Белые и черные дыры

Введение

Среди великого разнообразия небесных тел особое место занимает класс объектов, называемых чёрными дырами (ЧД). Их поле тяготения столь велико, что никакая частица, включая частицу (квант) света, не может вырваться изнутри такого объекта и уйти на бесконечность. Поэтому его поверхность действует как своего рода клапан, пропускающий вещество лишь в одну сторону — внутрь ЧД (отсюда и это название: вещество валится в ЧД как в дыру, а свет из неё выйти не в состоянии). Это уникальное свойство чёрных дыр прямо ведёт к уникальному факту — внешнему наблюдателю оно представляется как горячее тело, служащее источником теплового излучения. Это и другие тепловые свойства чёрных дыр описываются специальной теорией — термодинамикой чёрных дыр.

Чёрные дыры

Небесные тела со свойствами чёрных дыр рассматривались в рамках механики Ньютона ещё в XVIII веке как объекты, вторая космическая скорость которых, v = (2GM/R) 1/2, превышает скорость света c. Здесь G — постоянная тяготения, M — масса объекта, R — его радиус. Приведённому условию удовлетворяет объект, масса которого сконцентрирована в очень малом объёме с радиусом

R ≤ rg = 2GM/c 2 ≈ 3(M/MSol ) км,     (1)

где rg — гравитационный радиус тела, MSol — масса Солнца. Сферу радиуса rg называют горизонтом событий: именно ею ограничено поле зрения внешнего наблюдателя, лишённого информации о её внутренней части. Условие (1) оказалось справедливым и в рамках общей теории относительности.

Для подавляющей части небесных тел условие (1) нарушено. Так, для Солнца (радиус 7×10 5 км) и Земли (масса 6×10 27 г, радиус 6×10 3 км)величина rg составляет соответственно всего 3 км и ~ 1 см. Ещё контрастнее соответствующие цифры для земных объектов. Поэтому чёрная дыра возникает лишь при крайне необычных условиях сверхвысокой плотности вещества. Такие условия имеются прежде всего на конечном этапе эволюции звёзд с массой, превышающей примерно 3MSol; неудержимое гравитационное сжатие такой звезды — коллапс — ведёт в конечном счёте к выполнению условия (1) и к образованию чёрной дыры звёздной массы. Массы таких объектов лежат в диапазоне от 3 до 100MSol. Более тяжёлые массивные и сверхмассивные чёрные дыры с массами до 10 9MSol возникают в результате коллапса больших масс газа в центрах шаровых скоплений, в ядрах галактик и в квазарах. Лёгкие чёрные дыры с массами до 3MSol могли бы образоваться в результате нарастания флуктуаций плотности сверхсжатого вещества ранней Вселенной (первичные ЧД).

Абсолютно твёрдых доказательств существования чёрных дыр в космосе пока нет. Однако большинство учёных сходится во мнении, что рентгеновские источники в некоторых двойных системах представляют собой звёздные чёрные дыры, а активность многих (если не всех) ядер галактик и квазаров — результат существования массивных и сверхмассивных чёрных дыр в центрах этих объектов.

Предшественник чёрной дыры (массивная звезда, газ, флуктуация плотности) обладает множеством наблюдаемых параметров, относящихся как к его глобальным свойствам, так и к характеристикам его внутреннего строения. Информация о подавляющей части таких параметров теряется внешним наблюдателем в процессе образования чёрной дыры, которая не выпускает из себя никаких сигналов, характеризующих состав и структуру вещества, распределение электрических токов и пр. Этот факт образно описывают словами: чёрная дыра не имеет волос. Фактически наблюдатель может измерить лишь такие глобальные характеристики чёрной дыры, как её масса M, вращательный момент m и полный электрический заряд Q.

