В начале 1970-х годов выдающийся английский астрофизик Стивен У. Хоукинг (рис. 17.3) приступил к глубокому анализу явлений, сопутствовавших катастрофическому рождению Вселенной. Прежде всего он отметил, что в обычном процессе эволюции звёзд практически невозможно рождение чёрных дыр с массами менее 3 солнечных. Звёзды, масса которых меньше, чем 3 массы Солнца, умирая, становятся белыми карликами или нейтронными звездами, о чем говорилось в гл. 7. Основной причиной, из-за которой существует эта нижняя граница для массы обычной чёрной дыры, является то обстоятельство, что рождение чёрной дыры обусловлено исключительно действием гравитационного притяжения. Лишь в том случае, когда масса умирающей звезды превышает 3 солнечные массы, гигантский вес триллионов триллионов тонн вещества, давящий со всех сторон в направлении к центру звезды, преодолевает сопротивление всех остальных физических сил и вызывает появление чёрной дыры. Ничто не может стать чёрной дырой, если его масса меньше, чем 3 солнечные массы, просто потому, что в природе существуют силы (например, давление вырожденных электронного и нейтронного газов), которые всегда останавливают процесс коллапса.

РИС. 17.3. СтивенУ. Хоукинг (слева) обсуждает проблему первичных чёрных дыр с автором этой книги в Калифорнийском технологическом институте. (С разрешения Ч. Кейеса.)

Описанное традиционное представление о массах чёрных дыр установилось начиная с середины 1960-х годов. Во Вселенной, как мы её теперь знаем, чёрной дырой не могут стать, скажем, кирпич или арбуз. В этих телах слишком мало вещества, чтобы создавалось всесокрушающее гравитационное поле. Допустим, однако, что удалось сжать до чрезвычайно малого объёма тело с малой массой. Если бы было возможно сжать кирпич или арбуз так, чтобы их размеры стали чрезвычайно малы (меньше чем размеры электрона), то и эти объекты исчезли бы за своим горизонтом событий и получилась бы очень маленькая чёрная дыра. Хотя такие процессы сейчас явно невозможны, Хоукинг догадался, что если на раннем этапе существования Вселенной процессы в ней были такими энергичными, что смогли привести к изотропии фонового излучения, то их энергии оказалось бы достаточно, чтобы «спрессовать» множество крошечных чёрных дыр! Таким путём Хоукинг постулировал существование первичных чёрных дыр, которые могут обладать массами намного меньшими, чем масса Солнца. Непосредственно после Большого Взрыва мощные катастрофические процессы могли привести к появлению первичных чёрных дыр с массами даже в 1/100000 г. Поэтому возможно, что повсюду во Вселенной разбросаны многочисленные очень маленькие чёрные дыры.

К середине 1970-х годов Хоукинг пришел к выводу, что эти первичные чёрные дыры должны по своим свойствам сильно отличаться от обычных, больших чёрных дыр. Чтобы понять, почему это так, рассмотрим обычную чёрную дыру, родившуюся при смерти массивной звезды. Гравитационное поле такой чёрной дыры даёт о себе знать на миллионы километров в окружности. Даже очень далеко от чёрной дыры по орбитам вокруг неё могли бы обращаться планеты подобно тому, как они обращаются вокруг Солнца. Но в случае первичной чёрной дыры уже на расстоянии нескольких метров от неё пространство-время является практически плоским. Когда вы стоите в нескольких метрах от скалы, весящей миллиарды тонн, вы не ощущаете её притяжения. Аналогично если бы вы стояли в нескольких метрах от первичной чёрной дыры, вобравшей в себя миллиарды тонн вещества, вы едва ли ощутили бы гравитационное притяжение к ней.

