Таким образом, белые карлики как бы «вызревают» внутри красных гигантов и представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Это мертвые, постепенно остывающие миры, внутри которых весь водород выгорел, а ядерные реакции прекратились. Между прочим, в отдаленном будущем такая незавидная участь постигнет и наше Солнце. Как показывают расчеты, примерно через 5–6 миллиардов лет оно сожжет весь водород и превратится в красного гиганта, увеличив свою светимость в сотни раз, а радиус – в десятки. Любопытно, что подобную эволюцию нашего светила предсказал Герберт Уэллс в романе «Машина времени». Если вы, читатель, помните, его путешественник по времени увидел в далеком будущем огромное багровое Солнце в полнеба, повисшее над пустынным морем. Откровенно говоря, Уэллс немного обмишурился, поскольку распухшее Солнце должно было нагреть поверхность Земли до нескольких сотен градусов по Цельсию, так что путешествовавший во времени изжарился бы заживо вместе со своим неуклюжим агрегатом. Но не будем цепляться к классику по мелочам. На стадии красного гиганта Солнце проживет несколько сотен миллионов лет, а потом сбросит оболочку и превратится в белого карлика.

А как поведет себя более массивная звезда после исчерпания гелия? Если ее начальная масса была больше 8—10 солнечных масс, в центре звезды формируется луковицеобразное ядро, состоящее из тяжелых элементов, окруженных слоями из более легких. В некоторый момент такое ядро теряет устойчивость и начинает катастрофически сжиматься. Это явление принято называть гравитационным коллапсом. В зависимости от массы ядра его центральная часть либо превращается в сверхплотный объект – нейтронную звезду, либо коллапсирует «до упора», образуя черную дыру. Чудовищная гравитационная энергия, которая выделяется в ходе сжатия, срывает оболочку и внешнюю часть ядра, выбрасывая их наружу с высокой скоростью. Происходит грандиозный взрыв, сопровождающийся рождением сверхновой звезды. Нам не известны космические катаклизмы более масштабные, чем вспышки сверхновых; в течение некоторого времени такая звезда светит ярче целой галактики. Постепенно сброшенная газовая оболочка остынет и затормозится (в межзвездном пространстве много разреженного газа), а со временем сформирует газово-пылевое облако, в котором удельный вес тяжелых элементов будет весьма ощутим. Объясняется это тем, что в течение своей короткой, но бурной жизни массивная звезда успела накопить много тяжелых элементов, вплоть до железа, некоторая часть которых улетела в межзвездное пространство во время взрыва. Когда газовопылевое облако начнет конденсироваться под действием гравитационных сил, внутри него может вспыхнуть новая звезда. Подобные звезды, родившиеся на руинах прежних, принято называть звездами второго поколения, и наше Солнце, похоже, как раз относится к числу именно таких звезд.

Таким образом, в природе наблюдается некоторая преемственность: массивные звезды первого поколения гибнут, обогащая межзвездное пространство тяжелыми элементами, которые служат строительным материалом для звезд второго поколения. Все химические элементы тяжелее гелия образовались в звездных недрах в ходе термоядерного синтеза, а самые тяжелые элементы возникли при вспышках сверхновых. У Земли есть железное ядро, на которое приходится около трети ее массы, так что можно приблизительно прикинуть, какое количество железа выплюнула доисторическая сверхновая 5 миллиардов лет тому назад. Все, что нас окружает на Земле, да и сама Земля – это звездное вещество, доставшееся нам в наследство. Можно сказать, что ядерные реакции в недрах звезд – главная причина разнообразия окружающего мира. В далеком прошлом во Вселенной тяжелых элементов было гораздо меньше, чем сейчас, о чем свидетельствуют данные наблюдательной астрономии. Спектроскопические исследования показали, что звездная публика сильно различается по своему химическому составу. Например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся в галактической плоскости, в несколько десятков раз богаче тяжелыми элементами, чем звезды шаровых скоплений, лежащих около центра Галактики.