Эффект Хокинга

Нарисованная картина чёрной дыры носит классический, неквантовый характер. Квантовая механика вносит в неё некоторые коррективы: при сохранении горизонта событий чёрная дыра перестаёт быть „чёрной“, становясь источником излучения. Природа этого излучения та же, чтои у электронно-позитронных пар, рождаемых сильным электрическим полем, которое увеличивает энергию виртуальных (короткоживущих) пар в вакууме, превращая их в реальные (долгоживущие) 1 .

 Аналогичным образом рождает пары (в том числе и пары фотонов) и сильное поле тяготения чёрной дыры, действующее на частицы любого сорта. Одна из компонент пары становится реальной частицей снаружи (и вблизи) горизонта событий и, имея положительную энергию, может уйти в бесконечность; другая частица появляется внутри (и вблизи)горизонта и падает с отрицательной энергией внутрь чёрной дыры (см. рис. 1). В итоге чёрная дыра становится источником непрерывного потока частиц, уходящего в бесконечность. При формировании такого излучения никакая частица не пересекает горизонта событий, который тем самым по-прежнемуобладает свойствами клапана.

В 1974–1975 годах английский теоретик С. Хокинг проводил вычисления характеристик излучения чёрных дыр, руководствуясь нарисованной выше физической картиной. Он обнаружил, что свойства такого излучения в точности такие же, как у излучения горячего чёрного тела радиуса rg, нагретого до температуры(в кельвинах)

T ≈ 0,5·10 –7(MSol / M ).     (2)

В описанном явлении, которое называют эффектом Хокинга, температура обратно пропорциональна массе. В процессе излучения масса чёрной дыры уменьшается, а её температура растёт, что усиливает излучение и тем самым ускоряет убыль массы. Поэтому со временем чёрная дыра „разгорается“, её температура быстро растёт и за конечное время (в секундах)

t ≈ 10 72 (M / MSol ) 3     (3)

чёрная дыра прекращает существование, исчерпав всю свою массу.

Существенно, что последние мгновения перед исчезновением чёрной дыры будут протекать в режиме мощного взрыва с выделением энергиипорядка 10 30 эрг за время около 0,1 с. Такие взрывы можно было бы наблюдать и на большом расстоянии от Земли. Это не относится к звёздным и тем более к массивным и сверхмассивным чёрным дырам: уже при массе, равной солнечной, температура составляет ничтожные доли градуса, а время жизни ЧД намного больше времени существования Вселенной (см. формулы (2), (3)). Поэтому взрываться в нашу эпоху способны лишь первичные чёрные дыры с массой около 10 15 г (масса средней горы). К сожалению, такие взрывы до сих пор не наблюдались.

Как не впечатляющи следствия эффекта Хокинга, с точки зрения теории наибольший интерес представляет природа теплового характера чёрных дыр — имеем ли мы здесь дело с чисто случайным сходством или же по каким-то причинам чёрная дыра действительно представляет собой горячее тело.

Термодинамика чёрных дыр

После открытия эффекта Хокинга научное общественное мнение склонялось к тому, что имеет место чисто внешняя аналогия с термодинамическими соотношениями. Ни в самой постановке задачи об излучении чёрной дыры, ни в чисто динамическом методе её решения нет, казалось бы, ни малейшего намёка на термодинамику. Однако такая точка зрения просуществовала недолго. Пришлось вспомнить, что ещё до открытия Хокинга высказывалось немало соображений, свидетельствующих о тесном переплетении физики чёрных дыр и термодинамики.

