8 января Стивену Хокингу исполнилось 76 лет. К этому времени он совершил блестящую каръеру. В возрасте 32-х лет стал членом Лондонского королевского общества, чуть позже - Лукасовским профессором Кембриджского университета, стал руководителем в Кембриджском университете той же кафедры, которую в свое время возглавлял Исаак Ньютон, а также получил золотую медаль в сфере науки от Папы римского Павла VI. Хокингу хотелось поделиться со своими знаниями о вселенной с как можно большим количеством людей, и он написал бестселлер "Краткая история времени", которую распродали в 10 миллионах экземплярах. А выложенная в открытый доступ диссертация Хокинга "положила" сайт Кембриджского университета: за первые 12 часов ее почитали или скачали около 60 тысяч человек.

Ньютон открыл, что, проходя через трехгранный кусок стекла, называемый призмой, солнечный свет разлагается, как в радуге, на цветовые компоненты (спектр). Настроив телескоп на какую-нибудь отдельную звезду или галактику, можно аналогичным образом разложить в спектр свет, испускаемый этой звездой или галактикой.

Спектры удаляющихся звезд будут сдвинуты к красному концу (красное смещение), а спектры приближающихся звезд должны испытывать фиолетовое смещение. Такое соотношение между скоростью и частотой называется эффектом Доплера, и этот эффект можно наблюдать в повседневной жизни. Если прислушаться к тому, как идет по шоссе машина, можно явно услышать, что когда она приближается, звук двигателя выше, а когда, проехав мимо, машина начинает удаляться, звук становится ниже. Световые волны и радиоволны ведут себя аналогичным образом.

Хаббл составлял каталоги расстояний до галактик и наблюдению их спектров. В то время большинство ученых считали, что движение галактик происходит случайным образом и поэтому спектров, смещенных в красную сторону, должно наблюдаться столько же, сколько и смещенных в фиолетовую. Но у большей части галактик обнаружилось красное смещение спектров, то есть оказалось, что почти все галактики удаляются от нас.

При этом оказалось, что чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется. А это означало, что Вселенная не может быть статической, что на самом деле она непрерывно расширяется и расстояния между галактиками все время растут.

Все галактики удаляются друг от друга: это вроде бы как надутый шарик, на который нанесены точки, если его все больше надувать. Расстояние между любыми двумя точками увеличивается, но ни одну из них нельзя назвать центром расширения.

Чтобы Вселенная перестала расширяться и начала сжиматься, то нужно, чтобы ее плотность была больше некоторого критического значения, зависящего от скорости расширения. Но ученые подсчитали, что если сложить массы всех наблюдаемых звезд в нашей и других галактиках, а также темной материи, известной ученым, то ее окажется недостаточно, чтобы остановить расширение.

Кроме того, ученые подсчитали, что Вселенная расширяется за каждую тысячу миллионов лет на 5-10%.

В 1970 году Хокинг с Пенроузом доказали, что у Вселенной должно быть начало времени - то есть, сингулярная точка большого взрыва должна существовать. Они опирались только на общую теория относительности и на то, что во Вселенной содержится столько вещества, сколько мы видим. "По иронии судьбы мои представления изменились, и теперь я пытаюсь убедить физиков в том, что на самом деле при зарождении Вселенной никакой особой точки не было. В следующих главах я покажу, что при учете квантовых эффектов сингулярность может исчезнуть", - писал Хокинг о своих дальнейших наблюдениях.

Все гравитационные поля, с которыми обычно приходится иметь дело, являются очень слабыми. Однако, согласно теоремам о сингулярности, о которых говорилось выше, гравитационное поле должно становиться очень сильным, по крайней мере, в двух ситуациях: в случае черных дыр и в случае большого взрыва.

Звезда образуется, когда большое количество газа (в основном водорода) начинает сжиматься силами собственного гравитационного притяжения. Газ разогревается и в конце концов становится таким горячим, что атомы водорода будут сливаться, образуя гелий. Тепло, выделяющееся в этой реакции, которая напоминает управляемый взрыв водородной бомбы, и вызывает свечение звезды. Давление газа возрастает до тех пор, пока не уравновесит гравитационное притяжение, после чего газ перестает сжиматься.

