Навигация
2. Так ли черны чёрные дыры
До 1970 г. Стивен Хокинг в своих исследованиях по общей теории относи-тельности сосредоточивался в основном на вопросе о том, существо-вала или нет сингулярная точка большого взрыва. Тогда еще не было точного определения, какие точки пространства-времени лежат внутри черной дыры, а какие - снаружи. Но многие уже обсуждали определе-ние черной дыры как множества событий, из которого невозможно уйти на большое расстояние. Это определение стало сейчас обще-принятым. Оно означает, что границу черной дыры, горизонт со-бытий, образуют в пространстве-времени пути лучей света, которые не отклоняются к сингулярности, но и не могут выйти за пределы черной дыры и обречены вечно балансировать на самом краю. Это как если бы, убегая от полицейского, держаться на шаг впереди, не будучи в силах совсем оторваться от него.
Пути лучей света на горизонте событий ни-когда не смогут сблизиться. Если бы это произошло, то лучи в конце концов пересеклись бы. Как если бы наткнуться на кого-то другого, тоже убегающего от полицейского, но в противоположном направлении,- тогда оба будут пойманы. (Или же, в нашем случае, упадут в черную дыру.) Но если бы эти лучи света поглотила черная дыра, то они не могли бы лежать на границе черной дыры. Сле-довательно, на горизонте событий лучи света должны всегда дви-гаться параллельно друг другу, т. е. поодаль друг от друга. Иначе говоря, горизонт событий (граница черной дыры) подобен краю тени - тени грядущей гибели. Если посмотреть на тень, созда-ваемую каким-нибудь очень удаленным источником, например Солн-цем, то вы увидите, что на краю тени лучи света не приближаются друг к другу.
Если лучи света, образующие горизонт событий, т. е. границу черной дыры, никогда не могут сблизиться, то площадь горизонта событий может либо оставаться той же самой, либо увеличиваться со временем, но никогда не будет уменьшаться, потому что ее умень-шение означало бы, что по крайней мере некоторые лучи света на границе черной дыры должны сближаться. На самом деле эта площадь будет всегда увеличиваться при падении в черную дыру вещест-ва или излучения. Если же две черные дыры столкнутся и сольются в одну, то площадь горизонта событий либо будет боль-ше суммы площадей горизонтов событий исходных черных дыр, ли-бо будет равна этой сумме. То, что площадь горизонта событий не уменьшается, налагает важное ограничение на возмож-ное поведение черных дыр, на самом деле это свойство площадей было уже известно. Но это исходило из несколько иного определения черной дыры. Оба определения дают одинаковые границы черной дыры и, следовательно, одинаковые площади при условии, что черная дыра находится в состоянии, не изменяющемся временем.
То, что площадь черной дыры не уменьшается, очень напоминает поведение одной физической величины - энтропии, которая является мерой беспорядка в системе. По своему повседневному опыту мы знаем, что беспорядок всегда увеличивается, если пустить его на самотек. (Попробуйте только прекратить дома всякий мелкий Ремонт, и вы убедитесь в этом воочию!) Беспорядок можно превратить в порядок (например, покрасив дом), но это потребует затраты усилий и энергии и, следовательно, уменьшит количество имею-щейся "упорядоченной" энергии.
Точная формулировка приведенных рассуждений называется вторым законом термодинамики. Этот закон гласит, что энтропия изолированной системы всегда возрастает и что при объединении двух систем в одну энтропия полной системы больше, чем сумма энтропий отдельных, исходных систем. В качестве примера рас-смотрим систему молекул газа в коробке. Можно представить себе, что молекулы - это маленькие бильярдные шары, которые все вре-мя сталкиваются друг с другом и отскакивают от стенок коробки. Чем выше температура газа, тем быстрее движутся молекулы и, следовательно, тем чаще и сильнее они ударяются о стенки коробки и тем больше создаваемое ими изнутри давление на стенки коробки. Пусть сначала все молекулы находятся за перегородкой в левой час-ти коробки. Если вынуть перегородку, то молекулы выйдут из своей половины и распространятся по обеим частям коробки. Через некоторое время все молекулы могут случайно оказаться справа или опять слева, но, вероятнее всего, в обеих половинах коробки число молекул окажется примерно одинаковым. Такое состояние менее упорядочено, т. е. является состоянием большего беспорядка, чем исходное состояние, в котором все молекулы находились в одной половине, и поэтому говорят, что энтропия газа возросла. Аналогич-но представим себе, что вначале имеются две коробки, в одной из которых молекулы кислорода, а в другой - молекулы азота. Если соединить коробки и вынуть общую стенку, то кислород и водород смешаются друг с другом. Наиболее вероятно, что через некоторое время в обеих коробках будет находиться довольно однородная смесь молекул кислорода и водорода. Это будет менее упорядочен-ное состояние, обладающее, следовательно, большей энтропией, чем начальное, отвечающее двум отдельным коробкам.