Всё началось, по-видимому, с задачи, которую поставил известный американский теоретик Дж. Уилер перед своим аспирантом Дж. Бекенштейном за несколько лет до работ Хокинга. Пусть первоначально имеется чёрная дыра и вдали от неё горячее тело, обладающее некоторым запасом энтропии. Энтропия представляет собой меру того хаоса, который мы связываем с понятием теплоты (о количественномопределении энтропии см. ниже). чёрная дыра притянет к себе тело, которое в конце концов уйдёт под горизонт событий. Тогда наблюдатель столкнётся с явным нарушением второго начала термодинамики, согласно которому полная энтропия замкнутой системы (в данном случае системы „ЧД + тело“) не может уменьшаться со временем — порядок, в отличие от хаоса, не может возникать сам собой. В начальный момент времени энтропия системы была равна энтропии тела, а в конце она исчезла, так как внутренность чёрной дыры наблюдателю недоступна. На самом деле энтропия тела не исчезла, а передалась внутренней части чёрной дыры, но этот аргумент не более чем отговорка: физический мир внешнего наблюдателя не включает в себя внутренности чёрной дыры, а общие законы физики должны выполняться именно в этом мире 2 .

Существовали и другие, более формальные свидетельства того, что в физике чёрных дыр определяющей является термодинамика. Например, как показал сам Хокинг, поверхность чёрной дыры (для нескольких чёрных дыр — сумма поверхностей),

F = 4π rg2,     (4)

ведёт себя подобно энтропии, не уменьшаясь ни при каких естественных процессах с участием чёрной дыры — при падении вещества в чёрную дыру, при сливании двух чёрных дыр в одну и пр. (в этом легко убедиться с помощью соотношений (1), (4)). Однако до поры до времени такие свидетельства воспринимались как проявление чисто формальной аналогии.

По-видимому, только Бекенштейн почувствовал, что за всем сказанным стоит глубокая физика. Отвергнув возможность нарушения второго начала термодинамики, он дал следующее решение задачи Уилера. При падении тела внутрь чёрной дыры такие его характеристики, как масса, вращательный момент и заряд, не исчезают, а передаются чёрной дыре как целому, меняя соответствующим образом значения её наблюдаемыхпараметров M, m, Q. Бекенштейн расширил список таких характеристик тела, включив в него и энтропию, одновременно введя её в список наблюдаемых параметров чёрной дыры. Спасение второго начала термодинамики происходит при этом потому, что падающее тело меняет(увеличивает) энтропию самой чёрной дыры на величину, не меньшую исходной энтропии тела. Перечисленные наблюдаемые величины локализованы не внутри чёрной дыры (иначе они не были бы наблюдаемыми), а вне её горизонта, где они и проявляют себя: энтропия — в тепловом характере излучения Хокинга, масса и заряд — в гравитационном и электрическом полях чёрной дыры и пр.

Но Бекенштейн на этом не остановился, всерьёз восприняв чёрную дыру как термодинамический объект. Он определил температуру чёрной дыры (она практически совпала с результатом Хокинга, см. (2)), придумав особого рода машину, которая способна (мысленно, конечно) превращать тепло в работу в поле чёрной дыры (грубо говоря, это заполненный горячим излучением контейнер на длинной нити, который после его спуска до горизонта событий опорожняется, после чего поднимается обратно уже в облегчённом виде; выигрыш в энергии при спуске поэтому не меньше её затрат при подъёме, см. рис. 2). Температура чёрной дыры определяется коэффициентом полезного действия такой машины (теорема Карно). Одновременно, используя формулу (4), Бекенштейн нашёл и энтропию чёрной дыры, оказавшуюся пропорциональной её поверхности:

S ≈ 10 75k( M / MSol ) 2hF,     (5)

где k = 1,4·10 –16 эрг/град — постоянная Больцмана, F — площадь поверхности. Этот факт снимает покров таинственности со сказанного выше о свойствах поверхности чёрной дыры, которые оказываются прямым следствием второго начала термодинамики.

Определив температуру и энтропию чёрной дыры, Бекенштейн, однако, не сделал последнего шага — не предсказал самого эффекта Хокинга, который по справедливости должен был бы носить имя обоих учёных.

Коллапс тел малой массы

Результаты термодинамики чёрных дыр не ограничиваются выводом о неравенстве нулю температуры чёрной дыры. Эта теория, как и любой другой раздел термодинамики, позволяет делать общие и достаточно сильные утверждения без проведения конкретных микроскопических расчётов. Ещё один пример такого рода приводится ниже.

