможности да предскажем бъдещето се провалят. Но всеки наблюдател извън черната дупка остава незасегнат от провалянето на предсказуемостта, тъй като нито светлината, нито какъвто и да било друг сигнал от сингулярността ще могат да стигнат до него. Този забележителен факт накара Роджър Пенроуз да предложи хипотезата за космическата цензура, която е нещо като парафразата „Бог ненавижда гола сингулярност“. С други думи, сингулярностите в резултат на гравитационен колапс настъпват само в места като черните дупки, където са благоприличие скрити от външен поглед чрез хоризонта на събития. Точно казано, това е известно като хипотезата за слаба космическа цензура: тя защитава наблюдателите, останали извън черната дупка, от последиците от провалянето на предсказуемостта, което настъпва в сингулярността, но съвсем не помага на бедния нещастен астронавт, който пада в дупката.

Съществуват решения на уравненията от общата теория на относителността, при които е възможно нашият астронавт да види гола сингулярност: може и да успее да избегне сингулярността и вместо в нея да попадне в „червоядина“ и да излезе в друга част на Вселената. Това би предложило чудесни възможности за пътешествия в пространството и времето, но за съжаление, изглежда, че всички тези решения са твърде неустойчиви: и най-малкото смущение, например присъствието на астронавт, може да ги измени така, че за астронавта да стане невъзможно да види сингулярността до момента, в който се сблъска с нея и времето му свърши. С други думи, сингулярността винаги ще се намира в неговото бъдеще и никога в миналото му. Силната версия на хипотезата за космическа цензура гласи, че в едно реалистично решение сингулярностите винаги ще са или изцяло в бъдещето (както сингулярностите от гравитационния колапс), или изцяло в миналото (както Големият взрив). Приятно е да се надяваме, че някоя от версиите на хипотезата е в сила, защото близо до голите сингулярности може да е възможно пътуване в миналото. Макар да е чудесно за писателите на научна фантастика, това би означавало ничий живот никога да не е в безопасност: някой може да отиде в миналото и да убие баща ви или майка ви още преди да сте заченат!

Хоризонтът на събития, границата на пространство-времевата област, от която не може да се избяга, действа като еднопосочна мембрана около черната дупка: обекти като непредпазливи астронавти могат да паднат през хоризонта на събития в черната дупка, но нищо не може никога да се измъкне от черната дупка през хоризонта на събитията. (Не забравяйте, че хоризонтът на събития е пътят на светлината в пространство-времето, която светлина се опитва да избяга от черната дупка, а нищо не може да се движи по-бързо от светлината.) За хоризонта на събития спокойно можем да цитираме казаното от Данте за входа на ада: „О, вий, кои пристъпяте тоз праг, надежда всяка оставете“. Всичко или всеки, който падне през хоризонта на събития, скоро ще стигне областта с безкрайна плътност и края на времето.

Общата теория на относителността предсказва, че движещи се тежки обекти ще предизвикат излъчването на гравитационни вълни, набръчквания в кривината на пространството, които се движат със скоростта на светлината. Те са подобни на светлинните вълни, които са набръчквания на електромагнитното поле, но за разлика от тях много по-трудно се регистрират. Подобно на светлината те отнасят енергия от обектите, които ги излъчват. Поради това може да се очаква, че една система от масивни обекти накрая достига стационарно състояние, тъй като при всяко движение енергията ще се отнася с излъчването на гравитационни вълни. (Както при хвърляне на корк във вода: отначало той подскача нагоре-надолу, но тъй като вълните отнемат от енергията му, накрая достига стационарно състояние.) Например движението на Земята по орбитата й около Слънцето създава гравитационни вълни. Ефектът от загубата на енергия се изразява в промяна на земната орбита така, че тя постепенно се приближава към Слънцето, докато накрая се сблъсква с него и достига до стационарно състояние. Скоростта на загуба на енергия в случая със Земята и Слънцето е твърде ниска: почти толкова, колкото е необходимата за малък електронагревател. Това означава, че Земята ще трябва да пътува до Слънцето за приблизително 10²⁷ години, така че засега няма защо да се тревожим! Промяната в орбитата на Земята е твърде бавна, за да се наблюдава, но същият ефект е наблюдаван през последните години в системата, наречена РSR. 1913 + 16 (където РSR означава „пулсар“ — специфична неутронна звезда, която регулярно излъчва радиовълнови импулси). Тази система съдържа две неутронни звезди, обикалящи една около друга, а енергията, която губят поради излъчване на гравитационни вълни, предизвиква движение по спирала една към друга.

