Значение этого барьера впервые стало ясно из решений уравнений Эйнштейна, полученных в 1916 г. Карлом Шварцшильдом, поэтому часто этот барьер называют шварцшильдовским барьером, а радиус этого барьера — шварцшильдовским радиусом.
Таким образом, в отношении невозможности связи с чёрной дырой общая теория относительности делает ещё более сильное утверждение, чем ньютоновский закон тяготения. Не только свет не может достичь внешнего наблюдателя, но и кажущееся замедление времени на поверхности объекта приводит к тому, что наблюдатель на самом деле никогда не доживёт до момента превращения объекта в чёрную дыру!
Чтобы завершить эту релятивистскую дискуссию, посмотрим, что случится с наблюдателем В после того, как он пересечёт шварцшильдовский барьер. Мощные теоремы, доказанные в 60-х годах в рамках общей теории относительности Роджером Пенроузом, Стивеном Хоукингом и Робертом Герохом, утверждают, что никакие известные физические силы не могут теперь остановить коллапс объекта в точку. Но в точечном состоянии плотность вещества становится бесконечной. Неевклидовость геометрии вблизи коллапсирующего тела приобретает все более странные черты, так что в конце концов вообще не поддаётся математическому описанию! Такое конечное состояние справедливо называется сингулярным, и считается, что здесь наступает конец всякого физического описания.
Естественно, что это сингулярное конечное состояние скрыто от глаз внешнего наблюдателя шварцшильдовским барьером. Но для наблюдателя В такой конец есть неизбежная реальность. Более того, по его собственным часам конец наступает довольно быстро после того, как он пересекает шварцшильдовский барьер. Сколько же длится весь коллапс в точку по часам В? Может быть, несколько удивительно, что ответ тот же самый, который был получен ранее на основе ньютоновской теории: Солнцу, если оно лишится всех видов давления, потребуется 29 мин, чтобы сжаться в точку. Иными словами, хотя наблюдатель А может находиться в блаженном неведении относительно того, что происходит внутри чёрной дыры, для наблюдателя В конец является неизбежной и жестокой реальностью. Поиск чёрных дыр
Объект, который по определению нельзя видеть, естественно, нелегко обнаружить. Как же астрономы собираются искать чёрные дыры?
Конечно, чёрную дыру нельзя увидеть с помощью любого доступного астрономам телескопа, начиная от радиотелескопов и кончая γ-детекторами. Тем не менее, можно использовать косвенные методы, связанные с теми гравитационными эффектами, которые чёрная дыра вызывает в окружающем веществе.
Идеальными в этом смысле являются двойные звёзды. На рис. 67 показана пара звёзд А и В, вращающихся друг относительно друга. В такой ситуации наблюдатель видит периодическое изменение положения А и В в пространстве. Через определённый промежуток времени звёзды А и В возвращаются в исходное положение. Такие пары звёзд встречаются довольно часто и называются двойными звёздами.
Рис. 67. Пара звёзд А и В, вращающихся вокруг их общего центра масс С, образует систему двойной звезды
Предположим теперь, что звёзды А и В достаточно близки друг к другу в там смысле, что разделяющее их расстояние не сильно превышает сумму их радиусов. Когда звёзды так близки, каждая из них стремится оторвать часть вещества с поверхности своей соседки.
Такое взаимодействие носит название приливного взаимодействия. Оно аналогично тем силам, которые порождаются Луной на Земле, вызывая приливы в океанах. Таким образом, когда звезда В оказывает приливную силу на звезду А, ближайшее к В вещество звезды А начинает перетекать в направлении к В, и наоборот.
Представим теперь ситуацию, когда А является звездой-гигантом, а В - чёрной дырой. Если предположить, что А достаточно близко к В, то вещество будет перетекать от А к В, но не наоборот. Дело в том, что из чёрной дыры невозможно извлечь вещество. В результате мы приходим к сценарию, показанному на рис. 68. Здесь вещество, отнятое у А, не падает сразу в В, а вращается вокруг неё, пока постепенно не поглотится. Так происходит потому, что звёзды А и В вращаются друг относительно друга, следовательно, любое вещество, покидающее А, стремится вращаться вокруг В, а не падать сразу на неё.
Рис. 68. В двойном рентгеновском источнике возникает рентгеновское излучение от диска аккреции вокруг компактной звезды В (чёрная точка). Диск образуется тем веществом, которое звезда В притягивает с поверхности своего спутника А. Стрелки указывают вращение двойной системы
Такой непрерывный круговорот вещества образует дискообразную структуру, которая может простираться вокруг чёрной дыры до расстояний; равных нескольким шварцшильдовским радиусам. Так как падающее на чёрную дыру вещество представляет собой очень плотный и горячий (из-за частых столкновений атомов друг с другом) газ, то этот газ начинает излучать, в основном, рентгеновское излучение. Ряд астрофизиков в 60-е годы разработали представление о таком диске аккреции, окружающем чёрную дыру в двойной системе. Благодаря недавно возникшей рентгеновской астрономии появились надежды на обнаружение чёрных дыр указанным способом.
При таком подходе возникает, однако, неопределённость. То, что было сказано до сих пор о чёрных дырах, относится и к нейтронным звёздам. Если звезда В на рис. 68 является нейтронной звездой, она также будет образовывать вокруг себя диск аккреции, испускающий рентгеновское излучение.
Таким образом, если мы и обнаружим рентгеновский источник, связанный с двойной системой, в которой одна звезда видима, то все что мы можем сказать, это то, что другая звезда является либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой. Но как узнать, с чем мы имеем дело?
Именно здесь и следует вспомнить о пределе на массу, равном 2М☉, для стабильных нейтронных звёзд. Если по наблюдениям движения видимой компоненты А мы можем определить массу её компаньона В и если эта масса окажется меньше 2М☉, мы можем сделать вывод, что В является нейтронной звездой. Но если окажется, что масса В существенно больше 2М☉, есть основания полагать, что мы имеем дело с чёрной дырой. На практике массу В нельзя определить точно, но наблюдения параметров орбиты А позволяют установить пределы возможных значений массы В.
Дополнительной проверкой может стать регистрация флуктуаций рентгеновского излучения от двойного источника. Чем быстрее флуктуации, тем меньше диск аккреции. Поскольку чёрные дыры более компактны, чем нейтронные звёзды, их диски аккреции соответственно несколько меньше. Таким образом, от чёрной дыры следует ожидать возникновения очень быстрых вариаций рентгеновского излучения.
В табл. 7 приведены данные о нескольких двойные рентгеновских источниках в Галактике. Заметим, что в большинстве случаев оценки массы звезды В лучше всего согласуются с тем, что это — нейтронная звезда. Таблица 7. Двойные рентгеновские звёзды в Галактике1291 Рентгеновский источник Пределы на массу
компактной компоненты
в единицах М☉ 3U 0900—40 1,6—2,4 Cen Х-3 (Центавр Х-3) 0,7—4,4 Her Х-1 (Геркулес Х-1) 0,4—2,2 3U 1700—37 0,6-? Cyg Х-1 (Лебедь Х-1) 6—15