Еволюція зірок

РЕФЕРАТ

«Еволюція зірок»

Еволюція зірок Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують, і, нарешті «умирають». Щоб простежити життєвий шлях зірок і зрозуміти, як вони старіють, необхідно знати, як вони виникають. У минулому це представлялося великою загадкою; сучасні астрономи вже можуть з великою впевненістю докладно описати шляхи, що ведуть до появи яскравих зірок на нашому нічному небозводі.

Не дуже давно астрономи вважали, що на утворення зірки з міжзоряних газу і пилу потрібні мільйони років. Але в останні роки були отримані разючі фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманності Оріона, де протягом декількох років з’явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947р. у цьому місці була видна група з трьох звездоподібних об'єктів. ДО 1954р. деякі з них стали довгастими, а до 1959р. ці довгасті утворення розпалися на окремі зірки — вперше в історії людства люди спостерігали, народження зірок буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що зірки можуть народжуватися за короткий інтервал часу, і які здавалися раніше дивними міркування про те, що зірки звичайно виникають у групах, або зоряних скупченнях, виявилися справедливими.

Який же механізм їхнього виникнення? Чому за багато років астрономічних візуальних і фотографічних спостережень неба тільки зараз вперше удалося побачити «матеріалізацію» зірок? Народження зірки не може бути винятковою подією: у багатьох ділянках неба існують умови, необхідні для появи цих тел.

У результаті ретельного вивчення фотографій мрячних ділянок Чумацького Шляху удалося знайти маленькі чорні цятки неправильної форми, або глобули, що представляють собою масивні скупчення пилу і газу. Вони виглядають чорними, тому що не випускають власного світла і знаходяться між нами і яскравими зірками, світло від яких вони заслоняють. Ці газово-пилові хмари містять частки пилу, що дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні - до декількох світлового років у поперечнику. Незважаючи на те, що речовина в цих скупченнях дуже розріджено, загальний обсяг їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, по масі близьких до Сонця. Для того щоб уявити собі, як із глобул виникають зірки, згадаємо, що всі зірки випромінюють і їхнє випромінювання натискає. Розроблено чуттєві інструменти, що реагують на тиск сонячного світла, що проникає крізь товщу земної атмосфери. У чорній глобулі під дією тиску випромінювання, що випускається навколишніми зірками, відбувається стиск і ущільнення речовини. Усередині глобули гуляє «вітер», що розметає в усіх напрямках газ і пилові частки, так що речовина глобули перебуває в безперервному турбулентному русі.

Глобулу можна розглядати як турбулентну газово-пилову масу, на яку з усіх боків давить випромінювання. Під дією цього тиску обсяг, заповнювана газом і пилом, буде стискуватися, стаючи, усе менше і менше. Такий стиск протікає протягом деякого часу, що залежить від навколишню глобулу джерел випромінювання й інтенсивності останнього. Гравітаційні сили, що виникають через концентрацію маси в центрі глобули, теж прагнуть зжати глобулу, змушуючи речовину падати до її центра. Падаючи, частки речовини здобувають кінетичну енергію і розігрівають газово-пилову хмару.

Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається повільно, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, що притягають частки до центра, ще дуже слабкі. Через якийсь час, коли глобула стає менше, а поле тяжіння підсилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але, як ми вже знаємо, глобула величезна, не менш світлового року в діаметрі. Це значить, що відстань від її зовнішньої границі до центра може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частка від краю глобули почне падати до центра зі швидкістю деяким менш 2км/з, то центра вона досягне тільки через 200 000 років. Спостереження показують, що швидкості руху газу і пилових часток насправді набагато більше, а тому гравітаційний стиск відбувається значно швидше.

Падіння речовини до центра супроводжується досить частими зіткненнями часток і переходом їхньої кінетичної енергії в теплову. У результаті температура глобули зростає. Глобула стає протозіркою і починає світитися, тому що енергія руху часток перейшла в тепло, нагріла пил і газ.

У цій стадії протозірка ледь видна, так, як основна частка її випромінювання приходиться на далеку інфрачервону область. Зірка ще не народилася, але зародок її вже з’явився. Астрономам поки невідомо, скільки часу потрібно протозірки, щоб досягти тієї стадії, коли вона починає світитися як тьмяну червону кулю і стає видимою. За різними оцінками, цей час коливається від тисяч до декількох мільйонів років. Однак, пам’ятаючи про появу зірок у Великій Туманності Оріона, коштує, мабуть, вважати, що найбільш близько до реальності оцінка, що дає мінімальне значення часу.

Тут ми повинні зробити невеликий відступ, для того, щоб ретельно розглянути деякі деталі, зв’язані з народженням зірки, і оцінити їхній вплив на її подальшу долю. Зірки народжуються з усілякими масами. Крім того, вони можуть мати самий різний хімічний склад. Обоє ці фактора впливають на подальше поводження зірки, на всю її долю. Щоб краще в цьому розібратися, вийдемо з будинку і глянемо на нічне небо.

З вершини гори, удалині від міського світла, що заважає нам, ми побачимо на небі, принаймні, 3000 зірок. Спостерігач з дуже гострим зором при ідеальних атмосферних умовах побачить у півтора разу більше зірок. Одні з них вилучені від нас на тисячу, інші - усього на кілька світлового років. Спробуємо тепер розмістити всі ці зірки на діаграмі, на якій кожна зірка характеризується двома фізичними величинами: температурою і світністю. Розмістивши всі 3000 зірок, ми знайдемо, що самі яскраві з них одночасно виявляються і самими гарячими, а самі слабкі - самими холодними. При цьому помітимо, що переважна більшість зірок розташовується уздовж похилої лінії, що тягнеться з верхнього лівого кута графіка в нижній правий (якщо, як це традиційно прийнято, вісь температур направити вліво, а вісь светимостей — нагору.) Це нормальні зірки, і їхній розподіл називають «головною послідовністю». Отримана діаграма називається діаграмою Герцшпрунга — Рассела, на честь двох видатних астрономів, що вперше установили цю чудову залежність. У ній важливу роль грає маса зірки. Якщо маса зірки велика, остання при народженні попадає на верхню частину головної послідовності, якщо маса мала, то зірка виявляється в нижній її частині.

Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки з масою меншої, чим у Сонця, дуже ощадливо витрачають запаси свого ядерного «палива» і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не великими 1,2 мас Сонця, поступово розширюються і, зрештою, зовсім залишають ядро зірки. На місці гіганта залишається маленький і гарячий білий карлик.

БІЛІ КАРЛИКИ Білі карлики — одна з цікавіших тим в історії астрономії: уперше були відкриті небесні тіла, що володіють властивостями, досить далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, цілком ймовірно, дозвіл загадки білих карликів поклало початок дослідженням таємничої природи речовини, захованого десь у різних куточках Всесвіту.

В Уселеної багато білих карликів. Один час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар (США), показало, що їхня кількість перевищує 1500. Удалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом у 30 світлового років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сходить до початку 19у, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найбільш яскравої зірки Сиріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зірки відбувався не по прямої лінії; здавався, що вона ледь помітно зміщалася зі сторони убік. ДО 1844р., після приблизно десяти років після перших спостережень Сиріуса, Бессель прийшов до висновку, що поруч із Сиріусом знаходиться друга зірка, що, будучи невидимої, робить на Сиріус гравітаційний вплив; воно виявляється по коливаннях у русі Сиріуса. Ще більш цікавим виявилася та обставина, що якщо темний компонент дійсно існує, те період звертання обох зірок щодо їхнього загального центра ваги дорівнює приблизно 50 рокам.

Перенесемося в 1862р. і з Німеччини в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбільшому будівельникові телескопів у США, Університетам штату Міссісіпі було доручено сконструювати телескоп з об'єктивом діаметром 18,5 дюйма (46 див), що повинний був стати самим великим телескопом у світі. Після того як Кларк закінчив обробку лінзи телескопа, потрібно було перевірити, чи забезпечена необхідна точність форми її поверхні. З цією метою лінзу установили в рухливій трубі і направили на Сиріус — саму яскраву зірку, що є кращим об'єктом для перевірки лінз і виявлення їхніх дефектів. Зафіксувавши положення труби телескопа, Алван Кларк побачив слабкий «примару», що з’явився на східному краї полючи зору телескопа у відблиску Сиріуса. Потім, у міру руху небозводу, у поле зору потрапив і сам Сиріус. Його зображення було перекручено — здавалося, що «примара» являє собою дефект лінзи, що варто було б усунути, перш ніж здати лінзу в експлуатацію. Однак ця виникла в поле зору телескопа слабка зірочка виявилася компонентом Сиріуса, передвіщеним Бесселем. На закінчення треба додати, що через першу світову війну, що почалася, телескоп Кларка так ніколи і не був відправлений у Міссісіпі - його установили в Дирбонівській обсерваторії, поблизу Чикаго, а лінзу використовують, донині, але на іншій установці.

Таким чином, Сиріус став предметом загального інтересу і багатьох досліджень, тому що фізичні характеристики подвійної системи заінтригували астрономів. З урахуванням особливостей руху Сиріуса, його відстань до Землі й амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам удалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сиріус, А и Сиріус В. Сумарна маса обох зірок виявилася в 3,4 рази більше маси Сонця. Було знайдено, що відстань між зірками майже в 20 разів перевищує відстань між Сонцем і Землею, тобто приблизно дорівнює відстані між Сонцем і Ураном; отримана на підставі виміру параметрів орбіти маса Сиріуса, А виявилася в 2,5 рази більше маси Сонця, а маса Сиріуса В склала 95% маси Сонця. Після того як були визначені світності обох зірок, виявилося, що Сиріус, А майже в 10 000 разів яскравіше, ніж Сиріус В. По абсолютній величині Сиріуса, А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 рази світить сильніше Сонця. Звідси випливає, що світність Сонця в 300 разів перевищує світність Сиріуса В.

Світність будь-якої зірки залежить від температури поверхні зірки і її розмірів, тобто діаметра. Близькість другого компонента до більш яскравого Сиріуса, А надзвичайно ускладнює визначення його спектра, що необхідно для установки температури зірки. У 1915р. з використанням усіх технічних засобів, якими розташовувала найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вилсон (США), були отримані удалі фотографії спектра Сиріуса. Це привело до несподіваного відкриття: температура супутника складала 8000 ДО, тоді як Сонце має температуру 5700 ДО. Таким чином, супутник у дійсності виявився гаряче Сонця, а це означало, що світність одиниці його поверхні також більше.

Справді, простий розрахунок показує, що кожен сантиметр цієї зірки випромінює в чотири рази більше енергії, чим квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси випливає, що поверхня супутника повинна бути в 300?4 разів менше, ніж поверхня Сонця, і Сиріус У повинний мати діаметр близько 40 000 км. Однак маса цієї зірки складає 95% від маси Сонця. Цей виходить, що величезна кількість речовини повинна бути упакована в надзвичайно малому обсязі, інакше кажучи, зірка повинна бути щільної. У результаті нескладних арифметичних дій одержуємо, що щільність супутника майже в 100 000 разів перевищує щільність води. Кубічний сантиметр цієї речовини на Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такої речовини — близько 50 т.

Така історія відкриття першого білого карлика. А тепер задамося питанням, яким образом речовина можна зжати так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг?

Воно з’являється при найсильнішому стиску речовини в надрах зірки. Саме стиск, а не високі температури є причиною тиску. Унаслідок сильного стиску атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати одна в іншу.