Вспышка сверхновой – очень редкое явление. За последнюю тысячу лет в нашей Галактике вспыхнуло всего три сверхновых – в 1054 году, в 1572 году и в 1604 году. Сверхновую 1572 года, вспыхнувшую в созвездии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Тихо Браге. В период максимума своего блеска она сияла ярче Венеры. Сверхновая 1604 года уступала в яркости звезде Тихо Браге, но все же и она в максимуме блеска соперничала с Юпитером. Она зажглась в созвездии Змееносца, и ее наблюдали Иоганн Кеплер и Галилео Галилей. Что касается сверхновой 1054 года, то о ней сохранились упоминания в китайских хрониках, из которых следует, что она была видна даже днем, а в максимуме блеска многократно превосходила Венеру. Сегодня считается, что Крабовидная туманность в созвездии Тельца и находящийся в ней пульсар (быстро вращающаяся нейтронная звезда) являются остатками сверхновой 1054 года. Крабовидная туманность – облако клубящегося газа, пронизанное рваными нитями, – хоть и медленно, но вполне отчетливо расползается по небу. Казалось бы, ничего особенного, но поскольку расстояние до этой туманности превышает 4 тысячи световых лет, это означает, что скорость разлета ее газов достигает 1500 километров в секунду. Между тем скорость обычных газовых туманностей в нашей Галактике не превышает 20–30 километров в секунду. Только чудовищный по силе взрыв мог сообщить массе газа столь высокую скорость.

Крабовидная туманность как остаток сверхновой

Хотя вспышки сверхновых – явление весьма редкое, по мере совершенствования техники астрономических наблюдений их стали обнаруживать все чаще и чаще. Галактик насчитывается десятки миллиардов, и где-нибудь сверхновая обязательно вспыхнет. А поскольку в максимуме своего блеска они способны затмевать галактику, в которой зажглись, их можно увидеть на таких расстояниях, какие только доступны современным телескопам. Например, сверхновая S Андромеды, вспыхнувшая в этой галактике в 1885 году, имела абсолютную звездную величину минус 19, из чего следует, что ее светимость в течение короткого времени в 10 миллиардов раз превышала светимость Солнца. Ее даже можно было видеть невооруженным глазом как очень слабую звездочку 6-й величины, а ведь туманность Андромеды отделяют от нашей Галактики почти 2 с половиной миллиона световых лет. В наши дни в других галактиках открывают несколько десятков сверхновых в год.

Хотя все вспышки сверхновых представляют собой финальный этап жизни звезды, астрономы выделяют несколько их типов в зависимости от характера спектра и светимости. Обычно говорят о двух типах этих редких звезд. Сверхновые I типа – старые и не очень массивные звезды, вспыхивающие как в эллиптических, так и в спиральных галактиках. Мощность излучения сверхновых этого типа особенно велика. Сверхновые II типа связывают с молодыми массивными звездами, быстро «пробежавшими» свой эволюционный путь. Их обнаруживают в рукавах спиральных галактик, где продолжают идти процессы звездообразования, а в эллиптических галактиках они не вспыхивают никогда.

От сверхновых следует отличать обычные новые звезды. Они вспыхивают сравнительно часто (около 100 вспышек в год в нашей Галактике), а мощность излучения этих звезд в тысячи и десятки тысяч меньше. Все без исключения новые являются тесными двойными системами, как правило, состоящими из белого карлика и нормальной звезды. Инициатором взрыва обычно становится белый карлик, сгоревшая дотла звезда, от которой остался только пепел давно прекратившихся термоядерных реакций. Из-за близости между компонентами двойной системы вещество поверхностных слоев спутника перетекает на белый карлик, и когда его накапливается много, термоядерные реакции могут зажечься вновь. Процесс носит вспышечный характер и напоминает взрыв гигантской водородной бомбы. На протяжении нескольких часов или суток звезда достигает максимума блеска, а затем долгие месяцы или даже годы медленно угасает. Масса сброшенной оболочки всегда значительно меньше массы самой звезды, так что она не разрушается при взрыве, как сверхновая, а остается в целости и сохранности. Принято считать, что новые теряют 1/100 000 своей массы, тогда как у сверхновых I типа этот показатель колеблется в пределах от 1/10 до 9/10, а у сверхновых II типа – от 1/100 до 1/10. По прошествии определенного времени новая звезда может вспыхнуть повторно (иногда это происходит через несколько десятилетий). Сверхновые звезды повторно не зажигаются никогда.