При гравитационния колапс на звезда, когато се образува черна дупка, движенията ще са много по-бързи, така че скоростта, с която енергията се отнася, ще е много по-висока. Ето защо не след дълго тя ще достигне до стационарно състояние. Как ще изглежда този краен стадий? Може да се предположи, че той ще зависи от всички комплексни характеристики на звездата, от които е образувана — не само от нейната маса и скорост на въртене, но и от различните плътности на отделните области от звездата и от сложното движение на газовете във вътрешността й. А ако черните дупки са толкова разнообразни колкото обектите, при чийто колапс се образуват, може би ще се окаже много трудно да направим изобщо някакви предсказания за черните дупки.

През 1967 г. обаче канадският учен Вернер Израел, роден в Берлин, израснал в Южна Африка и получил докторска степен в Ирландия, направи революция в изследването на черните дупки. Израел показа, че според общата теория на относителността невъртящите се черни дупки трябва да са твърде прости; те са идеално сферични, размерът им зависи само от тяхната маса и всеки две такива черни дупки с еднаква маса са идентични. Фактически те могат да се опишат с едно частно решение на Айнщайновите уравнения, известно още от 1917 г. и намерено от Карл Шварцшилд малко след откриването на общата теория на относителността. Първоначално мнозина, включително самият Израел, твърдяха, че след като черните дупки трябва да са идеално сферични, една черна дупка би могла да се образува само при колапса на идеално сферичен обект. Всяка реална звезда — която никога не би била идеално сферична — би трябвало само да колапсира, за да се образува гола сингулярност.

Има обаче и друга интерпретация на резултата на Израел, отстоявана в частност от Роджър Пенроуз и Джон Уилър. Те твърдят, че бързите движения при звездния колапс означават, че гравитационните вълни, отделяни от звездата, я правят по-сферична и когато достигне до стационарно състояние, тя трябва да е идеална сфера. Според това гледище всяка невъртяща се звезда, независимо колко сложни са формата и вътрешният й строеж, след гравитационен колапс ще завърши с идеално сферична черна дупка, чийто размер ще зависи само от нейната маса. По-нататъшните изчисления подкрепиха това гледище и скоро то бе общоприето.

Резултатът на Израел се отнася до черни дупки, образувани само от невъртящи се тела. През 1963 г. новозеландецът Рой Кер намери множество решения на уравненията от общата теория на относителността, описващи въртящи се черни дупки. „Черните дупки на Кер“ се въртят с постоянна скорост, като размерът и формата им зависят само от тяхната маса и скорост на въртене. Ако въртенето е нулево, черната дупка е съвършено кръгла и решението е същото като решението на Шварцшилд. Когато въртенето е ненулево, черната дупка се издува около екватора си (също както Земята и Слънцето се издуват поради въртенето си) и колкото по-бързо се върти, токова повече се издува.

И така, за да се разпростре решението на Израел и за въртящи се тела, прие се, че всяко въртящо се тяло, което колапсира до образуване на черна дупка, накрая достига стационарно състояние, описано от решението на Кер.

През 1970 г. един колега и мой аспирант от Кеймбридж — Брандън Картър — пое първата стъпка към доказване на това предположение. Той показа, че когато една стационарна въртяща се черна дупка има ос на симетрия подобно на въртящ се пумпал, размерът и формата й ще зависят единствено от нейната маса и скорост на въртене. След това през 1971 г. аз доказах, че всяка стационарна въртяща се черна дупка всъщност има такава ос на симетрия. Накрая през 1973 г. Дейвид Робинсън от Кингс Колидж в Лондон използва получените от Картър и мен резултати, за да покаже, че догадката е правилна: такава черна дупка наистина трябва да е решението на Кер. И така след гравитационен колапс една черна дупка трябва да достигне до състояние, в което да може да се върти, но не и да пулсира. Нещо повече, размерът и формата й ще зависят само от нейната маса и скорост на въртене, но не и от естеството на тялото, чийто колапс е довел до образуването й. Този резултат стана известен с максимата „черната дупка няма коса“. Теоремата, че черните дупки нямат коса, е с голямо практическо значение, защото тя силно ограничава възможните видове черни дупки. Това ни позволява да направим подробни модели на обекти, които могат да съдържат черни дупки, и да сравним предсказанията на моделите с наблюденията. Това означава, че при образуването на черна дупка се губи голямо количество информация за тялото, което колапсира, защото впоследствие единственото, което можем да определим за това тяло, са неговата маса и скорост на въртене. Какво значение има това, Ще видим в следващата глава.

Черните дупки са един от твърде малкия брой случаи в историята на науката, когато една теория бива развита в големи подробности като математически модел, преди да има наблюдателни доказателства, че е правилна. Фактически това се оказа главният аргумент на опонентите на черните дупки: как може да се вярва в обекти, за които единственото доказателство са изчисления на базата на съмнителната обща теория на относителността?