Гравітаційний стиск білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати друг у друга доти, поки відстань між ядрами не стане порядку радіуса найменшої електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки являють собою непроникний бар'єр, що перешкоджає подальшому стискові. При максимальному стиску електрони вже не зв’язані з окремими ядрами, а вільно рухаються щодо них. Процес відділення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повної, хмара електронів рухається щодо ґрат з більш важких ядер, так що речовина білого карлика здобуває визначені фізичні властивості, характерні для металів. У такій речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно тому, як тепло поширюється по залізній лозині, що нагрівається з одного кінця.

Але електронний газ виявляє і незвичайні властивості. В міру стиску електронів їхня швидкість усе більше зростає, тому що, як ми знаємо, відповідно до фундаментального фізичного принципу, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового обсягу, не можуть мати однакові енергії. Отже, щоб не займати той самий елемент обсягу, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмір припустимого обсягу залежить від діапазону швидкостей електронів. Однак у середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний обсяг, що вони можуть займати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший обсяг. Хоча окремі електрони носяться зі швидкостями, що відповідають внутрішній температурі порядку мільйонів градусів, температура повного ансамблю електронів у цілому залишається низкою.

Установлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворять ґрати щільно упакованих важких ядер, крізь яку рухається електронний газ. Ближче до поверхні зірки виродження слабшає, і на поверхні атоми іонізовані не цілком, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані.

Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їхню наочну модель. Почнемо з того, що білі карлики мають атмосферу. Аналіз спектрів карликів приводить до висновку, що товщина їхньої атмосфери складає усього кілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карлики двох типів — холодні і гарячі. В атмосферах більш гарячих білих карликів утримується деякий запас водню, хоча, імовірно, він не перевищує 0,05%. Проте, по лініях у спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окис титана. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже цілком з гелію; на водень, можливо, приходиться менше, ніж один атом з мільйона. Температури поверхні білих карликів міняються від 5000 К у «холодних» зірок до 50 000 К у «гарячих». Під атмосферою білого карлика лежить область речовини, у якому утримується невелике число вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що складає приблизно 1% радіуса зірки. Шар цей може мінятися згодом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40 000 км. Як правило, білі карлики не зменшуються в розмірах після того, як досягли цього стану. Вони поводяться подібно гарматному ядру, нагрітому до великої температури; ядро може змінювати температуру, випромінюючи енергію, але його розміри залишаються незмінними. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Чим більше маса білого карлика, тим менше його радіус; мінімально можливий радіус складає 10 000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 рази, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск електронного газу охороняє зірку від усілякого подальшого стиску, і, хоча температура може мінятися від мільйонів градусів у ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не міняється. Згодом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, що вона мала, вступивши в стадію білого карлика.

Під верхнім шаром зірки газ практично ізотермичний, тобто температура майже постійна аж до самого центра зірки; вона складає кілька мільйонів градусів — найбільш реальна цифра 6 млн. К.

Тепер, коли ми маємо деякі представлення про будівлю білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно одне: термоядерні реакції виключаються. Усередині білого карлика відсутній водень, що підтримував би цей механізм генерації енергії.

Єдиний вид енергії, яким розташовує білий карлик, — це теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в безладному русі, тому що вони розсіюються електронним газом. Згодом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесові охолодження. Електронний газ, що не схожий не на один з відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється в космічний простір.

Астрономи порівнюють процес остигання гарячого білого карлика з остиганням залізної лозини, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик прохолоджується швидко, але в міру спаду температури усередині нього охолодження сповільнюється. Відповідно до оцінок, за перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця. Зрештою, білий карлик повинний зникнути і стати чорним карликом, однак на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох учених, представляється досить сумнівним, щоб вік Всесвіту був досить великий для появи в ній чорних карликів.

Інші астрономи вважають, що й у початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолодження невелика. А коли температура його поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолодження збільшується і угасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика досить остигнуть, вони затвердіють.

Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів у ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи починають пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна установити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сиріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. У трьох найбільше добре вивчених випадках маси білих карликів, обмірювані, з точністю понад 10% виявилися менше маси Сонця і складали приблизно половину неї. Теоретично гранична маса для цілком не обертової зірки повинна бути в 1,2 рази більше маси Сонця. Однак якщо зірки обертаються, а цілком ймовірно, так воно і є, те цілком можливі маси, у кілька разів перевищуючі сонячну.

Сила ваги на поверхні білих карликів приблизно в 60−70 разів більше, ніж на Сонце. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонце він важив би 2тонни, а на поверхні білого карлика його вага складала б 120−140 тонн. З обліком того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їхні маси майже збігаються, можна укласти, що сила ваги на поверхні будь-якого білого карлика приблизно та сама. В Уселеної багато білих карликів. Один час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар, показало, що їхня кількість перевищує 1500. Астрономи думають, що частота виникнення білих карликів постійна, принаймні, протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карлики складають найбільш численний клас об'єктів на небі. Удалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом у 30 світлового років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами наприкінці свого еволюційного шляху? Якщо ні, то яка частина зірок переходить у стадію білого карлика?

Найважливіший крок у рішенні проблеми був зроблений, коли астрономи нанесли положення центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура — світність. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих у центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла.

На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми зі слабкої, але гарячою зіркою в центрі. У дійсності ця маса являє собою складну турбулентну, концентричну оболонку, що розширюється зі швидкостями 15−50 км/с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, на ділі вони є оболонками, і швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км/с. Виявилося, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких удалося вимірити відстань, складають порядку 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів. Розширюючи з зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже вирядженим і не може збуджуватися, а отже, його не можна побачити опісля 100 000 років.