Второй закон термодинамики занимает несколько особое поло-жение среди других законов науки, таких, например, как ньютонов-ский закон тяготения, потому что он выполняется не всегда, а только в подавляющем большинстве случаев. Вероятность того, что все молекулы газа в первой коробке через некоторое время окажутся в одной половине этой коробки, равна единице, делен-ной на много миллионов миллионов, но такое событие все же может произойти. Если же поблизости есть черная дыра, то нарушить вто-рой закон, по-видимому, еще проще: достаточно бросить в черную дыру немного вещества, обладающего большой энтропией, например коробку с газом. Тогда полная энтропия вещества снаружи черной дыры уменьшится. Разумеется, можно возразить, что полная энтро-пия, включая энтропию внутри черной дыры, не уменьшилась, но раз мы не можем заглянуть в черную дыру, мы не можем и узнать, какова энтропия содержащегося в ней вещества. Значит, было бы неплохо, если бы черная дыра обладала какой-нибудь такой харак-теристикой, по которой внешние наблюдатели могли бы определить ее энтропию и которая возрастала бы всякий раз при падении в черную дыру вещества, обладающего энтропией. После того как бы-ло открыто, что при падении в черную дыру вещества площадь горизонта событий увеличивается, Джекоб Бикенстин, аспирант из Принстона, предложил считать мерой энтропии черной дыры пло-щадь горизонта событий. При падении в черную дыру вещества, обладающего энтропией, площадь горизонта событий черной дыры возрастает, и поэтому сумма энтропии вещества, находящегося сна-ружи черных дыр, и площадей горизонтов событий никогда не умень-шается.
Казалось бы, при таком подходе в большинстве случаев будет предотвращено нарушение второго закона термодинамики. Однако есть одно серьезное возражение. Если черная дыра обладает энтро-пией, то у нее должна быть и температура. Но тело, у которого есть некоторая температура, должно с какой-то интенсивностью испус-кать излучение. Все мы знаем, что если сунуть в огонь кочергу, она раскалится докрасна и будет светиться, но тела излучают и при бо-лее низких температурах, только мы этого обычно не замечаем из-за слабости излучения. Это излучение необходимо для того, что-бы не нарушался второй закон термодинамики. Итак, черные дыры Должны испускать излучение. Но по самому их понятию черные Дыры-это такие объекты, которые не могут испускать излучения. Поэтому создавалось впечатление, что площадь горизонта событий чёрной дыры нельзя рассматривать как ее энтропию. В 1972 г. Стивен Хокинг, Брендон Картер и их американский коллега Джим Бардин написали совместную работу, в которой говорилось, что несмотря на большое сходство между энтропией и площадью горизонта событий, вышеупомянутая трудность существует и представляется неустранимой. Эта статья писалась отчасти под влиянием раздражения, вызванного работой Бикенстина, который, как считал Хокинг, злоупотребил открытым мною ростом площади горизонта событий. Но в конце оказалось, что Бикенстин в принципе был прав, хотя, наверняка, даже не пред-ставлял себе, каким образом.
Будучи в Москве в сентябре 1973 г., Хокинг беседовал о черных ды-рах с двумя ведущими советскими учеными - Я. Б. Зельдовичем и А. А. Старобинским. Они убедили его в том, что в силу кванто-вомеханического принципа неопределенности вращающиеся черные дыры должны рождать и излучать частицы. Он согласился с физи-ческими доводами, но ему не понравился их математический спо-соб расчета излучения. Поэтому Хокинг занялся разработкой лучшего математического подхода и рассказал о нем на неофициальном семинаре в Оксфорде в конце ноября 1973 г. Тогда он еще не провел расчеты самой интенсивности излучения. Он ожидал получить лишь то излучение, которое Зельдович и Старобинский предсказали, рас-сматривая вращающиеся черные дыры. Но, выполнив вычисления, он, к своему удивлению и досаде, обнаружил, что даже невращаю-щиеся черные дыры, по-видимому, должны с постоянной интен-сивностью рождать и излучать частицы. Сначала он решил, что, вероятно, одно из использованных им приближений неправиль-но. Он боялся, что если об этом узнает Бикенстин, то он этим восполь-зуется для дальнейшего обоснования своих соображений об энтро-пии черных дыр, которые ему по-прежнему не нравились. Однако чем больше он размышлял, тем больше убеждался в том, что его приближения на самом деле правильны. Но его окончательно убе-дило в существовании излучения то, что спектр испускаемых частиц должен быть в точности таким же, как спектр излучения горя-чего тела, и что черная дыра должна излучать частицы в точности с той интенсивностью, при которой не нарушался бы второй закон термодинамики. С тех пор многие самыми разными способами повторили его расчеты и тоже подтвердили, что черная дыра долж-на испускать частицы и излучение, как если бы она была горячим телом, температура которого зависит только от массы черной ды-ры - чем больше масса, тем ниже температура.
