Чёрная дыра

Сверхмассивная чёрная дыра в центре галактики М 87. Это первое в истории человечества качественное изображение тени чёрной дыры, полученное напрямую в радиодиапазоне

Идея о существовании тела настолько большого, что даже свет не сможет преодолеть его притяжения, была упомянута в письме, опубликованном в ноябре 1784 года, написанном английским пионером астрономии и священнослужителем Джоном Мичеллом. В своих упрощённых расчётах Мичелл предположил, что плотность такого тела будет сравнима с плотностью Солнца, а его диаметр должен превышать диаметр Солнца в 500 раз: при таких условиях скорость убегания с поверхности тела превысит скорость света. Мичелл назвал такие тела «тёмными звёздами». Он верно отметил, что такие сверхмассивные, не излучающие света тела можно обнаружить по их гравитационному воздействию на близлежащие видимые тела.

Учёные того времени сначала были воодушевлены предложением о существовании гигантских невидимых «тёмных звёзд», но когда в начале XIX стала очевидной волновая природа света, энтузиазм несколько поутих. Если свет — волна, а не частица, было непонятно, какое влияние гравитация может оказывать на световые волны, если вообще оказывает.

В 1915 году Альберт Эйнштейн разработал общую теорию относительности, ранее показав, что гравитация влияет на движение света. Всего несколько месяцев спустя Карл Шварцшильд нашёл решение уравнений поля Эйнштейна, описывающее гравитационное поле точечной массы и сферической массы. Через несколько месяцев после Шварцшильда Иоганн Дросте, ученик Хендрика Лоренца, независимо дал такое же решение для точечной массы и более подробно описал его свойства. Это решение в области, которую сейчас называют радиусом Шварцшильда, вело себя особым образом. Оно обращалось в сингулярность, то есть некоторые члены уравнений Эйнштейна становились бесконечными. Природа этой области в то время была не совсем понятна.

Артур Эддингтон упомянул о возможности существования звёзд с массой, сжатой до радиуса Шварцшильда, в книге 1926 года, отметив, что теория Эйнштейна позволяет исключить слишком большую плотность видимых звёзд, таких как Бетельгейзе, поскольку «звезда радиусом 250 млн км не может иметь такую высокую плотность, как Солнце. Во-первых, сила гравитации была бы настолько велика, что свет не смог бы вырваться из неё, лучи падали бы обратно на звезду, как камень на землю. Во-вторых, красное смещение спектральных линий было бы настолько велико, что спектр был бы вытеснен из существования. В-третьих, масса вызвала бы настолько сильное искривление метрики пространства-времени, что пространство замкнулось бы вокруг звезды, оставив нас снаружи (то есть нигде)».

В 1931 году Субраманьян Чандрасекар используя специальную теорию относительности, рассчитал, что невращающееся тело выше определённой предельной массы (теперь называемой пределом Чандрасекара — 1,4 солнечных масс) не имеет устойчивых решений. Против его аргументов выступили многие его современники, такие как Эддингтон и Лев Ландау, которые утверждали, что коллапс материи остановит какой-то неизвестный ещё науке механизм. Отчасти они были правы: белый карлик, масса которого немного превышает предел Чандрасекара, превратится в нейтронную звезду, которая сама по себе стабильна. Но в 1939 году Роберт Оппенгеймер и другие учёные предсказали, что нейтронные звёзды с массой выше другого предела (предела Толмана-Оппенгеймера-Волкова) будут коллапсировать дальше по причинам, описанным Чандрасекаром, и пришли к выводу, что ни один закон физики, вероятно, не вмешается в этот процесс и не остановит коллапс по крайней мере некоторых звёзд в чёрные дыры.

Их первоначальные расчёты, основанные на принципе исключения Паули, дали значение 0,7 солнечных масс; последующее рассмотрение взаимного отталкивания нейтронов повысило оценку примерно до 1,5 — 3,0 солнечных масс. Наблюдения за слиянием нейтронных звёзд GW170817, которые, как считается, вскоре после этого породили чёрную дыру, уточнили оценку предела до ~2,17 солнечных масс.