Багато планетарних туманностей, що спостерігаються нами сьогодні, народилися в останні 50 000 років, а типовий їхній вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей — найбільш гарячі об'єкти серед відомих у природі. Температура їхньої поверхні міняється від 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високі температури велика частина випромінювання зірки приходиться на далеку ультрафіолетову область електромагніт іншого спектра. Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетвориться і перевипромінюється газом оболонки у видимій області спектра, що і дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіше, ніж центральні зірки, — які насправді є джерелом енергії, — тому що величезна кількість випромінювання зірки приходиться на невидиму частину спектра.

З аналізу характеристик центральних зірок планетарних туманностей випливає, що типове значення їхньої маси укладено в інтервалі 0,6−1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів у надрах зірки необхідні великі маси. Кількість водню в цих зірках незначно. Однак газові оболонки багаті воднем і гелієм.

Деякі астрономи вважають, що 50−95% усіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком зв’язана з планетарними туманностями, принаймні, половина або більш з них відбулися від нормальних зірок головної послідовності, що не проходять через стадію планетарної туманності.

Повна картина утворення білих карликів мрячна і невизначена. Відсутній так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І, проте, загальний висновок такий: багато зірок утрачають частина речовини на шляху до свого фіналу, подібному до стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних «цвинтарях» у виді чорних, невидимих карликів.

Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як наднові, а потім розростися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися в нейтронні зірки.

НАДНОВІ

Біля семи тисяч років тому у віддаленому куточку космічного простору раптово вибухнула зірка, скинувши із себе зовнішні шари речовини. Порівняно велика і масивна зірка раптом зштовхнулася із серйозною енергетичною проблемою — її фізична цілісність виявилася під погрозою. Коли була пройдена границя стійкості, вибухнув що захоплює, надзвичайно могутній, один із самих катастрофічних у всьому Всесвіті вибухів, що породив наднову зірку.

Шість тисяч років мчався по космічних просторах світло від цієї зірки із сузір'я Тельця і досяг, нарешті, Землі. Це трапилося в 1054р. У Європі наука була тоді занурена в дрімоту, і в арабів вона переживала період застою, але в іншій частині Землі спостерігачі помітили об'єкт, що велично блискає на небі перед сходом Сонця.

Четвертого липня 1054р. китайські астрономи, вдивляючись у небо, побачили світний небесний об'єкт, що був багато яскравіше Венери. Його спостерігали в Пекіні і Кайфіні і назвали «зіркою-гостею». Це був самий яскравий після Сонця об'єкт на небі. Протягом 23 днів, аж до 27 липня 1054р., він був видний навіть удень. Поступово об'єкт ставав слабкіше, але все-таки залишався видимим для неозброєного ока ще 627 днів і нарешті зник 17 квітня 1056р. Це була яскравіша з усіх зареєстрованих — вона сіяла як 500 млн. Сонць. Якби вона знаходила від нас на такій відстані, як найближча до нас зірка альфа Центавра, то навіть самою темною ніччю при її світлі ми могли б вільно читати газету — вона світила б значно яскравіше, ніж повний Місяць.

У європейських хроніках того років немає ніяких згадувань про дану подію, але не слід забувати, щось були роки середньовіччя, коли на європейському континенті майже згасло світло науки.

Один цікавий момент в історії відкриття цієї зірки. У 1955р. Вільям Міллер і Гельмут Абт з обсерваторій Маунт-Вилсон і Маунт-Паломар знайшли доісторичні піктограми на стіні однієї печери в скелі каньйону Навахо в Аризоне. У каньйоні зображення було висічено на камені, а в печері намальовано шматком гематиту — червоного залізняку. На обох малюнках зображені кружок і півмісяць. Міллер витлумачує ці фігури як зображення місячного серпа і зірки; на його думку, вони, можливо, відображають появу наднової у 1054р. Для такого висновку є дві підстави: по-перше, у 1054р., коли спалахнула наднова, фаза Місяця і її розташування відносно наднової були саме такими, як показано на малюнку.

По-друге, по знайденим у тих місцях глиняним черепкам установлено, що біля тисячі років тому в цій місцевості жили індіанці. Таким чином, малюнки, очевидно, є художнім зображенням наднової, зробленим древніми індіанцями.

Після фотографування і ретельного дослідження ділянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки наднової утворять складну хаотичну газову оболонку, що розширюється, що укладає кілька зірок. Весь цей комплекс із газу і зірок був названий Крабовидної туманністю. Джерелом речовини туманності є одна з центральних зірок, та сама, котра вибухнула сім тисяч років тому. Це нейтронна зірка. Вона має температуру 6−7 млн. К и надзвичайно малий діаметр. По фотографіях і спектрограмам можна визначити фізичні характеристики зірки.

У результаті дослідження з’ясувалося, що в Крабовидної туманності розрізняються два типи випромінюючих областей. По-перше, це волокниста сітка, що складається з газу, нагрітого до декількох десятків тисяч градусів і іонізованого під дією інтенсивного ультрафіолетового випромінювання центральної зірки; газ містить у собі водень, гелій, кисень, неон, сірку. І, по-друге, велика світна аморфна область, на тлі якої ми бачимо газові волокна.

По фотографіях, зробленим біля дванадцяти років тому, виявлено, що деякі з волокон туманності рухаються від її центра назовні. Знаючи кутові розміри, а також приблизна відстань і швидкість розширення, учені визначили, що біля дев’яти сторіч назад на місці туманності було крапкове джерело. Таким чином, удалося встановити прямий зв’язок між крабовидної туманністю і тим вибухом наднової, що майже тисячу років тому спостерігали китайські і японські астрономи.

Питання про причини вибухів наднових як і раніше залишається предметом дискусій і є приводом для висування суперечливих гіпотез.