Как же черная дыра может испускать частицы, если мы знаем, что ничто не выходит из нее за горизонт событий? Дело в том, гово-рит нам квантовая механика, что частицы выходят не из самой чер-ной дыры, а из "пустого" пространства, находящегося перед гори-зонтом событий! Вот как это можно понять: то, что мы представ-ляем себе как "пустое" пространство, не может быть совсем пус-тым, так как это означало бы, что все поля, такие, как гравитацион-ное и электромагнитное, в нем точно равны нулю. Но величина поля и скорость его изменения со временем аналогичны положе-нию и скорости частицы: согласно принципу неопределенности, чем точнее известна одна из этих величин, тем менее точно извест-на вторая. Следовательно, в пустом пространстве поле не может иметь постоянного нулевого значения, так как тогда оно имело бы и точное значение (нуль), и точную скорость изменения (тоже нуль). Должна существовать некоторая минимальная неопределен-ность в величине поля - квантовые флуктуации. Эти флуктуации можно себе представить как пары частиц света или гравитации, которые в какой-то момент времени вместе возникают, расходятся, а потом опять сближаются и аннигилируют друг с другом. Такие частицы являются виртуальными, как частицы, переносящие грави-тационную силу Солнца: в отличие от реальных виртуальные части-цы нельзя наблюдать с помощью детектора реальных частиц. Но косвенные эффекты, производимые виртуальными частицами, на-пример небольшие изменения энергии электронных орбит в атомах, можно измерить, и результаты удивительно точно согласуются с тео-ретическими предсказаниями. Принцип неопределенности предска-зывает также существование аналогичных виртуальных пар частиц материи, таких, как электроны или кварки. Но в этом случае один член пары будет частицей, а второй - античастицей (античастицы света и гравитации - это то же самое, что и частицы).
Поскольку энергию нельзя создать из ничего, один из членов па-ры частица - античастица будет иметь положительную энергию, а второй - отрицательную. Тот, чья энергия отрицательна, может быть только короткоживущей виртуальной частицей, потому что в нормальных ситуациях энергия реальных частиц всегда положитель-на. Значит, он должен найти своего партнера и с ним аннигили-ровать. Но, находясь рядом с массивным телом, реальная частица обладает меньшей энергией, чем вдали от него, так как для того, что-бы преодолеть гравитационное притяжение тела и удержаться вда-ли от него, нужна энергия. Обычно энергия частицы все-таки по-ложительна, но гравитационное поле внутри черной дыры так вели-ко, что даже реальная частица может иметь там отрицательную энергию. Поэтому, если имеется черная дыра, виртуальная частица с отрицательной энергией может упасть в эту черную дыру и прев-ратиться в реальную частицу или античастицу. В этом случае она уже не обязана аннигилировать со своим партнером, а покинутый партнер может либо упасть в ту же черную дыру, либо, если его энергия положительна, выйти из области вблизи черной дыры как реальная частица или как античастица. Удаленному наб-людателю покажется, что этот партнер испущен из черной дыры. Чем меньше черная дыра, тем меньше расстояние, которое придется пройти частице с отрицательной энергией до превращения в реаль-ную частицу, и, следовательно, тем больше скорость излучения и кажущаяся температура черной дыры.
Положительная энергия испускаемого излучения должна урав-новешиваться потоком частиц с отрицательной энергией, направлен-ным в черную дыру. Согласно уравнению Эйнштейна Е == тс2 (где Е - энергия, m - масса, с - скорость света), энергия прямо пропорциональна массе, а поэтому поток отрицательной энергии, входящий в черную дыру, уменьшает ее массу. Когда черная дыра теряет массу, площадь ее горизонта событий уменьшается, но это уменьшение энтропии черной дыры с лихвой возмещается энтро-пией испущенного излучения, так что второй закон термодинами-ки никогда не нарушается.