Выше говорилось, что коллапс могут испытывать лишь тела с массой, превышающей примерно 3MSol. В 1962 году советский теоретик Я.Б. Зельдович показал, что такая граница относится лишь к быстрому коллапсу. В действительности неудержимо сжиматься, хотя и чрезвычайно медленно, способно тело произвольной массы — состояние чёрной дыры предпочтительнее при любом значении M.

Термодинамика чёрных дыр вносит существенные коррективы в этот вывод. Применим к процессу коллапса второе начало термодинамики, требующее, чтобы энтропия тела в исходном состоянии была не больше энтропии при его переходе в состояние чёрной дыры. Первую из этих величин можно оценить, считая, что на каждую степень свободы классической системы частиц приходится энтропия, по порядку величины равная постоянной Больцмана,

S ≈ k(M/m) ≈ 10 57k(M / MSol ),     (6)

где m = 1,6×10 –24 г — масса нуклона. Вторая величина дается формулой (5). Отсюда видно, что процесс коллапса с образованием чёрной дыры звёздной массы необратим: энтропия в итоге возрастает почти на 20 порядков для звезды солнечной массы.

Будем теперь уменьшать массу звезды M. При этом, как видно из формул (5) и (6), энтропия чёрной дыры будет уменьшаться быстрее энтропии исходного тела и при значении M ~ 10 15 г эти величины становятся равными друг другу. При дальнейшем уменьшении M энтропия в процессе коллапса должна была бы уменьшаться, что очевидным образом противоречит второму началу термодинамики. Таким образом, нижняя граница массы коллапсирующего тела хотя и смещается вниз по отношению к величине 3MSol, но остаётся отличной от нуля. Подчеркнём, что приведённые рассуждения относились лишь к коллапсу изолированного тела и никоим образом неприложимы к первичным чёрным дырам.

Термодинамика и информация

Существование области, информация из которой не доходит до наблюдателя, имеет для термодинамики чёрных дыр принципиальное значение. Это видно уже из формулировки задачи Уилера, описанной выше, которая послужила отправным пунктом аргументации Бекенштейна. В более общем плане это ясно из следующих квантово-механических соображений. Горячая чёрная дыра, как и любое горячее тело, должна описываться не волновой функцией, а особой величиной — матрицей плотности, которая осуществляет неполное описание системы. Такая неполнота в случае обычного горячего тела связана с невозможностью детального описания составляющих его частиц, в случае чёрной дыры как динамической системы — с существованием указанной выше области.

Существует возможность прямого перехода от утверждения: „наблюдатель не имеет информации о внутренней части чёрной дыры“, к утверждению: „чёрная дыра обладает запасом энтропии, а значит, и отличной от нуля температурой“. Эта возможность опирается на сформулированный американским физиком Л. Сцилардом особый информационный подход к термодинамике, который восходит к классикам теории теплоты и развивался многими физиками и математиками. Такой подход сводится к установлению прямой связи величины энтропии системы с недостатком информации о её внутренней структуре. Речь идёт об объективном, принципиально невосполнимом недостатке информации, а не просто об отказе от возможной в принципе регистрации характеристик системы.