Зірка з масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може згодом стати хитливої. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому наприкінці 30-х років нашого сторіччя, астроном Чандрасекар. Він установив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічним змінам, у результаті чого досягається деякий рівноважний стан, що дозволяє зірці гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Усі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її очікують неймовірні зміни.

Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, що прагнуть зжати зірку, і силами тиску, що розширюють неї зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це співвідношення забезпечується за рахунок ефекту виродження, що може привести зірку до стадії білого карлика, і дозволить їй провести залишок життя в такому стані. Ставши білим карликом, зірка поступово остигає і закінчує своє життя, перетворивши в холодний, безжиттєвий, невидимий зоряний шлак.

Якщо маса зірки перевершує межу Чандрасекара, ефект виродження вже не в змозі забезпечити необхідне співвідношення тисків. Перед зіркою залишається тільки один шлях для збереження рівноваги — підтримувати високу температуру. Але для цього потрібен внутрішнє джерело енергії. У процесі звичайної еволюції зірка поступово використовує для цього ядерне пальне. Однак як може зірка добути енергію на останніх стадіях зоряної еволюції, коли ядерне паливо, що регулярно поставляє енергію, на результаті? Звичайно вона ще не енергетичний «банкрут», вона великий, масивний об'єкт, значна частина маси якого знаходиться на великій відстані від центра, і в неї в запасі ще є гравітаційна енергія. Вона подібна каменеві, що лежить на вершині високої гори, і завдяки своєму місцю розташування володіючого потенційною енергією. Енергія, укладена в зовнішніх шарах зірки, як би знаходиться у величезній коморі, з якої в потрібний момент її можна витягти.

Отже, щоб підтримувати тиск, зірка тепер починає стискуватися, поповнюючи, таким чином, запас своєї внутрішньої енергії. Як довго продовжується цей стиск? Фред Хойл і його колеги ретельно досліджували подібну ситуацію і прийшли до висновку, що в дійсності відбувається катастрофічний стиск, за яким випливає катастрофічний вибух. Поштовхом вибухові, що рятує зірку від надлишку маси, є значення щільності, створюване при стиску. Позбувшись від надлишкової маси, зірка відразу повертається на шлях звичайного вгасання.

Найбільший інтерес для вчених представляє процес, у ході якого крок за кроком здійснюється поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовується інформація, отримана з лабораторних досвідів; величезну роль при цьому грають сучасні швидкодіючі обчислювальні машини. Хойл і Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговиділення в зірці і простежили її хід. Як приклад вони взяли зірку, маса якої втроє перевершує сонячну, тобто зірку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зірка з такою масою повинна мати світність, у 60 разів перевищуючу світність Сонця, і час життя близько 600 млн. років.

Ми вже знаємо, що в ході звичайних термоядерних реакцій, що протікають у надрах зірки майже протягом усього її життя, водень перетворюється в гелій. Після того як значна частина речовини зірки перетвориться в гелій, температура в її центрі зростає. При збільшенні температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стає гелій, що потім перетворюється в кисень і неон. Таким чином, гелієве ядро починає породжувати більш важке ядро, що складається з двох цих хімічних елементів. Тепер зірка стає багатошарової енергопроводящою системою. У тонкій оболонці, по одну сторону від якої знаходиться водень, а по іншу гелій, відбувається перетворення водню в гелій; ця реакція йде з виділенням енергії. Тому, поки така реакція здійснюється, температура ядра зірки неухильно росте. Стиск зірки веде до ущільнення її ядра і росту температури в центрі до 200−300 млн. К. Але навіть при настільки високих температурах кисень і неон цілком стійкі і не вступають у ядерні реакції. Однак через якийсь час ядро стає ще щільніше, температура подвоюється, тепер вона вже дорівнює 600 млн. К. І тоді ядерним паливом стає неон, що у ході реакцій перетворюється, а магній і кремній. Утворення магнію супроводжується виходом вільних нейтронів. Коли зірка народилася з праматерії, вона вже містила деякі метали групи заліза. Вільні нейтрони, вступаючи в реакцію з цими металами, створюють атоми більш важких металів — аж до урану — найважчого з природних елементів.

Але от витрачений весь неон у ядрі. Ядро починає стискуватися, і знову стиск супроводжується ростом температури. Настає наступний етап, коли кожні два атоми кисню, з'єднуючись, породжують атом кремнію й атом гелію. Атоми кремнію, з'єднуючись попарно, утворять атоми нікелю, що незабаром перетворюються в атоми заліза. У ядерні реакції, що супроводжуються виникненням нових хімічних елементів, вступають не тільки нейтрони, але також протони й атоми гелію. З’являються такі елементи, як сірка, алюміній, кальцій, аргон, фосфор, хлор, калій. Температура ядра піднімається до півтора мільярдів градусів. Як і раніше продовжується утворення більш важких елементів з використанням вільних нейтронів, але на цій стадії через велику температуру відбуваються деякі нові явища.

Хойл вважає, що при температурах порядку мільярда градусів виникає могутнє гамма-випромінювання, здатне руйнувати ядра атомів. Нейтрони і протони відриваються від ядер, але цей процес оборотний: частки знову з'єднуються, створюючи стійкі комбінації. Коли температура перевищить 1,5 млрд. ДО, більш ймовірними стають процеси розпаду ядер. Цікавий і несподіваним виявився наступний результат: при подальшому збільшенні температури і посиленні процесів руйнування і сполуки ядра в підсумку приєднують усе більше і більше часток і, як наслідок цього, виникають більш важкі хімічні елементи. Так, при температурах 2−5 млрд. До народжуються титан, ванадій, хром, залізо, кобальт, цинк, і ін. Але з усіх цих елементів найбільш представлене залізо. Як і колись, при перетворенні легких елементів у важкі виробляється енергія, що утримує зірку від колапсу. Своєю внутрішньою будівлею зірка тепер нагадує цибулину, кожен шар якої заповнений переважно яким-небудь одним елементом.