Кроме того, чем меньше масса черной дыры, тем выше ее тем-пература. Поэтому, когда черная дыра теряет массу, ее температу-ра и скорость излучения возрастают и, следовательно, потеря массы идет еще быстрее. Пока еще не совсем ясно, что происходит, когда масса чёрной дыры в конце концов становится чрезвычайно малой, но наиболее логичным представляется, что черная дыра полностью исчезает в гигантской последней вспышке излучения, эквивалентной взрыву миллионов водородных бомб.
Температура черной дыры с массой, равной нескольким мас-сам Солнца, должна быть равна всего одной десятимиллионной градуса выше абсолютного нуля. Это гораздо меньше, чем темпера-тура микроволнового излучения, заполняющего Вселенную (около 2,7° выше абсолютного нуля). Следовательно, черные дыры должны излучать даже меньше, чем поглощать. Если Вселенной суждено вечно расширяться, то температура микроволнового излучения в конце концов упадет ниже температуры такой черной дыры и черная дыра начнет терять массу. Но и тогда ее температура будет настоль-ко низкой, что она полностью испарится лишь через миллион миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов (единица с шестью-десятью шестью нулями) лет. Это значительно превышает возраст Вселенной, который равен всего десяти или двадцати тысячам мил-лионов лет (единица или двойка с десятью нулями). Но, как гово-рилось ранее, могли существовать первичные черные дыры с гораз-до меньшей массой, образовавшиеся в результате коллапса нерегулярностей на очень ранних стадиях развития Вселенной. Такие черные дыры должны иметь гораздо более высокую температуру и испускать излучение с гораздо большей интенсивностью. Время жизни первичной черной дыры с начальной массой тысяча мил-лионов тонн должно быть примерно равно возрасту Вселенной. Пер-вичные черные дыры с меньшими начальными массами должны были бы уже полностью испариться, а те, у которых начальные массы чуть-чуть больше, должны продолжать испускать рентгенов-ские и гамма-излучение. Эти виды излучения аналогичны световым волнам, но имеют гораздо меньшую длину волны. К подобным дырам едва ли подходит название черные, на самом деле они раскалены добела и излучают энергию с мощностью около десяти тысяч мега-ватт.
Одна такая черная дыра могла бы обеспечить работу десяти крупных электростанций, если бы только мы умели использовать ее энергию. А это довольно трудно: наша черная дыра имела бы массу, равную массе горы, сжатую примерно до одной миллион миллионной (единица, деленная на миллион миллионов) сантимет-ра, т. е. до размеров атомного ядра! Если бы одна из таких черных дыр оказалась на поверхности Земли, то мы никак не могли бы пре-дотвратить ее падение сквозь пол к центру Земли. Она колебалась бы взад-вперед вдоль земной оси до тех пор, пока в конце концов не остановилась бы в центре. Следовательно, единственное место для этой черной дыры, где излучаемую ею энергию можно было бы использовать,- это орбита вокруг Земли, а единственный способ привлечь черную дыру на эту орбиту - буксировать перед ней огромную массу, как морковку перед самым носом осла. Такое предложение выглядит не слишком реальным, по крайней мере в ближайшем будущем.
Но даже если мы не сможем использовать излучение этих пер-вичных черных дыр, то велика ли возможность их увидеть? Можно было бы искать гамма-излучение, которое черные дыры испускают на протяжении большей части своей жизни. Несмотря на то что чер-ные дыры в основном находятся далеко и поэтому дают очень слабое излучение, суммарное излучение всех черных дыр могло бы подда-ваться регистрации. Мы действительно наблюдаем "фон" такого гамма-излучения: интенсивности наблюдае-мых гамма-лучей различаются при разных частотах (частота - это число волн в секунду). Но источником этого фона могли быть, а может быть, и были не первичные черные дыры, а какие-нибудь другие процессы. Можно сделать вывод, что измерение фона гамма-излучения не дает никакой поло-жительной информации о существовании первичных черных дыр, но указывает на то, что во Вселенной не может быть в среднем больше 300 черных дыр в каждом кубическом световом году. Этот предел означает, что первичные дыры могли бы составлять максимум одну миллионную всего вещества во Вселенной.