Все чёрные дыры, вне зависимости от их массы, обладают сингулярностью, окруженной горизонтом событий. Во всякой чёрной дыре имеется точка, в которой кривизна пространства-времени обращается в бесконечность. В случае массивной чёрной дыры (например, образовавшейся при смерти звезды) кривизна пространства-времени при подходе к сингулярности возрастает постепенно. Но в случае первичной чёрной дыры рост кривизны происходит намного быстрее. Как видно из рис. 17.4, на протяжении очень короткого пути кривизна пространства-времени возрастает так, что от почти плоской области мы попадаем в очень сильно искривлённую. Это означает, что приливные силы -те самые, которые стремятся разорвать все тела на части, - вблизи первичной чёрной дыры должны быть чрезвычайно велики. Хотя гравитационное поле здесь в среднем слабое, приливные натяжения около маленькой чёрной дыры намного сильнее, чем около обычной чёрной дыры.

РИС. 17.4. Большие и маленькие чёрные дыры. Изменение кривизны пространства-времени происходит гораздо стремительнее около первичных чёрных дыр, чем около обычных (массивных) чёрных дыр. Вблизи первичной чёрной дыры приливные силы должны быть особенно велики.

Как отмечалось в конце гл. 14, физикам-теоретикам нередко оказывалось полезным представлять себе пустое пространство как состоящее из виртуальных пар частиц и античастиц. Пользуясь представлением о виртуальных парах частиц, намного проще описывать процессы рождения и уничтожения пар, наблюдаемые физиками-ядерщиками в их лабораториях.

Рассмотрим теперь пустое пространство в непосредственных окрестностях маленькой первичной чёрной дыры. Как отмечалось выше, в этой области пространства существуют мощнейшие приливные силы. Имеются все основания считать, что это пустое пространство содержит виртуальные пары частиц и античастиц. Исходя из этого факта, Хоукинг пришел к выводу, что величина этих приливных сил достаточна для того, чтобы придать виртуальным парам энергию, достаточную для их превращения в реальные пары частица-античастица, которые появятся в пространстве. Иными словами, маленькие чёрные дыры должны испускать большое количество частиц и античастиц!

Здесь вы можете сказать, что подобный процесс рождения вещества и антивещества чёрной дыры сможет привести к испусканию в окружающий мир частиц лишь в том случае, если он происходит вне горизонта событий чёрной дыры. Но следующий важный теоретический результат Хоукинга (полученный им в 1974 г.)-это доказательство того, что это совсем не обязательно. Даже если частицы родились внутри дыры, существует отличная от нуля вероятность, что они выйдут сквозь горизонт событий во внешнюю Вселенную. Чтобы понять, почему частицы могут проходить сквозь горизонт событий, нужно разобраться в некоторых основных представлениях квантовой механики.

В начале нашего века, когда физики начали серьёзно задумываться над тем, что представляют собой атомы, электроны, протоны и другие субатомные частицы, они считали эти частицы, в сущности, маленькими кусочками обычного вещества. В первых грубых моделях атома было общепринятым, например, рассматривать электроны как крошечные бильярдные шары. Такое представление об субатомных частицах опиралось на законы в классической физике XIX в. (рис. 17.5, вверху).

РИС. 17.5. Субатомная частица. С точки зрения классической физики XIX в. такие частицы, как электроны или протоны, рассматривались по аналогии с маленькими бильярдными шарами. Но разработанная в XX в. квантовая механика описывает субатомные частицы с помощью волновых пакетов.

В ходе развития атомной и ядерной физики стало ясно, что представление о частицах как о бильярдных шарах чересчур ограниченно и потому имеет слишком узкие пределы применимости. Так, Вернер Гейзенберг обнаружил, что при рассмотрении весьма малых расстояний (порядка внутриатомных) невозможно точно определить, где в действительности находится такая частица, как электрон, если точно известна её скорость. Такая невозможность точного установления положения любой субатомной частицы при знании её скорости и наоборот легла в основу принципа неопределённости Гейзенберга. Суть его в том, что физик может говорить о вероятности того, что частица находится в определённый момент времени в данной точке пространства. Поэтому физики пришли к выводу, что гораздо полезнее и правильнее представлять себе субатомные частицы как волновые пакеты, изображение одного из которых приведено на рис. 17.5, внизу. Именно такая волновая модель частицы лежит в основе той области физики, которая называется квантовой механикой.