Як відзначає Хойл, з утворенням групи заліза зірка виявляється напередодні драматичного вибуху. Ядерні реакції, що протікають у залізному ядрі зірки, приводять до перетворення протонів у нейтрони. При цьому випускаються потоки нейтрино, що несуть із собою в космічний простір значна кількість енергії зірки. Якщо температура в ядрі зірки велика, то ці енергетичні втрати можуть мати серйозні наслідки, тому що вони приводять до зниження тиску випромінювання, необхідного для підтримки стійкості зірки. І як наслідок цього, у дію знову вступають гравітаційні сили, покликані доставити зірці необхідну енергію. Сили гравітації усе швидше стискають зірку, заповнюючи енергію, віднесену нейтрино. Як і колись стиск зірки супроводжується ростом температури, що, зрештою, досягають 4−5 млрд. К. Тепер події розвиваються трохи інакше. Ядро, що складається з елементів групи заліза, піддається серйозним змінам: елементи цієї групи вже не вступають у реакції з утворенням більш важких елементів, а починають знову перетворюватися в гелій, випускаючи при цьому колосальний потік нейтронів. Велика частина цих нейтронів захоплюється речовиною зовнішніх шарів зірки і бере участь у створенні важких елементів.

На цьому етапі, як указує Хойл, зірка досягає критичного стану. Коли створювалися важкі хімічні елементи, енергія вивільнялася в результаті злиття легких ядер. Тим самим величезної її кількості зірка виділяла протягом сотень мільйонів років. Тепер же кінцеві продукти ядерних реакцій знову розпадаються, утворити гелій: зірка виявляється змушеної заповнити втрачену раніше енергію. Залишається останнє її надбання — гравітація. Але щоб зірка могла скористатися цим резервом, щільність її ядра повинна збільшуватися украй швидко, тобто ядро повинне різко; відбувається «вибух усередину», що відривається ядро зірки від її зовнішніх шарів. Він повинний відбутися за лічені секунди. Це і є початок кінця масивної зірки.

Імплозія, або зривши усередину, усуває тиск, що підтримував зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискуючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз виявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить у свою чергу до різкого підвищення температури (приблизно 3 млрд. ДО), і падаюча оболонка зірки виявляється в незвичайних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, рівної 2,5 млрд. ДО, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити світіння під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення до 3 млрд. К. Протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється в теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи — в основному кисень — виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, рівна енергії, що Сонце випромінює за мільярд років!

Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає них у космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів у секунду. На ці шари приходиться значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворити туманність, що простирається на багато мільйонів мільйонів кілометрів.

Газ по інерції продовжує віддалятися від зірки доти, поки, можливо через 100 000 років, речовину туманності не стане настільки вирядженим і дифузійним, що більше вже не зможе збуджуватися короткохвильовим випромінюванням дуже гарячої материнської зірки; тоді ми перестанемо його бачити. Але самій головне: як у речовині, що вибухнула, так і в міжзоряному газі присутній магнітне поле. Стиск газу за фронтом ударної хвилі викликає стиск силових ліній і підвищення напруженості міжзоряного магнітного поля, що у свою чергу приводить до збільшення енергії електронів, і їх прискоренню. У результаті залишається сверхгоряча зірка, маса якої зменшилася саме настільки, щоб вона могла гідно згаснути і вмерти. По всій імовірності вона стане нейтронною зіркою, маса якої в 1,2−2 маси Сонця. Якщо ж її маса більш, ніж удвічі перевищує масу Сонця, то вона, у кінцевому рахунку, може перетворитися в чорну діру.

Наднові - дуже рідкі об'єкти. Історія засвідчила лише кілька випадків появи наднових. Перша — це, звичайно, Крабовидна туманність, друга — Наднова Тихо Бразі, виявлена в 1572р., і третя — Наднова Кеплера, відкрита їм у 1604 р. Недавно стало відомо про наднової у сузір'ї Вовка. Астрономи обчислили, що кожна зоряна система, галактика, у середньому раз у сто-триста років народжує наднову. В даний час астрономами відкрито близько 150 наднових.

Тільки три з них виявилися в нашій Галактиці, хоча існує багато об'єктів, такі, як Петля в Лебедеві і Кассіопея А, що, як припускають, можуть виявитися залишками вибухів наднових Чумацького шляху. Точний час вибуху для Петлі в Лебедеві майже неможливо установити, але думають, що якщо це дійсно залишки вибуху наднової, те Петля в Лебедеві початку своє розширення близько 60 тисяч років тому. Кассіопея, А — наймолодша наднова на небі, тому що її розширення почалося приблизно в 1700р.

Чому природа створює такі дивовижні об'єкти? Як вони виникають? Який механізм спалахів, що по своїй яскравості можуть суперничати із сяйвом десятків мільярдів зірок? Який кінцевий продукт зоряного вибуху? Це тільки частина питань, що виникають в астронома, що спостерігає за великими вибухами в тім або іншому куточку неба. Щоб відповісти хоча б на деякі з них, необхідно досліджувати історію життя зірки.

Професор Джон А. Уиллер помітив: «Одну справу вивчати майже стаціонарну зірку, як, наприклад, Сонце, інша справа — коли ми беремося пророкувати вигадливу динаміку наднової. Ми вміємо в подробицях пророкувати і хід ядерних реакцій, що йдуть у надрах Сонця й інших зірок, і вихід енергії випромінювання з поверхні зірки. Однак чи можемо ми з такою же впевненістю говорити про зірки, що випробують могутні внутрішні рухи?»

Недавно вчені почали спробу застосувати математичну теорію атомного вибуху для опису гідродинаміки наднових. Це дозволило ретельно досліджувати гідродинаміку наднових за допомогою теорії, що свідомо не занадто далека від істини. Деякі астрономи розрізняють п’ять типів наднові; два з них головні - це наднові типу 1 і наднові типу 2.