Оппенгеймер и его соавторы интерпретировали сингулярность на границе радиуса Шварцшильда как указание на то, что это граница пузыря, в котором время останавливается. Эта точка зрения верна для внешних наблюдателей, но не для падающих в чёрную дыру. Из-за этого схлопнувшиеся звёзды называли «замороженными», поскольку внешний наблюдатель видел бы поверхность звезды, застывшую во времени в тот момент, когда коллапс довёл её до радиуса Шварцшильда.

В 1958 году Дэвид Финкельштейн определил поверхность Шварцшильда как горизонт событий: «идеальную однонаправленную мембрану: причинные воздействия могут пересекать её только в одном направлении». Это не противоречило результатам Оппенгеймера, но расширяло их, включая в расчёты и точку зрения падающих в чёрную дыру наблюдателей.

Эти результаты появились в начале золотого века общей теории относительности, который ознаменовался тем, что общая теория относительности и чёрные дыры стали основными объектами исследований. Этому процессу способствовало открытие Джоселином Белл Бернеллом пульсаров в 1967 году, которые к 1969 году оказались быстро вращающимися нейтронными звёздами. До этого времени нейтронные звёзды, как и чёрные дыры, считались лишь теоретическими артефактами; но открытие пульсаров показало их физическую значимость и вызвало дальнейший интерес ко всем типам компактных объектов, которые могут образовываться в результате гравитационного коллапса.

Сначала предполагалось, что странные особенности решений чёрных дыр — патологические артефакты наложенных условий симметрии, и что сингулярности не появляются в обычных ситуациях. Этого мнения придерживались, в частности, Владимир Белинский, Исаак Халатников и Евгений Лифшиц, которые пытались доказать, что сингулярности не появляются в общих решениях. Однако в конце 1960-х годов Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг вывели доказательства того, что сингулярности появляются в общем случае. За эту работу Пенроуз получил половину Нобелевской премии по физике 2020 года, а Хокинг умер в 2018 году, не дождавшись её. На основе наблюдений в Гринвиче и Торонто в начале 1970-х годов Cygnus X-1, галактический рентгеновский источник, открытый в 1964 году, стал первым астрономическим объектом, общепризнанным как чёрная дыра.

11 февраля 2016 года коллаборации LIGO и Virgo объявили о первом прямом обнаружении гравитационных волн, появившихся в результате слияния чёрных дыр. 10 апреля 2019 года было опубликовано первое прямое изображение чёрной дыры и её окрестностей после наблюдений сверхмассивной чёрной дыры в галактическом центре Messier 87, сделанных телескопом Event Horizon Telescope в 2017 году. По состоянию на 2021 год, ближайшее известное к нам тело, которое считается чёрной дырой, находится на расстоянии около 1500 световых лет (460 парсек). Хотя до сих пор в Млечном Пути было обнаружено всего несколько десятков чёрных дыр, считается, что их сотни миллионов, но большинство из них одиночны и не дают излучения, поэтому их можно обнаружить только с помощью гравитационного линзирования.

По теореме об «отсутствии волос», достигнув стабильного состояния после образования, чёрная дыра имеет только три независимых физических свойства: массу, электрический заряд и угловой момент; в остальном чёрная дыра не имеет особенностей. Если гипотеза верна, то любые две чёрные дыры, имеющие одинаковые значения этих свойств, или параметров, неотличимы друг от друга. В какой степени эта гипотеза верна для реальных чёрных дыр в соответствии с законами современной физики, в настоящее время является нерешённой проблемой.

Поскольку чёрная дыра в конечном итоге достигает стабильного состояния, описываемого только тремя параметрами, нет способа избежать потери информации о начальных условиях: гравитационное и электрическое поля чёрной дыры дают очень мало информации о том, что в неё вошло. Потерянная информация включает все величины, которые невозможно измерить вдали от горизонта чёрной дыры, включая приблизительно сохраняющиеся квантовые числа, такие как общее число барионов и лептонов. Такое поведение настолько озадачило учёных, что его назвали парадоксом исчезновения информации в чёрной дыре.

