Гравітаційний колапс
Процес стиску, при якому сили тяжіння збільшуються, називається гравітаційним колапсом. При такому процесі Сонце може стиснутися до точки всього за 29 хвилин.
Продовжуючи тему, задамо питання: „Чи можемо ми спостерігати хід цієї драматичної події до кінця?” Виявляється, що ні. Тяжіння у відповідності зі своїм диктаторським характером накладає заборону на будь-які сигнали, що виходять на поверхню і несуть інформацію про те, що Сонце стиснулось в точку.
Подивимося, чому це так. Звернемося спочатку до тої сили тяжіння, яку ми відчуваємо на Землі. Будь-який предмет, кинутий в повітря, все одно повернеться на поверхню Землі під дією її тяжіння.
Чи означає це, що не можна покинути поверхню Землі? Розрахунки показують, що предмет може назавжди покинути Землю, якщо він кинутий з деякою мінімальною швидкістю. Ця швидкість називається швидкістю тікання і рівна 11,2 км/с (більше 40000 км/с). Те, що швидкість тікання має велике значення, пояснює, чому предмети падають на Землю.
Формула, що визначає швидкість тікання, досить проста. Якщо ми хочемо дізнатися швидкість тікання v з поверхні будь-якого астрономічного тіла масою m і радіусом R, треба використати формулу
v=(2Gm/R)½.
Так, для Місяця ця формула дає: m=7,35·1022 кг, R=1738 км, і якщо взяти G=6,66·10-8 од. СГС, то отримаємо v=2,38 км/с. Швидкість утікання з поверхні Місяця менше, ніж з поверхні Землі.
Формула дає ключ до розуміння забороняючих властивостей чорної діри. Уявімо, що відбувається з масивним тілом, коли воно зменшується в розмірах під дією сили тяжіння. Його маса залишається постійною, а радіус зменшується. При радіусі зірки, рівному 10 радіусам Сонця, швидкість швидко росте і досягає значення швидкості світла
с=300000 км/с
при радіусі порядку 30 км. Таким чином, якщо тіло стиснеться до розмірів ще менше цього, то навіть світло на зможе покинути його поверхню.
Так як світло є найшвидшим переносником інформації від астрономічного тіла, ясно, що зовнішній спостерігач буде позбавлений будь-якої інформації про об’єкт, як тільки тіло стиснеться в середину сфери критичного радіуса
R=2Gm/c2.
Для об’єкта, який в 10 разів масивніше, ніж Сонце, цей радіус рівний приблизно 30 км. Еддінгтон говорив, що гравітація стане „достатньо сильною, щоб утримати випромінювання”, і тому ми не зможемо побачити стиск Сонця в точку в нашому експерименті.
Еддінгтон був не правий, однак у відношенні мирного майбутнього зірки, що невтримно стискується, бо ці події далекі від мирних і спокійних. Щоб це зрозуміти, треба відійти від ньютонівської теорії тяжіння і звернутися до загальної теорії відносності Ейнштейна.