НЕЙТРОННІ

Зірки, у яких маса в 1,5−3 рази більше, ніж у Сонця не зможуть наприкінці життя зупинити свій стиск на стадії білого карлика. Могутні сили гравітації стиснуть них до такої щільності, при якій відбудеться «нейтралізація» речовини: взаємодія електронів із протонами приведе до того, що майже вся маса зірки буде укладена в нейтронах. Утвориться нейтронна зірка. Найбільш масивні зірки можуть обраться в нейтронні, після того як вони вибухнуть як наднові.

Концепція нейтронних зірок не нове: перше припущення про можливість їхнього існування було зроблено талановитими астрономами Фрицем Цвикки і Вальтером Баарде з Каліфорнії в 1934р. (трохи раніш у 1932р. можливість існування нейтронних зірок була передвіщена відомим радянським ученим Л. Д. Ландау.) Наприкінці 30-х років вона стала предметом досліджень інших американських вчених Оппенгеймера і Волкова. Інтерес цих фізиків до даної проблеми був викликаний прагненням, визначити кінцеву стадію еволюції масивної стискальної зірки. Тому що роль і значення наднові розкрилися приблизно в той же час, було висловлене припущення, що, нейтронна зірка може виявитися залишком вибуху наднової. До нещастя, з початком другої світової війни увага вчених переключилося на військові потреби і детальне вивчення цих нових і найвищою мірою загадкових об'єктів було припинено. Потім, у 50-х роках, вивчення нейтронних зірок відновили чисто теоретично з метою установити, чи мають вони відношення до проблеми народження хімічних елементів у центральних областях зірок. Нейтронні зірки залишаються єдиним астрофізичним об'єктом, існування і властивості яких були передвіщені задовго до їхнього відкриття.

На початку 60-х років відкриття космічних джерел рентгенівського випромінювання досить обнадіяло тих, хто розглядав нейтронні зірки як можливі джерела небесного рентгенівського випромінювання. До кінця 1967р. був виявлений новий клас небесних об'єктів — пульсари, що привело вчених у замішання. Це відкриття з’явилося найбільше важливою подією у вивченні нейтронних зірок, тому що воно знову підняло питання про походження космічного рентгенівського випромінювання.

Говорячи про нейтронні зірки, варто враховувати, що їхні фізичні характеристики встановлені теоретично і досить гипотетичні, тому що фізичні умови, що існують у цих тілах, не можуть бути відтворені в лабораторних експериментах.

Вирішальне значення на властивості нейтронних зірок роблять гравітаційні сили. За різними оцінками, діаметри нейтронних зірок складають 10−200 км. І цьому незначний по космічному поняттях обсяг «набитий» такою кількістю речовини, що може скласти небесне тіло, подібне до Сонця, діаметром близько 1,5 млн. км, а по масі майже в третину мільйона разів важче Землі! Природний наслідок такої концентрації речовини — неймовірно висока щільність нейтронної зірки. Фактично вона виявляється настільки щільної, що може бути навіть твердої. Сила ваги нейтронної зірки настільки велика, що людина важила б там, біля мільйона тонн. Розрахунки показують, що нейтронні зірки сильно намагнічені. Відповідно до оцінок, магнітне поле нейтронної зірки може досягати 1млн. млн. гаусс, тоді як на Землі воно складає 1 гаусс. Радіус нейтронної зірки приймається порядку 15 км, а маса — близько 0,6 — 0,7 маси Сонця. Зовнішній шар являє собою магнітосферу, що складається з розрідженої електронної і ядерної плазми, що пронизана могутнім магнітним полем зірки. Саме тут зароджуються радіосигнали, що є відмітною ознакою пульсарів. Сверхшвидкі заряджені частки, рухаючи по спіралях уздовж магнітних силових ліній, дають початок різного роду випромінюванням. В одних випадках виникає випромінювання в радіодіапазоні електромагнітного спектра, в інших — випромінювання на високих частотах. Майже відразу ж під магнітосферою густина речовини досягає 1 т/см3, що в 100 000 разів більше щільності заліза.

Наступний за зовнішнім шар має характеристики металу. Цей шар «надтвердого» речовини, що знаходиться в кристалічній формі. Кристали складаються з ядер атомів з атомною масою 26 — 39 і 58 — 133. Ці кристали надзвичайно малі: щоб покрити відстань у 1 див, потрібно вибудувати в одну лінію близько 10 млрд. кристаликів. Щільність у цьому шарі більш ніж у 1 млн. раз вище, ніж у зовнішньому, або інакше, у 400 млрд. раз перевищує щільність заліза. Рухаючи далі до центра зірки, ми перетинаємо третій шар. Він містить у собі область важких ядер типу кадмію, але також багатий нейтронами й електронами. Щільність третього шару в 1 000 разів більше, ніж попереднього.

Глибше проникаючи в нейтронну зірку, ми досягаємо четвертого шару, щільність при цьому зростає незначно — приблизно в п’ять разів. Проте, при такій щільності ядра вже не можуть підтримувати свою фізичну цілісність: вони розпадаються на нейтрони, протони й електрони. Велика частина речовини перебуває у виді нейтронів. На кожен електрон і протон приходиться по 8 нейтронів. Цей шар, власне кажучи, можна розглядати як нейтронну рідину, «забруднену» електронами і протонами.

Нижче цього шару знаходиться ядро нейтронної зірки. Тут щільність приблизно в 1,5 рази більше, ніж у шарі. І, проте, навіть таке невелике збільшення щільності приводить до того, що частки в ядрі рухаються багато швидше, ніж у будь-якому іншому шарі. Кінетична енергія руху нейтронів, змішаних з невеликою кількістю протонів і електронів, настільки велика, що постійно відбуваються непружні зіткнення часток. У процесах зіткнення народжуються усі відомі в ядерній фізиці частки і резонанси, яких нараховується більш тисячі. Цілком ймовірно, є присутнім велике число ще не відомих нам часток.

