Стівен Вільям Хокінг - Коротка історія часу

Ньютоновій теорії гравітації, бо швидкість світла стала[22]. (Гарматне ядро, яке летить угору від Землі, буде сповільнюватися під дією сили тяжіння, врешті-решт зупиниться і почне падати назад; тоді як фотон продовжуватиме рухатись угору зі сталою швидкістю. Тож як впливає Ньютонова сила тяжіння на світло?) Послідовна теорія про те, як сила тяжіння впливає на світло, з’явилася допіру тоді, коли 1915 року Айнштайн запропонував загальну теорію відносності. Та минуло ще чимало часу, поки зрозуміли її наслідки для масивних зір.

Щоб збагнути, як може утворитися чорна діра, потрібно спершу зрозуміти життєвий цикл зорі. Зоря утворюється тоді, коли велика кількість газу (здебільшого водню) починає стягуватися завдяки своєму гравітаційному притяганню. Вона стискається, атоми газу дедалі частіше зіштовхуються один з одним, на щораз більшій швидкості — газ нагрівається. Врешті газ стає такий гарячий, що атоми водню при зіткненні вже не відскакують один від одного, а зливаються, утворюючи гелій. Тепло, що виділяється під час цієї реакції, схожої на керований вибух водневої бомби, викликає світіння зорі. Це додаткове тепло також підвищує тиск газу, поки він не урівноважить гравітаційне притягання і газ не перестане стискатися. Це трохи схоже на повітряну кулю, де є баланс між тиском повітря всередині, яке намагається збільшити розміри кулі, та натягом гуми, що намагається зробити кульку меншою. Зорі залишатимуться в такому стабільному стані ще довго, допоки тепло від ядерних реакцій урівноважуватиме гравітаційне притягання. Однак врешті-решт у зорі вичерпається водень та інше ядерне паливо. Звучить як парадокс, але що більше палива зоря має від самого початку, то швидше воно закінчується. Річ ось у чому: що масивніша зоря, то гарячіша вона має бути, щоб урівноважити своє гравітаційне притягання. А що гарячіша, то швидше вона використає паливо. Нашому Сонцю, ймовірно, вистачить палива ще приблизно на п’ять мільярдів років, однак масивніші зорі можуть вичерпати своє паливо вже через сотню мільйонів років — за менше часу, ніж існує наш Всесвіт. Коли в зорі закінчується паливо, вона холоне і стискається. А що стається з нею опісля, вперше збагнули наприкінці 1920-х років.

1928 року індійський аспірант Субраманьян Чандрасекар вирушив до Англії, де навчався в Кембриджі у британського астронома сера Артура Единґтона, фахівця із загальної теорії відносності. (Кажуть, що на початку 1920-х років один журналіст сказав Единґтонові, що чув, нібито лише троє людей у всьому світі розуміють загальну теорію відносності. Единґтон задумався, а тоді відповів: «Я намагаюся згадати, хто цей третій».) Під час морської подорожі з Індії Чандрасекар розрахував, якої величини могла бути зоря, щоб і далі опиратися силі власного тяжіння після того, як витратить усе своє паливо. Ось до якого висновку він дійшов: коли зоря зменшується, частинки речовини наближаються одна до одної, а згідно з принципом Паулі, вони мусять мати дуже різні швидкості. Це змушує їх віддалятися одна від одної і це приводить до того, що зоря збільшується. Так зоря зберігає постійний радіус, утримуючи рівновагу між гравітаційним притяганням і відштовхуванням, яке виникає з принципу Паулі — так само як раніше тепло зрівноважувало гравітацію.

Утім Чандрасекар зрозумів, що відштовхування, яке може забезпечити принцип Паулі, має певну межу. Теорія відносності обмежує максимальну різницю у швидкостях частинок речовини в зорі швидкістю світла. Це означає, що коли зоря стане достатньо щільною, відштовхування, спричинене принципом Паулі, буде слабше за гравітаційне притягання. Чандрасекар вирахував, що холодна зоря, маса якої у півтора раза перевищує масу Сонця, не зможе опиратися силі власного тяжіння. (Цю масу тепер називають Чандрасекаровою границею). Таке ж відкриття зробив приблизно в той же час російський науковець Лев Давидович Ландау.

Це мало неабиякі наслідки для подальшої долі масивних зір. Якщо маса зорі менша за Чандрасекарову границю, вона може врешті-решт перестати стискатися і зупиниться в одному можливому кінцевому стані, такому як «білий карлик», з радіусом кілька тисяч миль і густиною сотень тон на кубічний дюйм. Білий карлик підтримується внаслідок відштовхування електронів у його речовині, згідно з принципом Паулі. Ми спостерігаємо велику кількість таких білих карликів. Один із перших виявлених — зоря, що рухається по орбіті навколо Сиріуса, най­яскравішої зорі на нічному небі.

Ландау зазначив, що зоря може мати ще один кінцевий стан, також з граничною масою приблизно рівною одній чи двом масам Сонця, але при цьому набагато менша, ніж навіть білий карлик. Ці зорі, згідно з принципом Паулі, підтримуються внаслідок відштовхування між нейтронами і протонами, а не між електронами. Через це такі зорі назвали нейтронними. Їхній радіус дорівнює всього десять миль, а густина — сотні мільйонів тон на кубічний дюйм. У той час, коли нейтронні зорі вперше передбачили, не було жодного способу, щоб їх можна було спостерегти. Виявили їх значно пізніше.

З іншого боку, зорі, маса яких перевищує Чандрасекарову границю, мають велику проблему, коли закінчується їхнє паливо. У деяких випадках вони вибухають або позбуваються достатньої кількості речовини, зменшуючи свою масу до нижчої за граничну і так уникають катастрофічного гравітаційного колапсу. Але важко повірити в те, що так відбувається завжди, хоч би яка велика була зоря. Як вона знатиме, що має скинути вагу? Та й навіть якщо кожній зорі вдасться позбутися достатньої маси, щоб уникнути колапсу, що трапиться, якщо ви додасте більше маси до білого карлика чи нейтронної зорі, щоб вони перевищили границю? Чи вона колапсуватиме до нескінченної густини? Единґтона приголомшило таке припущення і він відмовлявся вірити висновкам Чандрасекара. Единґтон вважав, що зоря просто не може сколапсувати в одну точку. Так гадало більшість науковців: сам Айнштайн написав статтю, у якій стверджував, що зорі не скорочуватимуться до нульового розміру. Ворожість інших науковців, особливо Единґтона, його колишнього вчителя і чільного фахівця зі структури зір, переконала Чандрасекара відмовитися від подальших досліджень у цьому напрямі й узятися натомість за інші проблеми в астрономії, як-от рух зоревих скупчень. Проте, коли він 1983 року був відзначений Нобелівською премією, то це було, принаймні почасти, за ранні роботи про граничну масу холодних зір.

Чандрасекар показав, що принцип Паулі не може зупинити колапс зорі, маса якої перевищує Чандрасекарову границю. Однак відповідь на питання, що ж станеться з такою зорею, згідно з загальною теорією відносності, уперше дав молодий американець Роберт Опенгаймер 1939 року. Втім він дійшов висновку, що не буде ніяких спостережних наслідків, які могли б виявити тогочасні телескопи. Невдовзі вибухнула Друга світова війна, і сам Опенгаймер активно долучився до проєктування атомної бомби. Після війни проблема гравітаційного колапсу була значною мірою забута, бо більшість науковців зацікавилися тим, що