Для реально существующих в нашей Вселенной чёрных дыр мы можем измерить излучение, исходящее от окружающей их материи, и уловить гравитационные волны, испускаемые во время фаз сближения и слияния. Хотя на сегодня нам известно не так много двойных систем, излучающих в рентгеновском диапазоне, LIGO и другие детекторы гравитационных волн должны суметь заполнить недостающие участки данных в тех диапазонах масс, где чёрные дыры должны существовать.
Если взять достаточно большую массу и утрамбовать её в достаточно небольшой объём, неизбежно возникнет чёрная дыра. Любая масса во Вселенной искривляет вокруг себя ткань пространства-времени, и чем больше она искривлена, тем сложнее выбраться из гравитационного притяжения этой массы. Чем меньше становится объём, тем быстрее вам нужно двигаться, чтобы удалиться от этого объекта.
В какой-то момент скорость, которую вам нужно будет набрать, чтобы выбраться оттуда, превысит скорость света – это пороговое значение для формирования чёрной дыры. Согласно Общей теории относительности Эйнштейна любая масса в достаточно малом объёме способна сформировать чёрную дыру. Однако в физической реальности всё же существуют ограничения, из-за чего реализовываются не все математические возможности. Многие из таких чёрных дыр, какие мы можем себе представить, просто не появятся в нашей Вселенной. И вот, что именно не может произойти – насколько нам известно.
Неопределённость местоположения и импульса на квантовом уровне. Чем лучше вы измеряете координаты частицы, тем меньше вам известен её импульс, и наоборот. Местоположение и импульс лучше описывает вероятностная волновая функция, а не отдельные значения.
У чёрных дыр есть квантовый лимит. Ниже определённых значений расстояний реальность начинает меняться. У материи и энергии уже не будет определённых свойств, ограниченных лишь нашими измерительными инструментами – между различными свойствами начнёт проявляться взаимосвязь, обладающая внутренней неопределённостью. Если вы измерите местоположение частицы, то будете знать её импульс с большей неопределённостью. Если измерите время жизни или поведение на кратких промежутках времени, вы будете меньше знать о её энергии и массе покоя.
Существует предел того, насколько хорошо можно знать два парных свойства частицы одновременно – в этом состоит суть принципа неопределённости Гейзенберга. Эта неопределённость проявит себя даже в пустом пространстве, откуда удалены все виды материи и энергии. Если рассмотреть расстояние в 10-35 м, то фотону на его прохождение потребуется очень малое время: порядка 10-43 с. На таких малых временных промежутках принцип неопределённости говорит, что неопределённость в размере энергии соответствует (через E = mc2) 22 микрограммам – планковской массе.
На визуализации показаны флуктуации в квантовом вакууме. Чем меньше масштабы и временные промежутки, тем сильнее могут быть флуктуации. На планковских масштабах они становятся неотличимыми от чёрных дыр – что означает, что физика там ломается.
Если бы у вас была чёрная дыра массой в 22 микрограмма, какого размера у неё был бы горизонт событий? Ответ – планковской величины, 10-35 м. Это иллюстрирует высказывание физиков о «сломе реальности» на планковских масштабах: спонтанно возникающие флуктуации настолько сильны, что их нельзя отличить от чёрных дыр.
Однако эти чёрные дыры должны были бы немедленно распасться – время их испарения через излучение Хокинга будет меньше планковского: 10-43с. Мы знаем, что мы не можем доверять законам физики на таких мелких временных промежутках и расстояниях – что квантовой физике, что Общей теории относительности. А поэтому описать чёрную дыру с массой не более 22 микрограмм мы не можем. Таково квантовое ограничение на минимальный размер чёрной дыры в нашей Вселенной. Опустившись ниже, мы не сможем делать осмысленных физических заявлений.
Если появившаяся чёрная дыра имеет очень малую массу, появляющиеся из-за искривлённого пространства близ горизонта её событий квантовые эффекты заставляют её быстро испаряться через излучение Хокинга. Чем меньше масса чёрной дыры, тем быстрее она испаряется.
На текущий момент все чёрные дыры с массой меньше определённой величины должны были бы уже испариться. Один из замечательных примеров применения квантовой теории поля к пространству близ чёрной дыры состоит в том, что чёрные дыры не стабильны, они излучают, из-за чего в итоге испаряются. Этот процесс известен под названием "излучение Хокинга", и когда-нибудь из-за него испарятся все чёрные дыры в нашей Вселенной.