При таком скудном количестве черных дыр могло бы показаться неправдоподобным, чтобы какая-нибудь из них оказалась очень близко от нас и ее можно было бы наблюдать как некий отдельный источник гамма-излучения. Но поскольку под действием гравитации первичные черные дыры должны притягиваться к любому веществу, их должно быть гораздо больше внутри и вокруг галактик. Следова-тельно, хотя вычисленный фон гамма-излучения говорит о том, что в одном кубическом световом году не может быть в среднем больше 300 первичных черных дыр, он не дает никакой информации о том, насколько часто первичные черные дыры встречаются в нашей соб-ственной Галактике. Если бы их было, скажем, в миллион раз больше, то ближайшая к нам черная дыра могла оказаться на расстоянии тысяча миллионов километров, т. е. примерно на уровне Плутона, самой далекой из известных планет. На таком расстоянии все равно очень трудно зарегистрировать постоянное излучение чер-ной дыры, даже если его мощность равна десяти тысячам мегаватт. Для наблюдения первичной черной дыры требуется зарегистриро-вать несколько гамма-квантов, пришедших с одной и той же сторо-ны, в течение какого-нибудь разумного интервала времени, скажем за неделю. Иначе они могут оказаться просто частью фона. Но по закону Планка каждый гамма-квант обладает большой энергией, так как гамма-излучение имеет высокую частоту, следовательно, для излучения даже десяти тысяч мегаватт потребуется не очень много квантов. А для наблюдения этих нескольких квантов, пришедших с расстояния, равного расстоянию до Плутона, нужен был бы детек-тор гамма-излучения намного большего размера, чем любой из ныне существующих. Кроме того, этот детектор нужно было бы поместить в космосе, потому что гамма-излучение не проходит через атмо-сферу.
Разумеется, если бы черная дыра, находящаяся на расстоянии Плутона, закончив свой жизненный цикл, взорвалась, последний всплеск излучения можно было бы с легкостью зарегистрировать. Но если черная дыра продолжает излучать в течение последних десяти или двадцати тысяч миллионов лет, то шансы на то, что ее гибель придется на ближайшие несколько лет, а не на те несколько миллионов лет, что уже прошли или еще наступят, действительно очень малы! Значит, чтобы иметь реальную возможность увидеть взрыв до окончания финансирования эксперимента, вы должны при-думать, как регистрировать взрывы, происходящие на расстоянии порядка одного светового года. Вам все равно будет нужен большой детектор гамма-излучения, чтобы зарегистрировать несколько гам-ма-квантов из тех, что образуются при взрыве. Но в этом случае отпадает необходимость проверять, что все гамма-кванты приходят с одной и той же стороны: достаточно будет знать, что все они зарегистрированы в течение очень короткого промежутка времени чтобы быть уверенным в том, что их источником является одна и та же вспышка.
Один из детекторов гамма-излучения, с помощью которого мож-но было бы опознавать первичные черные дыры,- это вся атмосфе-ра Земли. (Во всяком случае, вряд ли нам удастся построить детек-тор большего размера!) Когда гамма-квант, обладающий высокой энергией, сталкивается в земной атмосфере с атомами, рождаются пары из электронов и позитронов (антиэлектронов), которые в свою очередь сталкиваются с атомами и образуют новые электронно-позитронные пары. Возникает так называемый электронный ливень. Связанное с ним излучение представляет собой один из видов свето-вого и называется черенковским. Поэтому вспышки гамма-излуче-ния можно регистрировать, следя за световыми вспышками в ноч-ном небе. Существуют, конечно, и другие явления (такие, как мол-ния и отражение света от крутящихся спутников и обращающихся по орбитам отброшенных ступеней ракет-носителей), которые тоже сопровождаются вспышками на небе. Вспышки, обусловленные гам-ма-излучением, можно отличить от этих явлений, проводя наблю-дения одновременно из двух или большего числа пунктов, сильно удаленных друг от друга. Такие поиски предприняли в Аризоне двое ученых из Дублина, Нил Портер и Тревор Уикс. С помощью теле-скопов они обнаружили несколько вспышек, но ни одну из них нельзя было с определенностью приписать всплескам гамма-излу-чения первичных черных дыр.
Даже если поиск первичных черных дыр даст отрицательные результаты, а он может их дать, мы все равно получим важную информацию об очень ранних стадиях развития Вселенной. Если ранняя Вселенная была хаотической, или нерегулярной, или если давление материи было мало, можно было бы ожидать образования значительно большего числа черных дыр, чем тот предел, который нам дали наблюдения фона гамма-излучения. Объяснить, почему черные дыры не существуют в таком количестве, в котором их можно было бы наблюдать, можно лишь в том случае, если ранняя Вселенная была очень гладкой и однородной, с высоким давлением вещества.