Итак, после катастрофического взрыва массивной сверхновой остается крохотный сгусток чудовищной плотности – так называемая нейтронная звезда. Если начинка белого карлика представляет собой вырожденный электронный газ, то в нейтронной звезде свободных электронов нет. Ее масса настолько велика, что давление электронного газа не в силах противостоять нарастающему гравитационному сжатию. Образно говоря, электроны «вдавливаются» в протоны, в результате чего протоны превращаются в нейтроны. За исключением внешних слоев нейтронной звезды (коры), ее вещество состоит в основном из нейтронов и очень небольшого количества протонов и электронов. Давление в центре нейтронной звезды достигает столь больших величин, что может в несколько раз превышать плотность атомного ядра. Разумеется, атомное ядро тоже построено из протонов и нейтронов, но там на них действуют только ядерные силы, а в случае нейтронной звезды к ним добавляется тяжелейший гравитационный пресс. Можно сказать, что нейтронная звезда представляет собой сплошное атомное ядро.

Чтобы сколько-нибудь наглядно вообразить чудовищную тесноту недр нейтронной звезды, вспомним, что размер атома составляет в среднем 10^-8 см, а размер атомного ядра – 10^-13 см. Таким образом, ядро меньше атома в целом в 100 тысяч раз, а поскольку практически вся масса атома сосредоточена в ядре, обычное вещество состоит почти что из пустоты. Для сравнения: на отрезке между Землей и Солнцем уляжется чуть больше 100 солнечных диаметров и почти 12 тысяч поперечников Земли, тогда как между атомным ядром и ближайшей электронной оболочкой (орбитой) без труда разместятся 100 тысяч атомных ядер. Если мы притиснем ядра вплотную друг к другу, плотность вещества вырастет в 10¹⁵ раз и превысит плотность атомного ядра. Плотность нейтронной звезды оценивается в 5 x 10¹⁵ г/см³, а это, между прочим, несколько миллиардов тонн. При массе порядка двух солнечных масс подобный объект будет совершенной крохой – 10–15 километров в диаметре.

Структура нейтронной звезды весьма сложна и плохо изучена. Как ведет себя вещество при плотностях, превосходящих ядерную, можно только гадать. Предложено несколько моделей, описывающих строение нейтронных звезд, но все они оказываются в той или иной степени гипотетическими. Специалисты единодушны только в одном: нейтронная звезда имеет слоистую структуру. Поверхностный слой – это плазма, захватывающая прилетающие из космоса релятивистские частицы, которые двигаются по спиралям вдоль магнитных силовых линий и интенсивно излучают в рентгеновском диапазоне. Далее идет слой, имеющий кристаллическую структуру, а вслед за ним – слой из тяжелых ядер, нейтронов и электронов. Еще глубже располагаются плотно упакованные нейтроны, а в самом центре находится ядро из кварк-глюонной плазмы. По направлению от поверхности к центру плотность возрастает от 4,3 x 10¹¹ г/см³ до 1,2 x 10¹⁵ г/см³.

Типичная модель нейтронной звезды представляет собой слоистую луковицу: внешняя кора из электронов и ядер, внутренняя кора (сверхтекучие нейтроны, ядра с избытком нейтронов и электроны), внешнее ядро (сверхтекучие нейтроны, сверхпроводящие протоны, нормальные электроны) и внутренне ядро, около которого стоит большой знак вопроса. По некоторым данным, нейтронная материя может там превращаться в кварковую. Как известно, нейтроны и протоны состоят из кварковых триплетов. При не очень высокой плотности кварки легко удерживаются внутри нейтрона энергией сильного взаимодействия, но в центре нейтронной звезды, где плотность зашкаливает, они получают возможность проникать в соседнюю частицу, то есть начинают свободно путешествовать внутри сверхплотной области. Кварковые триплеты разваливаются, и тогда такое вещество следует рассматривать как кварковый газ или жидкость. По расчетам теоретиков, кроме обычных u– и d-кварков (верхнего и нижнего, из которых построены нуклоны – протоны и нейтроны) в таком газе обнаруживаются в большом количестве так называемые s-кварки (странные), которые входят в состав тяжелых частиц – гиперонов. Поэтому такие кварковые звезды принято называть «странными». (О субъядерных частицах, в том числе о кварках и глюонах, подробно рассказывается в главе «Кирпичи мироздания».)

