Эволюция звезд. 2

 
 

Содержание. 

1. Введение………………………………………………………………..….………2

2. Понятие звездной эволюции…………………………………………….………2

3. Процесс звездообразования……………………………………………….……..3

4. Звезда как динамическая саморегулирующаяся система…………………..5

5. Поздние стадии эволюции звезды………………………………………………7

6. Вспышки сверхновых и образование нейтронных звезд…………………….8

7. Черные дыры…………………………………………………………………..…11

8. Заключение………………………………………………………………………..16

9. Список литературы………………………………………………………………17 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

1. Введение. 

     Имеется большое количество аргументов, что  звёзды образуются путём конденсации  межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить, что звёзды возникали  в разное время и возникают  по сей день.

     Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется и излучается в мировое пространство. 
 

2.  Понятие звездной эволюции. 
 

     Звезды  — грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем. Время звездной эволюции, разумеется, очень велико, и мы не можем непосредственно проследить эволюцию той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции.

       Современная теория строения  и эволюции звезд объясняет  общий ход развития звезд в  хорошем согласии с данными  наблюдения.

     Основные  фазы в эволюции звезды — ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому cжатию.

     Ход эволюции звезды зависит от ее массы  и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит  от времени образования звезды и  ее положения в Галактике в  момент образования. Чем больше масса звезды, тем быстрее идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь». Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше — около 10 млрд лет. 

Как по отношению к истории человечества, так и по отношению к истории  звезд можно говорить об их поколениях. Каждое поколение звезд имеет  особые закономерности формирования и эволюции. Например, звезды первого поколения образовались из вещества, состав которого сложился в начальный период существования Вселенной — почти 75% водорода и 25% гелия с ничтожной примесью дейтерия и лития. В ходе, по-видимому, достаточно быстрой эволюции массивных звезд первого поколения образовались более тяжелые химические элементы (в основном вплоть до железа), которые впоследствии были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или их взрывов. Звезды последующих поколений уже формировались из вещества, содержащего 3—4% тяжелых элементов. Поэтому, говоря о звездной эволюции, надо различать по крайней мере три значения этого понятия: эволюция отдельной звезды, эволюция отдельных типов (поколений) звезд и эволюция звездной материи как таковой. В дальнейшем мы будем иметь в виду закономерности эволюции отдельных звезд. 
 

3.  Процесс звездообразования. 

     Звездообразование — это процесс рождения звезд  из межзвездного газа, газопылевых  образований, облаков. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время.

     Как мы уже отмечали, для каждого поколения  звезд характерны конкретные условия  звездообразования. Кроме того, первые поколения звезд образовывались в основном в области галактического центра, во всем его объеме. В дальнейшем, в связи с тем, что межзвездный газ все больше концентрировался в плоскости Галактики, звездообразование происходило и происходит сейчас в этой галактической плоскости. 

     Звезды  образуются не в одиночку, а группами, скоплениями, что является результатом гравитационной конденсации, сжатия (коллапса) громадных объемов межзвездного газа, газопылевых облаков. Этот процесс хорошо описывается теорией. Кроме того, имеются многочисленные наблюдательные данные рождения звезд. Их число особенно увеличилось с возникновением радио и инфракрасной астрономии, для диапазонов которых газ и пыль прозрачны.

     Звездообразование начинается со сжатия и последующей  фрагментации (под действием гравитационных сил) протяженных холодных облаков молекулярного межзвездного газа. Масса газа должна быть такой, чтобы действие сил гравитации преобладало над действием сил газового давления. При современных температурах межзвездного газа его минимальная масса, которая может конденсироваться, коллапсировать, составляет не менее тысячи масс нашего Солнца. Каждый из образовавшихся фрагментов может в свою очередь разделяться на отдельные фрагменты (так называемая каскадная фрагментация). Последняя серия фрагментов и представляет собой материал, из которого непосредственно формируются звезды. 

По мере сжатия в таком фрагменте постепенно выделяются ядро и оболочка. Ядро —  это центральная, более плотная  и компактная часть, достигшая гидростатического  равновесия. Оболочка — это внешняя, протяженная, продолжающая коллапсировать часть газопылевого фрагмента. (Из материала оболочки впоследствии при ее преобразовании в газопылевой диск могут образовываться окружающие звезду планеты.) Процесс конденсации сопровождается возрастанием магнитного поля, ростом давления газа. Долгое время оболочка остается плотной и непрозрачной, что делает рождающуюся звезду невидимой в оптическом диапазоне. (Зато ее можно зафиксировать средствами радио- и инфракрасной астрономии.) Так постепенно формируются протозвезды — грандиозные непрозрачные массы межзвездного газа со сформировавшимся ядром, в которых гравитация уравновешивается силами внутреннего давления. 

С образованием протозвезды рост массы ее ядра не прекращается. Масса ядра продолжает увеличиваться за счет выпадения  газа на ядро из оболочки. Силы гравитации растут и разогревают ядро, которое претерпевает качественные изменения, в том числе возрастают его светимость и давление излучения. Затем рост ядра и конденсация газа из оболочки прекращаются. Оболочка постепенно «сдувается» излучением и рассеивается. А ядро со стороны приобретает вид звездного объекта. Этот процесс гравитационного сжатия длится относительно недолго (от сотен тысяч до нескольких десятков млн лет) и заканчивается тогда, когда температура в центре достигает тех значений (10—15 млн градусов), при которых включается другой источник энергии—термоядерные реакции. Сжатие при этом прекращается и процесс звездообразования завершается: протозвезда окончательно превращается в звезду. 