Звезды долго остаются в стабильном состоянии, но, в конце концов, у звезды кончится водород и другие виды ядерного топлива. Израсходовав топливо, звезда начинает охлаждаться и сжиматься.

Физик Субраманьян Чандрасекар рассчитал, что если масса холодной звезды меньше, чем масса Солнца умноженная на 1,5 (то есть, если масса звезды меньше предела Чандрасекара), то она в конце концов может перестать сокращаться, превратившись в белого карлика. Звезда может оказаться и в другом конечном состоянии, предельная масса которого равна одной-двум массам Солнца, а размеры даже меньше, чем у белого карлика. Эти звезды называются нейтронными.

Если масса звезды превышает предел Чандрасекара, в ходе сжатия радиус звезды достигнет некоторого критического значения, гравитационное поле у ее поверхности станет очень сильным, и тогда световые конусы настолько повернутся внутрь, что свет не сможет больше выйти наружу.

По теории относительности ничто не может двигаться быстрее света; а раз свет не может выйти наружу, то и никакой другой объект не сможет выйти, то есть все будет втягиваться назад гравитационным полем.

Это значит, что существует некое множество событий - некая область пространства-времени, из которой невозможно выйти наружу. Такая область называется сейчас черной дырой. Границу черной дыры называют горизонтом событий. Она совпадает с путями тех световых лучей, которые первыми из всех теряют возможность выйти за пределы черной дыры.

О горизонте событий можно сказать так, как сказано у поэта Данте о входе в Ад: "Оставь надежду всяк сюда входящий". Все и вся провалившееся за горизонт событий вскоре попадет в область бесконечной плотности, где время кончается.

В работе, которую Стивен Хокинг с Роджером Пенроузом выполнили в период с 1965 по 1970 годы, было показано, что, согласно общей теории относительности, в черной дыре должна быть сингулярность, в которой плотность и кривизна пространства-времени бесконечны.

ПОЧЕМУ ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ НЕ ТАКИЕ УЖ ЧЕРНЫЕ

Хокинг исследовал черные дыры, в частности, делал исчисления, чтобы выяснить, что происходит с частицами на краю черных дыр, когда их засасывает и они исчезают. Вопреки всем известным на то время теориям черных дыр, Хокинг обнаружил, что некоторые частицы могут вырваться из черной дыры. Физик подсчитал, что черные дыры должны выделять частицы, как горячее тело выделяет тепло.

Вывод о существовании излучения, испускаемого черными дырами, по-видимому, означает, что гравитационный коллапс не так уж окончателен и необратим, как думали раньше. Если астронавт упадет в черную дыру, то ее масса увеличится, но в конце концов количество энергии, эквивалентное этой прибавке массы, вернется во Вселенную в форме излучения. Следовательно, в каком-то смысле астронавт будет "регенерирован". Это, конечно, не самый лучший вид бессмертия: собственное представление о времени у астронавта почти наверняка пропадет, когда он разлетится на клочки внутри черной дыры. Даже частицы, испущенные черной дырой для компенсации массы астронавта, будут не теми, из которых он состоял: единственное свойство астронавта, которое сохранится, – это его масса или энергия.

Постепенно испаряясь, черная дыра в конце концов может исчезнуть.

Хокинг объявил о своих открытиях в День святого Валентина в 1974 году на космологической конференции в Оксфорде. Как рассказывает его бывшая жена Джейн, когда профессор закончил, в зале воцарилась тишина, а председатель вскочил на ноги, и выкрикнул: "Это абсурдно! В жизни ничего такого не слышал!".
Открытие и правда шокировало физиков, но в конце концов, его приняли, а гипотетический процесс излучения чёрной дырой разнообразных элементарных частиц назвали излучением Хокинга.

Вывод о том, что черные дыры могут испускать излучение, был первым предсказанием, которое существенным образом основывалось на обеих великих теориях нашего века – общей теории относительности и квантовой механике.

Ученые надеются в конце концов найти полную, непротиворечивую единую теорию, в которую все частные теории будут входить в качестве приближений и которую не нужно будет подгонять под эксперимент подбором значений входящих в нее произвольных величин. Работа по созданию такой теории называется объединением физики.

Надежды на построение такой теории сильно возросли, ибо мы сейчас значительно больше узнали о Вселенной: мы, пожалуй, близки к завершению поисков окончательных законов природы.