Итак, в соответствии с некоторыми моделями сначала рождается обычная нейтронная звезда, а после того как вещество в ее недрах совершит переход в кварковое состояние, она эволюционирует в кварковую звезду. Впрочем, полной ясности в этих вопросах нет.

Разумеется, обнаружить нейтронную звезду путем оптических наблюдений невозможно. Ядерные реакции внутри них не идут, поэтому излучение тоже отсутствует. Кроме того, площадь поверхности нейтронной звезды настолько мала, что ее видимый блеск будет иметь совершенно ничтожную величину. Но если она входит в двойную систему, то характер движения обычной звезды может выдать присутствие соседки-невидимки. Однако открытие пришло, как это часто бывает, совсем с другой, неожиданной стороны. Во второй половине прошлого века удалось зарегистрировать мощные источники радиоизлучения, интенсивность которого периодически менялась со временем. В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка английского радиоастронома Энтони Хьюиша, случайно обнаружила совершенно необычный радиоисточник, который излучал в импульсном режиме строго периодически – каждые 1,33 секунды. Через короткое время нашли еще три источника с такими же короткими интервалами. Когда версия об искусственном происхождении сигналов отпала (поначалу заговорили о внеземных цивилизациях и даже возникла небольшая паника), остался единственный вариант – естественное происхождение радиоимпульсов. Загадочные радиоисточники получили название пульсаров и довольно скоро были отождествлены с быстро вращающимися нейтронными звездами.

Если взять звезду с параметрами нашего Солнца (диаметр около 1,4 миллиона километров и период обращения вокруг оси 25 суток) и спрессовать ее вещество в объеме с радиусом около 10 километров, то экваториальная скорость при условии сохранения массы чудовищно увеличится – примерно в 100 тысяч раз. А период вращения в миллиарды раз уменьшится и составит тысячные доли секунды. Правда, пульсар, найденный Белл, имел период заметно больший, но все равно это очень маленькая величина, совершенно нетипичная для небесных тел. Между прочим, пульсар в Крабовидной туманности совершает 30 оборотов в секунду, что уже весьма близко к расчетной величине, а пульсар в созвездии Лисички имеет период 0,00155 секунды. Понятно, что столь быстро вращаться могут только такие тела, линейные размеры которых измеряются десятками километров. А если это так, то перед нами не что иное, как нейтронные звезды.

С рекордно коротким периодом импульсов мы разобрались. Осталось выяснить, откуда берется столь мощное радиоизлучение. Верхний слой нейтронной звезды представляет собой плазму, пронизанную мощным магнитным полем. Заряженные частицы двигаются вдоль силовых линий и в конце концов оказываются в области магнитных полюсов, откуда выбрасываются узконаправленные пучки частиц с высокой энергией – так называемые джеты (от английского jet – «струя»). Стремительное вращение звезды придает вылетающим частицам дополнительную энергию. Из расчетов следует, что сжатие звезды приводит к увеличению ее магнитного поля, поэтому, зная его среднее значение у обычных звезд, можно вычислить, каким оно окажется у нейтронной звезды. Магнитное поле вырастет в 10¹² раз и составит колоссальную величину 10⁸—10⁹ тесла. Ну а поскольку магнитный полюс не обязан лежать на оси вращения (географический полюс Земли тоже не совпадает с магнитным), джет будет описывать конус. Мы увидим пульсар в тот момент, когда он «смотрит» прямо на Землю. В следующее мгновение он «отвернулся», а затем цикл повторяется вновь.