През 1963 г. обаче Мартен Шмит, астроном от Паломарската обсерватория в Калифорния, измери червеното отместване на един слаб звездоподобен обект в посоката на източника на радиовълни, наречен ЗС273 (т.е. източник № 273 в Третия кеймбриджски каталог на радиоизточниците). Той установи, че отместването е прекалено голямо, за да се дължи на гравитационно поле: ако беше гравитационно червено отместване, обектът трябваше да е толкова масивен и толкова близо до нас, че би изменил планетните орбити в Слънчевата система. Това предполагаше, че червеното отместване се дължи на разширението на Вселената, което от своя страна означава, че обектът е на твърде голямо разстояние от нас. А за да е видим при такова огромно разстояние, обектът би трябвало да е твърде ярък, трябва, с други думи, да излъчва страхотно количество енергия. Единственият механизъм, който можехме да си представим, че ще даде такова огромно количество енергия, сякаш беше гравитационният колапс не просто на звезда, а на цяла централна област на галактика. Бяха открити и други подобни „квазизвездни обекти“, или квазари, всички с голямо червено отместване. Но всички те са много отдалечени и поради това твърде трудно могат да се наблюдават, за да се представят убедителни доказателства за черни дупки.

Допълнителна подкрепа за съществуването на черни дупки се появи през 1967 г. с откритието на аспирантката от Кеймбридж Джослин Бел на небесни обекти, които излъчват регулярни радиовълнови импулси. Първоначално Бел и нейният ръководител Антъни Хюиш мислели, че са установили контакт с чужда цивилизация от Галактиката! Фактически на семинара, когато обявиха своето откритие, си спомням, че нарекоха първите четири източника, които бяха открили, LGM1—4, където LGM значи „малки зелени човечета“. Накрая обаче и те, и всички останали стихнахме до не така романтичния извод, че тези обекти, наречени пулсари, са всъщност въртящи се неутронни звезди, които излъчват радиовълнови импулси в резултат на сложно взаимодействие между техните магнитни полета и заобикалящата ги материя. Това разочарова авторите на космически уестърни, но много обнадежди малцината като нас, които вярваха в черните дупки по това време; то бе първото потвърждение, че неутронни звезди съществуват. Една неутронна звезда е с радиус около 10 мили — само няколко пъти над критичния радиус, при който звездата започва да става черна дупка. След като една звезда може да колапсира до такива малки размери, не бе неразумно да очакваме, че други звезди биха колапсирали до още по-малки размери и биха се превърнали в черни дупки.

Към фигурата: По-ярката от двете звезди почти в центъра на фотографията е Лебед Х-1, за която се предполага, че се състои от черна дупка и нормална звезда, които обикалят една около друга

 

Но как да очакваме да открием черна дупка, след като по дефиниция тя не излъчва никаква светлина? Може да ви се стори, че е все едно да търсим черна котка в мазе с въглища. За щастие, начин има. Както Джон Мичъл бе отбелязал в своята пионерска работа от 1783 г., черната дупка продължава да упражнява гравитационно действие върху съседните й обекти. Астрономите са наблюдавали много системи, в които две звезди обикалят една около друга, привличани помежду си от гравитацията. Освен това те наблюдават и системи, в които има само една видима звезда, обикаляща около някакъв невидим спътник. Разбира се, не можем веднага да решим, че спътникът е черна дупка: той може просто да е звезда, твърде слаба, за да е видима. Някои от тези системи обаче, като наречената Лебед Х-1 (фиг. 6.2) са освен това силни източници на рентгенови лъчи. Най-доброто обяснение за това явление е, че от повърхността на видимата звезда се отнася материя. С падането си към невидимия спътник тя има спирално движение (подобно на вода, изтичаща от вана), става много гореща и започва да излъчва рентгенови лъчи (фиг. 6.3). За да работи този механизъм, невидимият обект трябва да е много малък, например да е бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка. От наблюдаваната орбита на видимата звезда може да се определи най-ниската възможна маса на невидимия обект. В случая с Лебед Х-1 тя е около 6 пъти масата на Слънцето, която според резултата на Чандрасекар е твърде голяма, за да може видимият обект да е бяло джудже. Масата е твърде голяма и за неутронна звезда. Оттук следва, че вероятно е черна дупка.