Вывод о том, что черные дыры могут испускать излучение, был первым предсказанием, которое существенным образом основыва-лось на обеих великих теориях нашего века - общей теории отно-сительности и квантовой механике. Вначале этот вывод встретил сильное противодействие, так как шел вразрез с распространенным представлением: "Как черная дыра может что бы то ни было излу-чать?" Когда Хокинг впервые объявил о своих результатах на конферен-ции в Резерфордовской лаборатории под Оксфордом, все к ним отнеслись недоверчиво. В конце доклада председатель секции Джон Тейлор из Кингс-колледжа в Лондоне заявил, что все это че-пуха. Он даже написал статью, чтобы доказать, что Хокинг не прав. Но в конце концов большинство, в том числе и Джон Тейлор, пришли к выводу, что черные дыры должны излучать как горячее тело, если только верны все остальные представления общей теории относи-тельности и квантовой механики. Таким образом, хотя и не уда-лось отыскать первичную черную дыру, но если бы вдруг это удалось, то, по довольно общему убеждению, черная дыра должна была бы испускать мощное гамма- и рентгеновское излучение.
Вывод о существовании излучения, испускаемого черными дыра-ми, по-видимому, означает, что гравитационный коллапс не так уж окончателен и необратим, как думали раньше. Если астронавт упадет в черную дыру, то ее масса увеличится, но в конце концов количество энергии, эквивалентное этой прибавке массы, вернется во Вселенную в форме излучения. Следовательно, в каком-то смысле астронавт будет "регенерирован". Это, конечно, не самый лучший вид бессмертия: собственное представление о времени у астронавта почти наверняка пропадет, когда он разлетится на клочки внутри черной дыры! Даже частицы, испущенные черной дырой для ком-пенсации массы астронавта, будут не теми, из которых он состоял: единственное свойство астронавта, которое сохранится,- это его масса или энергия.
Приближения, которыми Хокинг пользовался в расчетах излучения черных дыр, должны хорошо выполняться, когда масса черной дыры превышает доли грамма, но они неприменимы в конце жизни черной дыры, когда ее масса становится очень малой. По-видимому, наи-более вероятный исход - это просто исчезновение черной дыры, по крайней мере из нашей области Вселенной. Исчезнув, она унесет с собой и астронавта, и любую сингулярность, которая могла бы в ней оказаться. Это было первое указание на возможность устране-ния квантовой механикой сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности. Однако те методы, которыми и Хокинг, и другие ученые пользовались в 1974 г., не могли дать ответы на такие вопросы, как, например, появятся ли сингулярности в квантовой гравитации. Поэтому начиная с 1975 г. Хокинг занялся разработкой более действенного подхода к квантовой гравитации, основанного на фейнмановском суммировании по историям (траекториям). Ответы, полученные при таком подходе, на вопросы о происхожде-нии и судьбе Вселенной и того, что в ней находится, например астронавтов, будут изложены в двух следующих главах. Мы уви-дим, что хотя принцип неопределенности налагает ограничения на точность всех наших предсказаний, он зато устраняет фун-даментальную непредсказуемость, возникающую в сингулярности пространства-времени.
Похожие работы
... черную дыру," - говорит Dr. Hironori Matsumoto из Массачусетского технологического института (MIT) в Кембридже. В прошлом в нашей галактике во время периодов интенсивного звездообразования могли образоваться средне - массивные черные дыры, так что в дополнение к примерно двум десяткам известных черных дыр и сверхмассивной черной дыре, расположенной в центре галактики, могут существовать сотни ...
... теория Эйнштейна является непревзойденной по красоте, строгости и экономности предпосылок, лежащих в (fee основании, и большинство физиков считают ее справедливой, в роли окончательного судьи в этом вопросе должен выступить опыт. Именно поэтому обсуждение свойств черных дыр и возможности наблюдения их с целью проверки предсказаний теории Эйнштейна в сильных гравитационных полях приобретают такое ...
... М84. Несмотря на то, что гравитация не позволяет покинуть окрестность черной дыры даже свету (см. центр снимка), ее присутствие можно обнаружить по падающему по спирали с огромным ускорением на поверхность черной дыры межзвездному веществу, скорость которого, определенная с помощью эффекта Допплера, составляет примерно 380 км/сек на расстоянии 26 световых лет от центра М84, галактики, находящейся ...
0 комментариев