Впоследствии кроме радиопульсаров были обнаружены рентгеновские пульсары, а также источники мощного потока гамма-излучения (МПГ-источники) с той же самой строгой периодичностью. Рентгеновские пульсары являются компонентами тесных двойных систем. Вещество звезды-соседки перетекает на его поверхность под действием сил гравитации (это явление называется аккрецией), откуда и черпают энергию вылетающие фотоны. Однако излучать в рентгеновском диапазоне могут и одиночные нейтронные звезды. Совсем недавно, в 90-х годах прошлого века, были обнаружены семь радиотихих нейтронных звезд с экстремально большим отношением рентгеновского потока к оптическому. Сначала предположили, что во всем виноват механизм аккреции: хотя у одинокой нейтронной звезды нет собрата, она может захватывать межзвездный газ, в результате чего ее поверхность разогревается до миллиона градусов и начинает излучать в рентгеновском диапазоне. Однако по ряду причин эта гипотеза не подтвердилась. Нейтронные звезды рождаются очень горячими (температура поверхности составляет порядка миллиарда градусов), а затем постепенно остывают, но даже через сотни тысяч лет после рождения ее температура может превышать миллион градусов. Поэтому, вероятнее всего, мы видим семерку молодых и горячих нейтронных звезд. Все они расположены сравнительно недалеко от Земли (примерно 120 парсек), из чего можно заключить, что Солнечная система в настоящее время проходит через область недавнего звездообразования (так называемый пояс Гулда).

Итак, на закате своей жизни звезда сбрасывает газовую оболочку, а ее ядро начинает стремительно сжиматься. Если его масса была меньше 1,4 массы Солнца, гравитационный коллапс остановится на стадии белого карлика. Если масса ядра находится в пределах 1,4–3,0 солнечной массы, оно сколлапсирует в нейтронную звезду. Если же ядро еще массивнее (более трех масс Солнца), возникнет провал в неведомое – загадочный объект под названием «черная дыра». Критическую величину в 1,4 массы Солнца принято называть пределом Чандрасекара, по имени индийского физика-теоретика, рассчитавшего этот параметр.

Под черной дырой следует понимать область пространства-времени, полностью закрытую для внешнего наблюдателя. Из-под гравитационной крышки, навсегда прихлопнувшей раздавленную звезду, не может выбраться наружу ни один сигнал, в том числе и луч света. Путь внутрь черной дыры – дорога в один конец: любой предмет, провалившийся в ее непостижимую пучину, исчезает бесследно. Поэтому черная дыра – очень меткий термин, отражающий самую суть этого невразумительного объекта. Вечное упокоение световых квантов на дне гравитационной могилы объясняется сравнительно просто. Чем массивнее тело, тем больше энергии надо затратить, чтобы оторваться от его поверхности. Чтобы разорвать путы земного притяжения (сойти с околоземной орбиты), космический корабль должен развить скорость 11,2 километра в секунду. Эта величина называется второй космической скоростью, или скоростью убегания. На поверхности Солнца она составит 700 километров в секунду, а вот скорость убегания для черной дыры равна скорости света, поэтому покинуть ее нутро не может ничто.

Неподготовленному читателю может показаться странным, что не такой уж безумно тяжелый объект (свыше трех солнечных масс) навсегда останавливает световые лучи. Почему в таком случае массивные звезды запросто излучают свет? Однако дело тут не столько в массе как таковой, а в том объеме, в который эта масса помещена. Если бы мы стали сжимать Землю, бережно сохраняя ее полную массу, то увидели бы, что вторая космическая скорость неуклонно растет, хотя масса планеты не меняется. Когда радиус Земли уменьшится до 9 мм, а плотность ее вещества вырастет до 10²⁷ г/см³ (на 13 порядков больше плотности атомного ядра), скорость убегания на ее поверхности сравняется со скоростью света. После этого пресс можно спокойно отложить в сторону. Согласно общей теории относительности, Земля с этого момента начнет неудержимо коллапсировать самостоятельно, пока на ее месте не образуется микроскопическая черная дыра.