Съществуват и други модели за обясняване на Лебед Х-1, които не включват черна дупка, но всички те са прекалено умозрителни. Изглежда, че черната дупка е единственото наистина реално обяснение на наблюденията. И въпреки това аз се хванах на бас с Кип Торн от Калифорнийския технологичен институт, че фактически Лебед Х-1 не съдържа черна дупка! Това е нещо като застрахователна полица за мен. Хвърлил съм много труд по черните дупки и всичко би било напразно, ако се окаже, че черните дупки не съществуват. А в такъв случай бих имал утехата, че съм спечелил баса, който щеше да ми осигури четиригодишен абонамент за списанието „Прайвит ай“. Ако черните дупки съществуват, Кип щеше да спечели едногодишен абонамент за „Пентхауз“. Когато се обзаложихме през 1975 г., бяхме сигурни 80%, че Лебед е черна дупка. Засега бих казал, че вече сме сигурни 95%, но басът си остава.

Вече имаме доказателство за няколко черни дупки в системи като Лебед Х-1 в нашата Галактика и в двете съседни галактики, наречени Магеланови облаци. Броят на черните дупки обаче е почти сигурно много по-голям; в продължителната история на Вселената много са звездите, които трябва да са изразходвали ядреното си гориво и трябва да колапсират. Броят на черните дупки може би е дори по-голям от броя на видимите звезди, които само в нашата Галактика са общо 10¹¹. Допълнителното гравитационно привличане от такъв голям брой черни дупки би могло да обясни скоростта на въртене на нашата Галактика: само масата на видимите звезди е недостатъчна за това. Имаме и известни доказателства, че съществува една много по-голяма черна дупка с маса около 100 000 пъти масата на Слънцето в центъра на нашата Галактика. Ако някои звезди в Галактиката се приближат твърде близо до тази черна дупка, ще бъдат разкъсани от разликата между гравитационните сили за близките и далечните им страни. Техните останки и газът, изхвърлен от други звезди, ще падат към черната дупка. Както при Лебед Х-1 газът ще се движи навътре по спирала и ще се загрява, макар и не в такава степен. Той няма да стане достатъчно горещ, за да излъчва рентгенови лъчи, но би могъл да обясни твърде компактния източник на радиовълни и инфрачервени лъчи, наблюдаван в галактическия център.

Предполага се, че в центъра на квазарите съществуват подобни, но много по-големи черни дупки с маси около 10⁸ слънчеви маси. Веществото, попаднало в такава свръхмасивна черна дупка, осигурява единствения източник на мощност, достатъчно голям, за да обясни невероятното количество енергия, излъчвано от тези обекти. С движението си по спирала към черната дупка веществото ще накара черната дупка да се върти в същата посока, с което ще създаде магнитно поле, твърде подобно на земното. Падащата навътре материя ще породи близо до черната дупка частици с много висока енергия. Магнитното поле ще е толкова силно, че ще фокусира тези частици в струи, изхвърляни навън по оста на въртене на черната дупка, т.е. в направление на нейния северен и южен полюс. Такива струи наистина са наблюдавани в някои галактики и квазари.

Съществува и възможността да има черни дупки с маса, много по-малка от слънчевата. Такива черни дупки не биха могли да се образуват при гравитационен колапс, понеже техните маси са под границата на Чандрасекар: звездите с такава малка маса успяват да устоят на гравитационната сила Дори след като са изразходвали ядреното си гориво. Черни Дупки с малка маса могат да се образуват само ако материята бъде свита до невероятна плътност под въздействие на много голямо външно налягане. Такива условия могат да настъпят в една много голяма водородна бомба: физикът Джон Уилър бе пресметнал, че ако вземем цялата тежка вода от световните океани, можем да направим водородна бомба, която така да свие материята в центъра, че да образува черна дупка. (Разбира се, никой няма да оцелее; за да я види!) Една по-реална възможност е такива черни дупки с малка маса да са били образувани при високите температури и налягания на съвсем ранната Вселена. Черните дупки биха се образували само ако ранната Вселена не е била идеално гладка и еднородна, защото само една малка област, по-плътна от средното, би могла да се свие, за да образува черна дупка. Но ние знаем, че вероятно е имало някои неправилности, тъй като в противен случай материята във Вселената щеше и сега да е идеално равномерно разпределена, а нямаше да е групирана в звезди и галактики.

Дали неправилностите, изисквани за обясняване на звездите и галактиките, биха довели до образуването на значителен брой „първични“ черни дупки, несъмнено зависи от детайлите в състоянието на ранната Вселена. Така че, ако бихме могли да определим колко първични черни дупки има сега, ще научим доста за съвсем ранните стадии на Вселената. Първични черни дупки с маса повече от 10⁹ тона (масата на голяма планина) могат да се открият само по гравитационното им влияние върху друга, видима материя или върху разширението на Вселената. Но както ще научим в следващата глава, черните дупки всъщност не са наистина черни, те светят като горещо тяло и колкото по-малки са, толкова по-силно светят. Колкото и парадоксално да е, фактически ще се окаже, че е по-лесно да откриеш малка, отколкото по-голяма черна дупка!