Гравитация. Последнее искушение Эйнштейна - читать онлайн книгу. Автор: Маркус Чаун cтр.№ 52

Открытие Чедвика имело огромные последствия для понимания процессов в звёздах, масса которых превышает «предел Чандрасекара», то есть 1,4 солнечной массы. Да, их внутренности действительно превращаются в мягкий зефир, а гравитация сжимает их до бесконечно малого состояния. Но это не всё, что происходит в подобных звёздах. В какой-то момент электроны оказываются вжатыми в ядра, где они вступают в реакцию с протонами и образуют нейтроны.

Нейтроны, как и электроны, являются фермионами, а нейтронный газ, так же как и электронный, даёт звезде достаточно сил для сопротивления гравитации. Но нейтроны гораздо меньше атомов, поэтому вместо белого карлика размером с планету Земля появляется клубок нейтронов размером с Эверест. Материал, из которого состоит этот нейтрон, будет таким плотным, что кубик его размером с кусок сахара будет весить столько же, сколько всё человечество, вместе взятое.

В 1940-х годах британский астроном Фред Хойл предположил, что единственным возможным источником энергии для появления сверхновой (звёздной вспышки, такой яркой, что она может затмить свет галактики из 100 миллиардов звёзд) является гравитационная энергия, высвобождающаяся в тот момент, когда обычная звезда превращается в нейтронную. Но обнаружить нейтронные звёзды удалось лишь в 1967 году, когда выпускница Кембриджа Джоселин Белл открыла первый пульсар. ^[203]

Несмотря на то что «давление вырождения электронов» стабилизирует нейтронные звёзды и не даёт им сколлапсировать под воздействием гравитации, у таких звёзд имеется та же ахиллесова пята, что и у белых карликов. Это релятивистские звёзды — частицы, из которых они состоят, движутся почти со скоростью света. Соответственно, после преодоления какого-то предела массы даже вещество нейтронной звезды начинает размягчаться.

Физика нейтронов, которые удерживают вместе ядерные силы, гораздо более сложна, чем физика электронов, которые взаимодействуют за счёт электромагнитных сил. Поэтому максимальная масса нейтронной звезды определена не так точно, как предел Чандрасекара. Впервые её рассчитал российский физик Лев Ландау в 1932 году, и считается, что она в три раза превышает массу Солнца. Если звезда проходит этот порог, то никакая сила во Вселенной не может спасти её от коллапса и превращения в сингулярность.

Установление пороговой массы не имело бы смысла, если бы во Вселенной не было звёзд в три или более раза тяжелее Солнца. Но такие звёзды, конечно же, существуют. Масса некоторых из них превышает солнечную в 100 раз. Подобные звёзды крайне нестабильны, и на них часто происходят массивные потрясения, приводящие к объёмным выбросам вещества в космос. Но даже после таких «конвульсий» к моменту, когда звёздного топлива в них больше не остаётся, они всё равно обычно оказываются гораздо тяжелее Солнца, а значит, коллапса и формирования чёрной дыры избежать невозможно.

Это факт, который мы знаем наверняка. В 1971 году спутник NASA под названием «Uhuru» обнаружил первого кандидата на роль чёрной дыры: звезду Лебедь Х-1. На данный момент только в нашей Галактике известно несколько десятков чёрных дыр звёздной массы. Кроме того, наблюдения с помощью телескопа «Хаббл» подтвердили, что в сердце почти каждой галактики во Вселенной имеется гигантская чёрная дыра. Некоторые из них весят в 50 миллиардов раз больше Солнца, в то время как Стрелец А*, центр Млечного Пути, находящийся от нас в 27 000 световых лет, имеет массу, лишь в 4,3 раза превышающую солнечную. Происхождение таких сверхмассивных чёрных дыр остаётся загадкой для современной астрофизики.

Но чёрные дыры, поместившие сингулярность в самое сердце общей теории относительности, были не единственной проблемой для теории гравитации Эйнштейна. Существовала и ещё одна — Большой взрыв.

Общая теория относительности описывает, как материя (или, если говорить более обобщённо, энергия) искривляет ткань пространства-времени. Эйнштейн никогда не боялся по-настоящему масштабных задач, поэтому в 1917 году он применил свою теорию к самому большому из известных ему скоплений материи — всей Вселенной.

Гравитация управляет макромиром, потому что существует всего один тип массы, и она всегда притягивает другую массу. Поэтому, несмотря на то что сила притяжения — одна из самых слабых в природе, её воздействие нарастает по мере увеличения массы, и уже на планетарном уровне гравитация становится непреодолимой и превалирует над всеми прочими фундаментальными силами. Как писал Терри Пратчетт, «гравитация — это привычка, от которой не так-то легко избавиться». ^[204] В отличие от гравитации сильные и слабые ядерные силы действуют лишь на очень малых расстояниях, а электромагнитные силы не ограничены в пространстве, но зато гасятся на больших дистанциях из-за существования двух типов электрического заряда.

Гравитация — словно космический Купидон, пытающийся собрать воедино все одинокие частицы материи во Вселенной. С начала времён, когда материю разнесло Большим взрывом по всем уголкам космоса, гравитация стала её клубом одиноких сердец. Дэн Симмонс замечал: «Любовь встроена в самую структуру Вселенной в виде материи и силы притяжения». ^[205]

Применив свою теорию гравитации ко Вселенной, Эйнштейн создал космологию, то есть науку о происхождении, развитии и судьбе космоса. Но кое в чём он ошибся. Как и Ньютон до него, он верил, что Вселенная всегда была неизменной и навечно такой останется. Идея статичной Вселенной была крайне притягательной, ведь в таком случае у неё не было ни начала, ни конца, а значит, не стоило и задумываться о её возникновении.

Проблема состояла в том, что уравнения Эйнштейна описывали динамичное пространство-время, которое просто не могло находиться в состоянии покоя. Чтобы исправить этот недочёт, Эйнштейн предположил, что пустое пространство содержит энергию, искривляющую его вне зависимости от присутствия материи. Это искривление, которое он назвал космологической постоянной, представляет собой постоянную отталкивающую силу пустого пространства. Несмотря на то что все тела во Вселенной влияют друг на друга с силой притяжения, отталкивающая сила её нивелирует. И вуаля — мы получаем статичную Вселенную.

В 1930 году главный последователь Эйнштейна, физик Артур Эддингтон, продемонстрировал, что эта гипотеза неверна. Она была нестабильна, словно карандаш, стоящий вертикально. Одно легчайшее движение — и всё обрушится. Вселенная, которую описывал Эйнштейн, балансировала на грани между расширением и коллапсом, и любой толчок мог её опрокинуть.

Но хотя Эйнштейн и упустил суть своих уравнений, говорящих о том, что Вселенная должна находиться в движении, от некоторых его коллег она не укрылась. Чтобы упростить уравнения и сделать их пригодными для решения, Эйнштейну пришлось предположить, что плотность материи во Вселенной всегда остаётся неизменной. Но в тот же год, когда он опубликовал это предположение, Виллем де Ситтер, голландский учёный, читавший ещё первые, контрабандой вывезенные из страны экземпляры работ Эйнштейна, попробовал применить теорию относительности ко всей Вселенной самостоятельно. В отличие от Эйнштейна он не настаивал на неизменной плотности материи и старался смотреть на получившиеся результаты более открыто. Де Ситтер выявил, что Вселенная, в которой действует теория Эйнштейна, должна расширяться. Если поместить в такую Вселенную две частицы, то из-за расширения расстояние между ними будет медленно увеличиваться.