Идею информационного подхода сформулируем сначала на примере обычной термодинамики, точнее говоря, на примере перехода динамической системы в состояние термодинамического равновесия. Будем опираться на реальный пример — метод получения высокотемпературной плазмы путём инжекции (впрыскивания) в специальную камеру сгустка ускоренных частиц с его последующей термализацией. Первоначальный сгусток — для определённости монохроматический и поляризованный — представляет собой динамическую систему, описываемую волновой функцией. В процессе нелинейного взаимодействия частиц сгустка в камере развиваются соответствующие неустойчивости, система частиц становится хаотической и переходит в термодинамически равновесное состояние. Это состояние описывается матрицей плотности, причём соответствующая температура определяется первоначальной энергией сгустка. В итоге система „забывает“ своё начальное состояние и характеризуется существенно меньшим числом параметров (энергия или температура, давление или объём и пр.), чем полное число её степеней свободы. Каждому набору таких параметров отвечает огромное число N различных микросостояний системы — комплексий, по терминологии Больцмана, которые реализуют этот набор и которые в принципе невозможно различить. Равновероятность различных комплексий, невозможность предпочесть одну из них другой и есть точный и наиболее общий смысл понятия „хаос“.

Число комплексий N определяет по существу степень неполноты сведений о микроструктуре системы при заданном наборе указанных макроскопических параметров. Более удобный мерой такой неполноты информации о системе служит уже упомянутая выше энтропия системы, определяемая количественно соотношением

S = k lnN     (7)

и измеряемая в единицах постоянной Больцмана. Это информационное толкование энтропии.

Чтобы дать такому толкованию количественную формулировку, необходимо ввести следующее простейшее определение изменения количества информации ΔI в результате некоторого процесса. Если до его начала имелось P равновероятных ответов на некоторый вопрос о рассматриваемой системе, ни один из которых нельзя было предпочесть другому, а по окончании процесса число таких ответов стало p, то изменение информации о системе имеет вид ΔI = k ln(P/p).

Если P > p, то имеется прирост информации, ΔI > 0, тo есть сведения о системе стали более определёнными, а в обратном случае — её убыль.

Приложим такое определение к рассмотренному процессу перехода системы в термодинамически равновесное состояние. Вначале система была чисто динамической, её энтропия равнялась нулю и был единственный ответ на вопрос о микросостоянии системы: P = 1. В конце энтропия системы увеличилась на величину ΔS, а число ответов на поставленный вопрос выросло до p = N. Поэтому убыль информации после термализации ΔI = –k lnN, и основное соотношение информационного подхода (см. (7)) имеет вид

ΔS = –ΔI,     (8)

то есть уменьшение количества информации о системе равно приросту её энтропии и обратно. Важно, что при выводе формулы (8) не использован никакой конкретный механизм потери информации, что побуждает считать это соотношение универсальным.

Простой пример необратимого расширения на весь объём газа, первоначально сосредоточенного в половине объёма, проиллюстрирует соотношение (8) (рис. 3). Очевидно, что число равновероятных ответов на вопрос о поперечной по отношению к заслонке координате молекулы газа увеличивается вдвое после поднятия заслонки. Соответствующая убыль информации равна k ln2 , что в соответствии с (8) точно равно известному из термодинамики выражению для приходящегося на одну молекулу прироста энтропии в рассматриваемом процессе.

Из соотношения (8) следует, что невозможно нарушить второе начало термодинамики, то есть уменьшить энтропию замкнутой системы путём увеличения объёма информации о ней. За получение информации надо платить определённую цену, в том числе энтропийную, поскольку сам этот процесс необратим. Так, например, при определении координаты молекулы газа путём её освещения придётся считаться с тем, что рассеянный молекулой свет в конце концов диссипирует, поглотится системой, повысив её энтропию на величину, не меньшую выигрыша за счёт соотношения (8). Самое большее, чего можно достичь, это перераспределить энтропию (степень хаотичности) с одних степеней свободы на другие. Именно к этому и сводится работа технических устройств, упорядочивающих систему по некоторым параметрам, — регуляторов, которые обязательно имеют специальный орган (датчик), считывающий информацию о регулируемой величине.

В информационном подходе к процессу образования чёрных дыр ситуация очень близка к рассмотренному примеру термализации сгустка(от несущественной разницы — возможности ненулевой температуры у предшественника чёрной дыры — можно отвлечься). В случае чёрной дыры был доступен огромный объём информации о микросостоянии её предшественника, забытый в процессе коллапса. Образовавшаяся чёрная дыра помнит лишь малое число наблюдаемых параметров. Поэтому применительно к образованию чёрной дыры можно повторить почти всё сказанное. То, что у чёрной дыры отличная от нуля энтропия, нужно считать естественным и неизбежным.

