Впрочем, для специалистов ЧД давно уже перестали быть фантастикой – астрономические наблюдения давно доказали существование как "малых" ЧД (с массой порядка массы Солнца), которые образовались в результате гравитационного сжатия звёзд, так и сверхмассивных (до 10⁹ масс Солнца), которые явились результатом коллапса целых звёздных скоплений в центрах многих галактик, включая нашу.

Также в настоящее время идет поиск микроскопических ЧД в потоках космических лучей сверхвысоких энергий, и даже предполагается "наладить производство" на Большом адронном коллайдере (LHC), который планируется ввести в строй в 2007 году в Европейском центре ядерных исследований (CERN).

Однако подлинная значимость ЧД, их "предназначение" во Вселенной простираются далеко за рамки астрономии или физики элементарных частиц. При изучении ЧД учёные глубоко продвинулись в научном понимании прежде сугубо философских вопросов – таких как "что есть пространство и время", "существуют ли границы познания Природы", "какова связь между материей и информацией".

Настоящий обзор [1] является попыткой осветить наиболее важное по этой теме.

1. Тёмные звёзды Митчелла-Лапласа

Термин чёрная дыра был предложен Дж. Уилером в 1967 году, однако первые предсказания существования тел столь массивных, что даже свет не может их покинуть, датируются XVIII веком и принадлежат Дж. Митчеллу и П. Лапласу.

Их расчёты основывались на теории тяготения Ньютона и корпускулярной природе света и, скорее всего, были следующими [2]: рассмотрим частицу света (фотон), испущенную с поверхности звезды радиуса R_s и массы M в направлении удалённых звёзд. Каковы должны быть R_s и M, чтобы фотон в конце концов вернулся обратно?

В момент "запуска" фотона его кинетическая энергия K₁ предполагается равной mc²/2, где m – масса покоя фотона (в действительности она равна нулю, но в то время об этом не знали, а просто предполагали её очень малой), а c это скорость света. Потенциальная энергия, по Ньютону, U₁ = –GmM/R_s, где G – гравитационная постоянная.

Момент №2, когда фотон улетел так далеко, что его взаимодействием со звездой можно пренебречь (U₂=0), выберем таким, чтобы он совпадал с точкой остановки (K₂=0). Последнее условие гарантирует возвращение фотона в реальной ситуации (U₂0). Из закона сохранения энергии, K₁+U₁=K₂+U₂, мы получаем (заметьте, что m сокращается):

R_s=2GM/c² (1).

Величина R_s известна как радиус Шварцшильда или радиус сферической ЧД. Однако, самое интересное в нашем выводе R_s – это то, что он неверен! Известно, что теория тяготения Ньютона (см. U₁) и его механика (которая даёт K₁) верны только когда скорости тел малы по сравнению со скоростью света, а их энергии-массы практически не искривляют пространство-время (П-В).

Более того, в рамках теории Ньютона звезда с радиусом (1) будет "чёрной" только для бесконечно удалённого наблюдателя. В общем, теория заведомо неприменима к реальным ЧД.

И всё же формула (1) сама по себе верна [3], что было подтверждено К. Шварцшильдом (1916 г.) в рамках общей теории относительности (ОТО) А. Эйнштейна (1915 г.) [4]!

В этой теории (1) определяет, до какого размера должно сжаться тело, чтобы получилась ЧД. Если для тела радиуса R и массы M выполняется неравенство R/M>2G/c², то тело гравитационно устойчиво, в противном случае оно коллапсирует в ЧД.

2. Чёрные дыры от Эйнштейна до Хокинга

По настоящему последовательная и непротиворечивая теория ЧД невозможна без учёта искривляемости П-В. Поэтому неудивительно, что ЧД естественным образом появляются как частные решения уравнений ОТО.

Согласно им, ЧД — это объект, искривляющий П-В в своей окрестности настолько, что никакой сигнал не может быть передан с поверхности или изнутри ЧД, даже по световому лучу. Иными словами, поверхность ЧД — это граница П-В доступного нашим наблюдениям.

Рис. 1. ЧД притягивает облако газа, разогревая его перед тем, как поглотить. Излучение, испускаемое при этом частицами газа – один из путей детектирования ЧД в астрономии (изображение NASA/M. Weiss).

Энтропия ЧД. Однако в 1972 году Я. Бекенштейн высказал гипотезу [5], что ЧД обладает энтропией пропорциональной площади её поверхности A (для сферической ЧД Шварцшильда A=4R_s²):

S_ЧД = C A/4 (2),

Где C=kc³/G – комбинация фундаментальных констант (k это постоянная Больцмана и Планка) … кстати, теоретики предпочитают работать в планковской системе единиц, в этом случае C=1.

Более того, Бекенштейн предположил, что для суммы энтропий ЧД и обычной материи, S_tot=S_{вещество}+S_ЧД, имеет место термодинамический обобщенный второй закон:

S_tot (S_tot)_конечн – (S_tot)_{начальн} 0, (3),

То есть, суммарная энтропия системы не может уменьшаться. Последняя формула полезна также тем, что из неё можно вывести ограничение на энтропию обычной материи.

Рассмотрим так называемый процесс Сасскинда [6]: имеется сферически-симметричное тело "субкритической" массы, то есть, такой, что ещё удовлетворяет условию гравитационной устойчивости (см. последний абзац гл. 1), однако достаточно добавить немного энергии-массы E, чтобы тело сколлапсировало в ЧД.

Тело окружено сферической оболочкой (чья суммарная энергия как раз равна E), которая падает на тело. Энтропия системы до падения оболочки: (S_tot)_{начальн}=S_{вещество}+S_{оболочка}, после: (S_tot)_конечн = S_ЧД = A/4.

Из (3) и неотрицательности энтропии получаем знаменитое ограничение сверху на энтропию вещества:

S_{вещество}  A/4. (4).

Формулы (2) и (3), несмотря на их простоту, породили загадку, оказавшую огромное влияние на развитие фундаментальной науки. Из стандартного курса статистической физики известно, что энтропия системы является не первичным поня