По поводу причин этого излучения существует путаница – не в последнюю очередь из-за самого Хокинга – но главное, что нужно понять в связи с этим:
- Излучение появляется из-за разницы в кривизне пространства-времени вблизи и вдали от горизонта событий чёрной дыры.
- Чем меньше масса чёрной дыры, тем меньше её горизонт событий, тем больше пространственная кривизна.
В итоге чёрные дыры меньшей массы испаряются быстрее. Если бы наше Солнце было чёрной дырой, на её испарение ушло бы 1067 лет. Если бы Земля была чёрной дырой, на её испарение ушло бы меньше – всего 1051 лет. Наша Вселенная существует порядка 13,8 млрд лет, поэтому все чёрные дыры массой меньше 1012 кг – что примерно соответствует общей массе всех людей на планете Земля – должны были уже испариться.
Как чёрные дыры производит низкоэнергетическое тепловое излучение, излучение Хокинга, вне горизонта событий – так и расширяющаяся с ускорением Вселенная с тёмной энергией (в виде космологической константы) постоянно производит аналогичное излучение: излучение Унру, связанное с космологическим горизонтом.
Чёрных дыр массой меньше 2,5 солнечных, скорее всего, не существует. По законам физики чёрные дыры могут формироваться всего лишь несколькими способами. Можно взять кусок материи и дать ей сколлапсировать под действием гравитации – если её ничто не остановит, она может сжаться в чёрную дыру. Также можно дать куску материи сжаться, чтобы получилась звезда, и если её ядро окажется достаточно массивным, оно в итоге сожмётся и сформирует чёрную дыру. Наконец, можно взять останки звезды, которым не хватило массы – к примеру, нейтронную звезду – добавить массы через слияние с другим телом или аккрецию, и подождать, пока не получится чёрная дыра.
Мы считаем, что на практике реализуются все эти сценарии, и возникают реалистичные чёрные дыры. Но при массе меньше определённой величины ни один из них не породит чёрной дыры.
Фотоны из видимого диапазона, близкого к инфракрасному, дошедшие до телескопа «Хаббл», показывают, как массивная звезда в 25 раз массивнее Солнца вдруг исчезла, не породив ни сверхновой, ни другого взрыва. Единственным разумным объяснением будет её прямой коллапс.
Мы уже видели, как куски материи «исчезают» – например, как пропадают звёзды. Самое логичное объяснение, которое наилучшим образом соответствует данным – это то, что часть звёзд спонтанно коллапсирует в чёрную дыру. К сожалению, это звёзды очень большой массы, как минимум раз в десять массивнее Солнца.
Звёзды с массивными ядрами часто заканчивают жизнь эффектным взрывом сверхновой, при этом их ядра схлопываются. Звезда с массой в 800% солнечных или более – прекрасный кандидат на сверхновую. Звёзды с менее массивными ядрами в конце концов породят нейтронные звёзды, а с более массивными – чёрные дыры. Самая массивная из всех найденных нейтронных звёзд, появившихся в таком процессе, имеет массу в 2,17 больше Солнца.
Наконец, можно взять объект с меньшей массой, чем у упомянутых нейтронных звёзд, и позволить ему высосать массу из компаньона или столкнуть его с другим компактным массивным объектом. Есть шанс, что они сформируют чёрные дыры.
Числовая симуляция последних миллисекунд двух нейтронных звёзд, сближающихся по спирали. Высокая плотность показана синим, низкая – голубым. Итоговая чёрная дыра показана серым – изменение цвета демонстрирует переход от нейтронной звезды к чёрной дыре.
Хотя с определённостью мы пока наблюдали только два примера слияния двух нейтронных звёзд, эти случаи снабдили нас очень подробной информацией. Во втором случае общая масса составляла 3,4 солнечных, и пара превратилась в чёрную дыру. В первом случае общая масса составляла 2,7 солнечных, и всё оказалось сложнее. Несколько сотен миллисекунд эта быстро вращающаяся масса вела себя как нейтронная звезда, и внезапно она переключилась на поведение, свойственное чёрной дыре. После такого перехода назад она уже не вернулась.
Сейчас мы думаем, что дело в существовании небольшого промежутка масс – от 2,5 до 2,8 солнечных – в котором могут существовать схлопнувшиеся объекты вроде нейтронных звёзд, но для этого им нужно очень быстро вращаться. Если скорость вращения падает и останки звезды успокаиваются, принимая более сферическую форму, они превращаются в чёрную дыру. Если масса меньше нижнего предела, получится только нейтронная звезда, и никаких чёрных дыр. Если масса больше верхнего предела, получится чёрная дыра, и никаких нейтронных звёзд.