Остаётся количественная проблема доказательства совпадения информационной (см. (7) или (8)) и термодинамической (см. (6)) формул для энтропии. Для этого нужно выявить те микросостояния, информации о которых лишён внешний наблюдатель. Этот вопрос оказался далеко не простым, и поэтому решение обсуждаемой проблемы затянулось на долгие годы. Уже из факта необратимости процесса образования чёрной дыры звёздной массы следует, что эти микросостояния не связаны со степенями свободы предшественника чёрной дыры. Такое решение было предложено лишь в самое последнее время. Исследования российских теоретиков И.Д.  Новикова и В.П.  Фролова показали, что микросостояния, играющие роль комплексий Больцмана, связаны с компонентами пар, которые рождены около горизонта событий (рис. 1), падающими внутрь чёрной дыры. Подсчёт их вклада в энтропию чёрной дыры ведёт к формуле (5).

Некоторые другие примеры

Утверждение об универсальной связи (8) изменений энтропии и информации можно подкрепить двумя примерами, предложенными канадским физиком У. Унру. Эти примеры не относятся к физике чёрных дыр. Первый из них можно считать газодинамическим аналогом чёрной дыры. Рассмотрим объём газа под высоким давлением, окружённый звукопоглощающей стенкой с отверстием, сквозь которое вырывается газ со сверхзвуковой скоростью, приобретаемой, например, при протекании через сопло Лаваля (рис. 4).

В рамках гидродинамики (от оптических явлений мы отвлекаемся) срез сопла можно считать горизонтом событий: никакой звуковой сигнал не может проникнуть снаружи внутрь объёма. Согласно информационному подходу такая система должна обладать запасом энтропии. И действительно, квантовый расчёт звукового поля около отверстия показывает, что оно служит источником фотонов, находящихся в состоянии термодинамического равновесия с некоторой отличной от нуля температурой.

Второй пример более сложен. Хорошо известно, что явления в поле тяготения и в ускоренной системе отсчёта имеют очень близкую и глубокую аналогию, которая подсказала А. Эйнштейну путь к созданию общей теории относительности. Проявлением такой аналогии служит, например, невесомость в орбитальном полёте: тяготение и центробежная сила точно компенсируют друг друга. Поэтому можно ожидать, что силу тяготения как причину эффекта Хокинга можно заменить переходом к ускоренной системе отсчёта, движущейся с ускорением a. Расчёт показывает, что равномерно ускоренный в вакууме наблюдатель увидит тепловое излучение, отвечающее температуре kT ha.

В рассматриваемом случае имеется горизонт событий: существует область пространства-времени,для которой испущенный из неё свет никогда не догонит ускоренного наблюдателя. К тому же в вакууме всегда есть физические короткоживущие поля (нулевые колебания), которые не регистрируются обычным, движущимся инерциально прибором, настроенным на эти колебания как на нуль (начало отсчёта). Тот же прибор, движущийся ускоренно, зарегистрирует такие колебания как тепловое излучение.

Заключение

Существование чёрных дыр, предсказанных в их современном понимании общей теорией относительности, с большой долей вероятности уже подтверждено наблюдениями (см. статью А.М.  Черепащука „Чёрные дыры в двойных системах“). Если эта вероятность превратится в полную уверенность, то роль чёрных дыр как источников активности ядер галактик и квазаров позволит считать их важнейшим элементом мироздания. Не исключено, что ещё не открытые первичные чёрные дыры, если они действительно существуют, имеют куда большую значимость для космофизики, чем это кажется сегодня.