Шаровое скопление

Шаровое скопление Мессье 80 в созвездии Скорпиона расположено в 28 000 световых годах от Солнца и содержит сотни тысяч звёзд

Шаровое скопление — это скопление гравитационно связанных звёзд в виде близкой к сфере фигуры. При этом концентрация звёзд в центре скопления выше, чем на окраине. В скопления могут входить от десятков тысяч до многих миллионов звёзд.

Хотя одно шаровое скопление, Омега Центавра, наблюдалось в древности и долгое время считалось звездой, признание истинной природы скоплений пришло с появлением телескопов в XVII веке. В первых телескопических наблюдениях шаровые скопления выглядели как нечёткие пятна, что заставило французского астронома Шарля Мессье включить многие из них в свой каталог астрономических объектов. Используя более крупные телескопы, астрономы XVIII века поняли, что шаровые скопления — это группы, состоящие из множества отдельных звёзд. В начале XX века распределение шаровых скоплений на небе стало одним из первых доказательств того, что Солнце находится далеко от центра Млечного Пути.

Шаровые скопления встречаются почти во всех галактиках. В спиральных галактиках, таких как Млечный Путь, они в основном находятся во внешней сфероидальной части галактики — галактическом гало. Это самый крупный и массивный тип звёздных скоплений, они, как правило, старше, плотнее и состоят из меньшего количества тяжёлых элементов, чем открытые скопления, которые обычно встречаются в дисках спиральных галактик. В Млечном Пути известно более 150 шаровых скоплений, а реально их может быть гораздо больше.

Происхождение шаровых скоплений и их роль в галактической эволюции неясны. Некоторые из них — одни из самых старых объектов в своих галактиках и даже во Вселенной, что ограничивает оценки возраста Вселенной. Раньше считалось, что звёздные скопления состоят из звёзд, которые образовались одновременно из одной звездообразующей туманности, но почти все шаровые скопления содержат звёзды, образовавшиеся в разное время или имеющие разный состав. Некоторые скопления могли иметь несколько эпизодов звездообразования, а некоторые могут быть остатками небольших галактик, захваченных более крупными галактиками.

Первое известное шаровое скопление, которое сейчас называется M 22, было открыто в 1665 году Абрахамом Иле, немецким астрономом-любителем. Скопление Омега Центавра, легко видимое на южном небе невооружённым глазом, было известно древним астрономам, таким как Птолемей, как звезда, но было переклассифицировано как туманность Эдмондом Галлеем в 1677 году, а затем, в начале 19 века, Джоном Гершелем как шаровое скопление.

К тому времени, как Уильям Гершель в 1782 году начал всестороннее исследование неба с помощью больших телескопов, было известно 34 шаровых скопления. Гершель обнаружил ещё 36 и первым указал, что практически все из них не отдельные объекты, а скопления звёзд. Он же ввёл сам термин «шаровое скопление».

Большая часть шаровых скоплений Млечного Пути находится на нашем небе вблизи галактического ядра. В 1918 году Шапли использовал это сильно асимметричное распределение для определения общих размеров галактики. Предполагая примерно сферическое распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики, он использовал положение скоплений для оценки положения Солнца относительно галактического центра.

Число известных шаровых скоплений в Млечном Пути продолжало расти, достигнув 83 в 1915 году, 93 в 1930 году, 97 в 1947 году, и 157 в 2010 году. Считается, что дополнительные, неоткрытые шаровые скопления находятся в галактическом балдже (сфероидальном уплотнении из звёзд в центре Галактики) или скрыты газом и пылью Млечного Пути.

Астрономы ищут экзопланеты у звёзд в шаровых звёздных скоплениях. Поиск гигантских планет в шаровом скоплении 47 Tucanae в 2000 году не дал результатов, что говорит о том, что присутствие более тяжёлых элементов в звёздах (а в шаровых скоплениях их крайне мало), необходимых для создания таких планет, должно составлять не менее 40% от содержания элементов в Солнце. Поскольку землеподобные планеты состоят из более тяжёлых элементов, таких как кремний, железо и магний, вероятность появления планет земной массы у звёзд-членов шаровых скоплений гораздо ниже, чем у звёзд в окрестностях Солнца. Поэтому маловероятно, что в шаровых скоплениях есть пригодные для жизни земные планеты.