Самая массивная двойная система чёрных дыр из всех, от которых мы получали сигнал: OJ 287. На полный оборот у неё уходит 11-12 лет. И несмотря на то, что диаметр орбиты составляет 1/5 светового года (что в сотни раз больше, чем расстояние от Плутона до Солнца), слияние чёрных дыр случится всего через несколько тысяч лет.
Что насчёт более тяжёлых чёрных дыр? Есть ли там какой-то промежуток масс, в котором их не существует? Есть ли верхний предел массы чёрной дыры? Конечно, чёрные дыры могут стать гораздо массивнее, чем несколько солнечных масс. И изначально учёные видели некий разрыв в данных, однако после 6 лет работы LIGO мы получили достаточно данных, чтобы подтвердить существование чёрных дыр средней массы, которые раньше просто трудно было найти.
Однако практическое верхнее ограничение на их массу действительно будет – мы просто до него ещё не добрались. Мы находим чёрные дыры с массой, приближающейся к 100 миллиардам солнечных. У нас даже есть кандидат на преодоление этой планки. С ростом, развитием и слиянием галактик происходит и рост их центральных чёрных дыр. В далёком будущем некоторые галактики вырастили свои чёрные дыры до 100 триллионов (1014) солнечных масс – это в 1000 раз больше крупнейших чёрных дыр на сегодня. И благодаря тёмной энергии, разводящей галактики в расширяющейся Вселенной во все стороны, мы ожидаем, что никакие чёрные дыры не смогут вырасти значительно больше указанной массы.
Ограничения на тёмную материю от изначальных чёрных дыр. Существует огромное количество свидетельств того, что в ранней Вселенной не возникло большой популяции чёрных дыр, содержавших тёмную материю.
Что насчёт изначальных чёрных дыр – тех, что появились сразу после Большого взрыва? Вопрос сложный, поскольку свидетельств их существования не найдено. На эту идею, появившуюся в 1970-х годах, было наложено уже множество ограничений, порождённых наблюдениями. Мы знаем, что после рождения Вселенной некоторые её участки были плотнее других. И если плотность какого-то участка всего на 68% больше средней, этот участок неизбежно схлопнется в чёрную дыру. И хотя масса чёрной дыры не может быть меньше примерно 1012 кг, превышать этот предел можно на любую величину.
Ориентироваться мы можем по флуктуациям реликтового излучения. Эти температурные флуктуации соответствуют более и менее плотным участкам ранней Вселенной, и судя по ним, самые плотные участки всего на 0,003% плотнее среднего. Да, эти масштабы, конечно, больше, чем масштабы поисков чёрной дыры. Однако поскольку никакой убедительной теоретической мотивации и никаких наблюдаемых свидетельств в пользу существования изначальных чёрных дыр нет.
Коллапсируя, материя формирует чёрные дыры. Первым физику, применимую к пространству-времени с точки зрения всех наблюдателей во всех точках пространства и все моменты времени проработал Пенроуз. С тех пор его концепция является золотым стандартом в Общей теории относительности.
Очень долго вопрос существования чёрной дыры оставался дискуссионным. 50 лет с того момента, когда их впервые теоретически вывели в ОТО, никто не был уверен, что они физически могут существовать в нашей Вселенной. Работа Роджера Пенроуза, удостоенная нобелевской премии, продемонстрировала возможность их существования – и всего через несколько лет после её публикации мы открыли первую чёрную дыру в нашей галактике: Лебедь X-1. С тех пор плотину прорвало, и мы постоянно открываем всё новые чёрные дыры с массами, сравнимыми со звёздами, со средними массами и сверхмассивные чёрные дыры.
Но нижний предел на массу чёрной дыры в нашей Вселенной существует: мы считаем, что не бывает чёрных дыр массой меньше, чем 2,5 солнечных (то есть, порядка 5*1030 кг). И если на сегодня самые массивные из известных чёрных дыр имеют массу в 100 млрд солнечных, то в конце концов они вырастут в 1000 раз больше. Изучение чёрных дыр даёт нам уникальные знания о нашей Вселенной, природе гравитации и пространства времени – но оно не даст нам ответы на все вопросы. Ясно лишь, что в нашей Вселенной некоторых чёрных дыр действительно не может быть.