Однако уже сейчас можно говорить и о совсем иной, общефизической, роли чёрных дыр, обогативших наши общие представления о неорганическом мире. Появление чёрных дыр как продукта теоретической мысли подняло на новый уровень наше понимание теплоты.С XVIII-XIX века — времени победы кинетической теории над теорией теплорода — наука знала единственный механизм появления тепла — хаотизацию движения частиц, обладающих запасом кинетической энергии. Такой механизм проявляется при трении двух кусков дерева, с помощью чего наши предки добывали огонь, и при химических и ядерных реакциях. С наиболее общей, информационной точки зрения появление тепла во всех таких случаях отвечает утрате микроскопической информации о состоянии частиц горячего тела.

Физика чёрных дыр указала новый механизм возникновения тепла, когда информация о внутреннем состоянии чёрной дыры „отсекается“ от наблюдателя мощными силами тяготения (а сам этот объект может быть уподоблен „чёрному ящику“ — так в кибернетике называют устройство с неизвестной внутренней структурой). Этот новый механизм действует по схеме:

чёрная дыра → чёрный ящик → чёрное тело

а также имеет дело с хаосом, которому отвечает равновероятность (с точки зрения внешнего наблюдателя) различных микросостояний внутренней части чёрной дыры с заданными значениями массы, момента и заряда.

… (долгоживущие) 1  Физический вакуум — не пустота, он заполнен всевозможными частицами(в том числе квантами света), находящимися в особом — виртуальном — состоянии, которое характеризуется коротким временем существования частицы из-за недостаточной величины её энергии. Настоящих — реальных — частиц в вакууме нет по самому определению этого понятия.
… мире 2 Совершенно иначе обстоит дело не для внешнего наблюдателя, покоящегося на бесконечности, а для наблюдателя, свободно падающего в чёрную дыру. Его физический мир покрывает всё пространство, в том числе и внутренность чёрной дыры, и для него нет ни горизонта событий, ни самого эффекта Хокинга.

Бе́лая дыра́ — гипотетический физический объект во Вселенной, в область которого ничто не может войти. Белая дыра является временно́й противоположностью чёрной дыры.

Теоретически предполагается, что белые дыры могут образовываться при выходе из-за горизонта событий вещества чёрной дыры, находящейся в другом времени.

На сегодняшний день неизвестны физические объекты, которые можно достоверно считать белыми дырами, также нет теоретических предпосылок по методам их поиска (в отличие от чёрных дыр, которые должны находиться, например, в центрах крупных спиральных галактик).

Израильские астрономы Алон Реттер и Шломо Хеллер предполагают, что аномальный гамма-всплеск GRB 060614, который произошёл в 2006 году, был «белой дырой»[