Термин «черная дыра» ввел в научный обиход американский физик Джон Уилер в 1969 году, хотя представление об исключительно массивных телах, не излучающих по этой причине света, возникло много раньше – еще в конце XVIII века. В 1783 году кембриджский преподаватель и астроном-любитель Джон Мичел предположил, что в природе должны существовать компактные и тяжелые небесные тела, на поверхности которых скорость убегания превысит скорость света. Численное значение радиуса, при котором скорость света уравнивается со второй космической скоростью, нетрудно рассчитать для любого тела, если известна его масса. Эту величину принято называть гравитационным радиусом (rg), и она легко вычисляется по формуле rg = 2GM/c², где G – гравитационная постоянная, а с – скорость света. В случае Земли, как говорилось выше, гравитационный радиус составит 9 мм, для Солнца он будет равен 3 километрам, а очень массивные тела (порядка нескольких миллиардов масс Солнца) будут иметь гравитационный радиус, превосходящий размеры Солнечной системы. Подобного рода сверхмассивные черные дыры, как считают астрофизики, встречаются в ядрах спиральных галактик.

Черная дыра – странный объект. Если заглянуть в ее темное нутро, там не обнаружится даже малейших признаков вещества, а только полная пустота вплоть до самого центра, где сидит так называемая сингулярность – безразмерная точка с бесконечно большой плотностью, в которой сосредоточена вся масса черной дыры. На этот факт косвенно указывает и вышеприведенная формула: если бы черная дыра была равномерно заполнена веществом, то массе был бы пропорционален объем, а никак не радиус. Впрочем, особо чувствительные люди, чурающиеся бесконечности в любых ее ипостасях, могут считать сердцевину черной дыры неким своеобразным квантом пространства с диаметром 10^-33 см (так называемая планковская длина). Тогда плотность невообразимо стиснутого вещества будет выражаться чрезвычайно большим, но все-таки конечным числом – 10⁹³ г/см³ (планковская плотность), поэтому материя, проглоченная черной дырой, не стянется в точку с нулевой размерностью, но займет настолько крохотный объем (порядка 10^-99 см³), который и объемом-то называть как-то неловко. Обо всех этих непростых вещах подробно рассказывается в «перинатальных» главах, посвященных рождению нашей Вселенной («Всеобъемлющая инфляция», «И тьма пришла», «Мнимое время Стивена Хокинга»).

Если вокруг черной дыры на расстоянии ее гравитационного радиуса выстроить некую условную сферу, охватывающую сингулярность со всех сторон, мы получим физическую границу этого удивительного объекта, называемую горизонтом событий, или сферой Шварцшильда, по имени известного немецкого астрофизика. Все, что находится под горизонтом событий, принципиально недоступно, ибо в рамках общей теории относительности время теснейшим образом связано с пространством и напрямую зависит от силы тяжести. Важно подчеркнуть, что горизонт событий отнюдь не является реальной поверхностью скукожившегося объекта, но представляет собой условную границу, навсегда отделившую наш простой и понятный мир от потрохов черной дыры, где нарушаются все известные физические законы.

Поскольку ход времени зависит от силы тяжести (чем массивнее тело, тем медленнее течет время на его поверхности с точки зрения удаленного наблюдателя), по мере приближения к горизонту событий часы будут непрерывно замедлять свой ход, пока стрелки не застынут в полной неподвижности. На горизонте событий время останавливается вовсе, но только с точки зрения внешнего наблюдателя. Как говорят физики, любому сколь угодно малому промежутку времени на горизонте событий соответствует сколь угодно большой промежуток времени в бесконечно удаленной точке. Если черная дыра не вращается, радиус горизонта событий в точности равен ее гравитационному радиусу, а вот у вращающихся черных дыр он меньше гравитационного радиуса. Пожалуй, стоит еще раз напомнить, что горизонт событий – это своего рода полупроницаемая мембрана, которая допускает перемещение материальных тел только в одном-единственном направлении – к центру черной дыры, где царят неведомые нам законы квантовой гравитации. Если мы заберемся под горизонт, чтобы полюбопытствовать, как выглядит сингулярность, вернуться назад будет уже невозможно. Более того, рассказать о том, что именно мы там увидели, тоже не получится, ибо никакой физический сигнал не сумеет выбраться из-под невидимой, но вполне реальной крышки. Хотя информация – понятие идеальное, но она непременно предполагает наличие материального носителя, а он-то как раз и будет навсегда похоронен под горизонтом. Сингулярность со всеми ее загадками надежно укрыта от взглядов извне и упорно не дается в руки. Бог не терпит голой сингулярности, шутят физики.