Температури нейтронних зірок порівняно високі. Цього і варто очікувати, якщо врахувати, як вони виникають. За перші 10 — 100 тис. років існування зірки температура ядра зменшується до декількох сотень мільйонів градусів. Потім настає нова фаза, коли температура ядра зірки повільно зменшується унаслідок випущення електромагнітного випромінювання.

ЧОРНІ ДІРИ

Якщо маса зірки в два рази перевищує сонячну, то до кінця свого життя зірка може вибухнути як наднова, але якщо маса речовини після вибуху, усе ще перевершує дві сонячні, то зірка повинна в щільне малюсіньке тіло, тому що гравітаційні сили цілком придушують усякий внутрішній опір стискові. Учені думають, що саме в цей момент катастрофічний гравітаційний колапс приводить до виникнення чорної діри. Вони вважають, що з закінченням термоядерних реакцій зірка вже не може знаходитися в стійкому стані. Тоді для масивної зірки залишається один неминучий шлях — шлях загального і повного стиску (колапсу), що перетворює її в невидиму чорну діру.

У 1939р. Р. Оппенгеймер і його аспірант Снайдер у Каліфорнійському університеті (Беркли) займалися з’ясуванням остаточної долі великої маси холодної речовини. Одним з найбільш вражаючих наслідків загальної теорії відносності Эйнштейна виявилася наступне: коли велика маса починає колапсувати, цей процес не може бути зупинена і маса стискується в чорну діру. Якщо, наприклад, не обертова симетрична зірка починає стискуватися до критичного розміру, відомого як гравітаційний радіус, або радіус Шварцшильда (названий так на честь Карла Шварцшильда, що першим указав на його існування). Якщо зірка досягає цього радіуса, то вже не що не може перешкодити їй завершити колапс, тобто буквально замкнутися в собі. Чому ж дорівнює гравітаційний радіус? Строге математичне рівняння показує, що для тіла з масою Сонця гравітаційний радіус дорівнює майже 3 км, тоді як для системи, що включає мільярд зірок, — галактики — цей радіус виявляється рівним відстані від Сонця до орбіти планети Уран, тобто складає близько 3 млрд. км.

Які ж фізичні властивості «чорних дір» і як учені припускають знайти ці об'єкти? Багато вчених роздумували над цими питаннями; отримані деякі відповіді, що здатні допомогти в пошуках таких об'єктів.

Сама назва — чорні діри — говорить про те, що це клас об'єктів, які не можна побачити. Їхнє гравітаційне поле настільки сильне, що якби якимсь шляхом удалося виявитися поблизу чорної діри і направити убік від її поверхні промінь самого могутнього прожектора, то побачити цей прожектор було б не можна навіть з відстані, що не перевищує відстань від Землі до Сонця. Дійсно, навіть якби ми змогли сконцентрувати усе світло Сонця в цьому могутньому прожекторі, ми не побачили б його, тому що світло не змогло б перебороти вплив на нього гравітаційного поля чорної діри і залишити її поверхня. Саме тому така поверхня називається абсолютним обрієм подій. Вона являє собою границю чорної діри.

Учені відзначають, що ці незвичайні об'єкти нелегко зрозуміти, залишаючись у рамках законів тяжіння Ньютона. Поблизу поверхні чорної діри гравітація настільки сильна, що звичні ньютоновскі закони перестають тут діяти. Їх варто замінити законами загальної теорії відносності Ейнштейна. Відповідно до одному з трьох наслідків теорії Ейнштейна, залишаючи масивне тіло, світло повинний випробувати червоний зсув, тому що він повинний випробувати червоний зсув, тому що він втрачає енергію на подолання гравітаційного поля зірки. Випромінювання, що приходить від щільної зірки, подібної до білого карлика — супутникові Сиріуса А, — лише злегка зміщається в червону область спектра. Ніж щільніше зірка, тим більше цей зсув, так що від надміцною зірки зовсім не буде приходити випромінювання у видимій області спектра. Але якщо гравітаційна дія зірки збільшується в результаті її стиску, то сили тяжіння виявляються настільки великі, що світло взагалі не може залишити зірку. Таким чином, для будь-якого спостерігача можливість побачити чорну діру цілком виключена! Але тоді природно виникає питання: якщо вона невидима, то, як же ми можемо неї знайти? Щоб відповісти на це питання, учені прибігають до митецьких вивертів. Руффіні й Уілер досконально вивчили цю проблему і запропонували кілька способів нехай не побачити, але хоча б знайти чорну діру. Почнемо з того, що, коли чорна діра народжується в процесі гравітаційного колапсу, вона повинна випромінювати гравітаційні хвилі, що могли б перетинати простір зі швидкістю світла і на короткий час спотворювати геометрію простору поблизу Землі. Це перекручування проявилося б у виді гравітаційних хвиль, що діють одночасно на однакові інструменти, установлені на земній поверхні на значних відстанях друг від друга. Гравітаційне випромінювання могло б приходити від зірок, що випробують гравітаційний колапс. Якщо протягом звичайного життя зірка оберталася, то, стискуючись і стаючи, усе менше і менше, вона буде обертатися усе швидше, зберігаючи свій момент кількості руху. Нарешті вона може досягти такої стадії, коли швидкість руху на її екваторі наблизиться до швидкості світла, тобто до гранично можливої швидкості. У цьому випадку зірка виявилася б сильно деформованої і могла б викинути частина речовини. При такій деформації енергія могла б іти від зірки у виді гравітаційних хвиль з частотою порядку тисячі коливань у секунду (1000 Гц).