Самой большой космической загадкой нашего времени считается явление, получившее кодовое название GRB 060614, которое было зафиксировано гамма-обсерваторией Swift 14 июня 2006 года в созвездии Индеец, на расстоянии 1,6 млн. световых лет от нашей планеты. Оно заключалось в серии мощных рентгеновских вспышек, источник которых ученые так и не смогли установить. Но на днях была выдвинута практически фантастическая теория, из которой следует, что причиной могло быть «схлопывание» гигантской белой дыры, которая является полной противоположностью черной: она не поглощает материю, а исторгает ее из себя в огромных количествах до того момента, пока окончательно не «схлопнется», оповестив при этом Вселенную о своей гибели мощным гамма всплеском. Спросите и в чем же тут фантастика? Дело в том, что учеными так и не было обнаружено ни одной белой дыры, и вообще, их существование находится под большим вопросом. Рентгеновские вспышки, или иначе гамма всплески (gamma-ray bursts – GRB) не относятся к разряду рядовых космических явлений. Первая подобная вспышка была зафиксирована в 1971 году, хотя ученые знали об их существовании задолго до этого. Эти вспышки классифицируют и делят на два вида – короткие-импульсные и долгие. Продолжительность первых – от ничтожных долей секунды до нескольких секунд. Время жизни вторых может растянуться на десятки секунд, а иногда и на несколько часов. Ученые досконально изучили эти загадочные космические явления и пришли к выводу, что короткие-импульсные вспышки возникают при столкновениях нейтронных звезд, которые сливаются воедино и в последствии образуют черную дыру. Природа возникновения долгих рентгеновских вспышек остается для ученых загадкой. Основная и единственная теория заключается в том, что это космическое явление является результатом «схлопывания» массивных звезд, которое, как мы все знаем, в большинстве случаев заканчивается образованием новой черной дыры. Эти космические явления фиксируются при помощи космической обсерватории «Стриж» (Swift) и телескопа «Хаббл» (Hubble), благодаря которым ученые выяснили, что длинные вспышки, в отличие от коротких, нередко возникают и в межзвездном пространстве, из чего следует, что «схлопывание» звезд не является единственной причиной их появления. Вспышку, полыхнувшую пять лет назад в созвездии Индейца, нельзя причислить ни к одному из известных видов. Дело в том, что она сопровождалась двумя всплесками: первый короткий – 5 секунд и сразу за ним длинный – 97 секунд. Вспышкам было дано кодовое название GRB 060614. Первоначально ученые сошлись во мнении, что причиной их возникновения стало рождение сверхновой звезды. Впоследствии эта теория не подтвердилось, т.к. на месте их возникновения не было обнаружено ровным счетом ничего. Можно предположить, что не вдалеке друг от друга произошло сразу два события Вселенского масштаба: сначала столкнулись две нейтронные звезды, а вслед за этим, буквально через несколько секунд «схлопнулась» массивная звезда. Но это всего лишь теория, которая не имеет под собой никакой основы, признаются ученые. На данный момент явление под кодовым именем GRB 060614 является загадкой, ответ на которую не знает никто. Или все-таки знает? Так, совсем недавно, никому неизвестные израильские астрономы Алон Реттер (Alon Retter) и Шломо Хеллер (Shlomo Heller) из Пенсильванского государственного университета выдвинули теорию, из которой следует, что «схлопывание» белых дыр, существование которых, кстати, до сих пор находится под большим вопросом, сопровождается серией рентгеновских вспышек, как коротких-импульсных, так и длинных. Материя, как и энергия не может исчезнуть бесследно, исходя из этого, появилась теория, утверждающая, что любая черная дыра оканчивается разрывом в пространстве и времени – белой дырой, исторгающей из себя материю, поглощенной черной. Т.о. черная и белая дыры образуют своеобразный туннель во времени, соединяющий отдаленные участки космического пространства. Многие авторитетные ученые убеждены, что в скором времени человечество сможет не только перемещаться по естественным туннелям черных дыр, но и создавать их. Реттер и его коллега утверждают, что белые дыры появляются лишь на доли секунды. За это время они успевают выбросить в космос огромное количество материи, после чего «схлопываются » со вспышкой. По их мнению, этот процесс напоминает миниатюрный аналог Большого взрыва, в результате которого появилась Вселенная. “Вполне возможно, что вся наша Вселенная – это результат схлопывания гигантской белой дыры, на другом конце которой находилась черная дыра, поглотившая все сущее нашего времени”, – говорит Алон Реттер. Интересный факт! В 1986 году известный американский астроном по фамилии Харрис пытался убедить все ученое сообщество, что гамма-вспышки – это выхлопы из двигателей инопланетных звездолетов, работающих на антиматерии и даже приводил вполне весомые доводы. Харрис пытался найти связь между разрозненными рентгеновскими вспышками, которые даже сложились в траектории, сходившиеся в одной точке – инопланетной базе! Всего ученый насчитал 134 таких траектории и сделал вывод, что движение во вселенной довольно таки оживленное. Однако, коллеги подняли Харриса на смех и тот забросил свои исследования. Источник: kosmos.of.by