Едва ли не в каждой книжке по космологии приводится пример с путешественниками, оказавшимися в окрестностях черной дыры. Мы тоже не станем оригинальничать и двинемся по проторенной дорожке. Итак, представим себе, что на орбите возле черной дыры кружит космический корабль, от которого отделяется спускаемый модуль с астронавтом на борту. Отважный исследователь задался целью проникнуть под горизонт событий, чтобы вдоль и поперек изучить потроха черной дыры. Что увидят его спутники, оставшиеся на борту корабля, и что увидит он сам? Экипаж космического корабля с удивлением обнаружит, что по мере приближения к горизонту событий скорость модуля падает почти до нуля. С каждой секундой он движется все медленнее и медленнее, еле ползет, как сонная муха, вплотную зависнув над горизонтом, но никак не может его пересечь. Экипажу космического корабля так никогда и не доведется увидеть, как модуль ныряет под горизонт, поскольку для этого нужно затратить бесконечно большое время.

Предположим, что астронавт ежеминутно отправляет сигнал своим спутникам, оставшимся на борту корабля. Сначала сигналы исправно следуют друг за другом, но с некоторого момента интервалы между ними начинают неудержимо расти. Модуль как приклеенный висит впритык к горизонту, а сигналы приходят все реже и реже. И вдруг словно ножом отрезало – полная тишина. Спутники нашего отважного первопроходца могут дожить до глубоких седин, но так и не услышат очередного сигнала. Чтобы его зарегистрировать, им пришлось бы ждать целую вечность. А между тем астронавт в спускаемом модуле продолжает исправно, каждую минуту, посылать сигнал за сигналом…

Теперь переместимся на борт модуля и посмотрим на происходящее глазами астронавта. Он безо всякого труда пересекает горизонт событий и погружается в неведомые недра черной дыры. Правда, торжествовать ему придется недолго, потому что приливные силы сначала вытянут его тело на манер спагетти, а потом искрошат в мелкую вермишель. Суть приливного эффекта заключается в том, что гравитационные силы с разной интенсивностью воздействуют на диаметрально противоположные точки протяженного объекта. На Земле мы этого не замечаем, потому что двухметровый перепад по высоте между макушкой и пятками слишком мал, чтобы относительно слабое земное тяготение могло себя проявить. Иное дело – черная дыра с ее чудовищной гравитацией. Два метра под горизонтом событий – колоссальное расстояние, поэтому человеческое тело будет неминуемо разорвано на части. Однако столь выраженный приливной эффект наблюдается только у небольших черных дыр. Если же наш астронавт нырнет под горизонт событий сверхмассивной черной дыры (порядка миллионов и миллиардов солнечных масс), с ним ровным счетом ничего не случится. Он сможет в полной мере насладиться открывшимся перед ним зрелищем и своими собственными глазами увидит наконец пресловутую сингулярность, только вот рассказать об этой феерии будет некому. Находясь под горизонтом событий, отправить сигнал наружу нет никакой возможности. Судьба нашего путешественника печальна: внутри черной дыры все дороги ведут в Рим, то бишь к ее центру, поэтому рано или поздно приливные силы вырастут настолько, что ему несдобровать.

Переварить подобные вещи непросто. Здравый смысл начинает немедленно протестовать, когда речь заходит о таких объектах, как черные дыры. Но что такое здравый смысл? Интеллект умной обезьяны, которая росла в земной биологической нише. К сожалению, подлинный мир, мир чудовищных температур и невообразимых давлений, не имеет пересечений с нашим житейским опытом. Впрочем, покойному отечественному астрофизику И. С. Шкловскому в свое время удалось придумать неплохую аналогию, позволяющую более или менее наглядно вообразить непредставимое.

Вернемся к нашим космическим путешественникам.