Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
существовать в реальной вселенной. Это ведет к множеству возможных
моделей, причем каждая соответствует различному внешнему окружению черной
дыры и/или различной массе черной дыры.
Все сценарии, которые мы описываем в оставшейся части этой статьи, будут
основаны на моделях, которые были построены итеративными макроскопически-
микроскопическими рассмотрениями. Однако при описании сценариев мы
ограничимся минимумом деталей. Детали сделали бы эту статью слишком
длинной.
3. ОДИНОЧНЫЕ ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ, ВОЗНИКАЮЩИЕ ПРИ КОЛЛАПСЕ НОРМАЛЬНЫХ ЗВЕЗД
3.1. СМЕРТЬ ЗВЕЗД И РОЖДЕНИЕ ДЫР
В нашей Галактике звезды непрерывно рождаются и непрерывно умирают. С
уверенностью известно, что они рождаются в процессе гравитационного
сжатия плотных межзвездных газовых облаков; что после начальной стадии
сжатия, длящейся примерно 5-107 лет для массы M~Mq и меньше 105 лет для
М> IOMq, в их недрах загорается водород; что затем они существуют за счет
ядерного горения в течение <>1010лет, если M<Mq, и /<2-107 лет,
еслиМ>1ОМ0, и что затем они умирают. (Детали этой картины можно найти в §
6.5—6.7 книги Клейтона (471 и в обзоре Айбена [86].) *)
Детали агонии звезд известны плохо. Однако типы возможных остатков
умерших звезд твердо установлены теорией. Они включают расширяющиеся
газовые облака, возникшие в результате разрушения всей звезды или ее
части (примером может служить Крабовидная туманность), белые карлики
(известны сотни примеров, см., например, [72, 206]), нейтронные звезды
(хорошо известные как источники энергии и регуляторы пульсаров и
рентгеновских компонент в некоторых двойных рентгеновских источниках,
см., например, [103, 121]) и черные дыры. Белые карлики не могут иметь
массу более чем M®fKC«l,4MQ, если они вращаются медленно [43], или ~ЗЛ4©,
если они вращаются быстро и дифференциально [58]. Нейтронные звезды не
могут превышать предела М"*кс, который в зависимости от способа
рассмотрения оценивается в пределах между 1,3 и 2,5 Mq (см., например,
[5]) и который, по-видимому, ограничен соотношением
ms;kc<(5mo)(p0/Pij-v. (8)
4) См. также работу Зельдовича и Новикова [239].— Прим, перев.
III. Астрофизика черных дыр
171
даже при наличии вращения (см., например, [76]). Здесь р,д = «=2-1014 г-
см-3— плотность материи внутри обычного атомного ядра, аро~(0,5-^-5)рЯд —
плотность, при которой, как полагают, современная теория ядерной материи
в больших масштабах может приводить к серьезным ошибкам. Измеренные массы
белых карликов и нейтронных звезд согласуются с этими теоретическими
ограничениями [73, 164, 216]. Черные дыры, являющиеся конечным продуктом
звездной эволюции, могли бы иметь массы в диапазоне от Л1^Кс вплоть до
масс самых тяжелых нормальных звезд M~100 Mq (см., например, [47]), но
они, вероятно, не могут иметь масс, меньших ~Л4?аКС, так как ядерные силы
препятствуют сжатию таких малых количеств материи до плотностей черной
дыры.
Конечная судьба данной звезды зависит не только от ее массы при рождении,
но и от того, как много массы она ухитрится потерять за свою жизнь.Тот
факт, что должна происходить значительная потеря массы, следует из
наличия белых карликов (Л1<1,4 Д4©) в Гиадах — звездном скоплении столь
молодом, что в нем до сих пор умерли только звезды с начальной массой
Л4>2,1 Mq [7]. Более того, утекающая масса («звездный ветер») наблюдается
спектроскопически для большого количества звезд, причем для некоторых
звезд главной последовательности (живущих за счет горения водорода) массы
M^20Mq измеренный ветер достаточно силен, чтобы значительно уменьшить
массу звезды, прежде чем в ее недрах исчерпается водородное горючее
[106]. Некоторые наиболее аргументированные современные предположения
относительно количества массы, теряемой различными звездами, изложены в
обзоре Вайде-мана [217]. Однако они представляют собой скорее догадки,
возникающие на стадии изучения. Приемлемо, хотя и маловероятно, что все
звезды могли бы сбрасывать свою массу до предела Л4<Л1?*КС еще до начала
процесса умирания, избегая тем самым судьбы черных дыр; и также
приемлемо, хотя и маловероятно, что все звезды с массой, превышающей
М?акс в конце жизни, могли бы выбросить достаточно массы на стадии
агонии, чтобы стать нейтронными звездами. Ни имеющиеся наблюдательные
данные, ни современная теория не могут исключить этих возможностей.
Имеется печальный комментарий к теории, который состоит в том, что если
игнорировать наблюдательные ограничения, то можно допустить для всех
звезд даже уменьшение массы до значений, лежащих ниже предела белых
карликов Л4„акс. что означает невозможность образования нейтронных звезд.
Действительно, вскоре после открытия пульсаров появилась теоретическая
работа [4], в которой говорилось, что нейтронные звезды вообще никогда не
могут образоваться в природе из-за того, что углеродно-детонированный
ядерный взрыв должен разрушить любую звезду с массой, превышающей МJ^KC,
прежде чем она могла бы коллапсировать. Только недавно теория была