Теория  звездообразования не только описывает его общий ход, но и позволяет выделить факторы, которые могут замедлять или стимулировать звездообразование. К замедляющим факторам относятся: незначительная масса протозвезды, высокая скорость вращения газопылевого облака, сильное магнитное поле и др. Стимулирующими звездообразование процессами являются: ударные волны, порожденные вспышками сверхновых звезд; ионизационные фронты; столкновение облаков; звездный ветер (поток плазмы от горячих звезд) и др. Например, если масса протозвезды очень мала (менее 0,08 массы Солнца), то ее гравитационное сжатие происходит очень медленно, а температура в ядре никогда не достигает значений, необходимых для начала термоядерной реакции. Такие протозвезды будут сжиматься очень и очень долго (время их гравитационного сжатия превышает время жизни Галактики), постепенно превращаясь в так называемые черные карлики. 
 
 

4.  Звезда как динамическая саморегулирующаяся система. 
 

     Таким образом, источниками энергии у  большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне. В ходе этих реакций водород превращается в гелий, выделяя громадное количество энергии. 

     Водород — главная составная часть  космического вещества и важнейший  вид ядерного горючего в звездах. Запасы его в звездах настолько  велики, что ядерные реакции могут протекать в течение миллиардов лет. При этом, до тех пор пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало. 
 

     В недрах звезд, при температурах более 10 млн К и огромных плотностях, газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом ее слое внутреннее давление газа уравновешивается действием сил тяготения. Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, то звезда должна раздуться, так как возрастает давление в ее недрах. И, наоборот, если температура внутри звезды, а значит и давление, понизится, то радиус звезды уменьшается. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия. 

     Стационарное  состояние звезды характеризуется  еще и тепловым равновесием, которое  означает, что процессы выделения  энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться. Это приведет к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Таким образом, звезда представляет собой тонко сбалансированный «организм», она оказывается саморегулирующейся системой. Причем чем звезда больше, тем быстрее она исчерпывает свой запас энергии. 

     После выгорания водорода в центральной зоне звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Постепенно они перемещаются на периферию звезды. Звезда принимает гетерогенную структуру. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка – расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату. 

     Полагают, что на стадии красного гиганта наше Солнце увеличится настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, Солнце станет красным гигантом примерно через 5 млрд лет. Так что особых оснований для беспокойства у жителей Земли нет. Ведь солнечная система образовалась всего лишь 5 млрд лет назад. 

     Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая  внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включаются все более  тяжелые ядра. На этом этапе (при  температуре свыше 150 млн К) в ходе ядерных реакций осуществляется синтез более тяжелых, чем гелий, химических элементов. 
 
 

5.  Поздние стадии эволюции звезды 
 

     Поздние стадии эволюции звезды: от красного гиганта  да белого карлика и далее. Именно на стадии красного гиганта осуществляются основные реакции нуклеосинтеза после выгорания водорода. В результате изменения химического состава, роста давления, пульсаций и других процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Динамическое равновесие звезды нарушается, нарастают разрушительные тенденции, происходит периодический сброс верхних оболочек. В этом случае звезда наблюдается как ядро планетарной туманности. Планетарная туманность — это система, состоящая из звезды (ядра туманности) и симметрично окружающей ее светящейся газовой оболочки (их может быть несколько), расширяющейся в пространстве достаточно большой скоростью (20—40 км/с). По мере разряжения свечение оболочки ослабевает и она становится невидимой. Планетарные туманности обогащают межзвездную среду химическими элементами. 

     Так постепенно красный гигант теряет свою массу, исчерпывает термоядерные источники  энергии. На завершающем этапе нуклеосинтеза  в недрах красного гиганта наступает  нейтронизация вещества — процесс, в ходе которого электроны под громадным давлением как бы «вдавливаются» в атомные ядра, взаимодействуют с протонами и превращаются в нейтроны. Красный гигант охлаждается, остывает. Теперь судьба звезды зависит от массы оставшегося ядра. 

     При массе менее 1,4 массы Солнца звезда, обладая громадной плотностью (сотни тонн на 1 см3), в основном сохраняет свое стационарное, равновесное состояние. Такие звезды называются белыми карликами. Белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта и появляется на свет тогда, когда красный гигант сбрасывает свои поверхностные слои, образуя планетарную туманность. Поэтому белые карлики, окруженные остатками оболочки, выглядят обычно как планетарные туманности. Белый карлик не имеет ресурсов для термоядерных реакций, он постепенно охлаждается, причем время охлаждения достаточно велико — примерно 109 лет. Это время сравнимо с возрастом Галактики.

     Когда энергия звезды иссякнет, звезда меняет свой цвет с белого на желтый, затем  на красный; наконец, она перестает  излучать и начинает непрерывное  путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького темного безжизненного объекта. Так белый карлик медленно превращается в мертвую холодную звезду, размер которой обычно меньше размеров Земли, а масса сравнима с солнечной. Плотность такой звезды в миллиарды раз выше плотности воды. Так заканчивают свое существование большинство звезд.

     При массе более 1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, так как давление не может уравновесить силу тяготения. В таких звездах начинается гравитационный коллапс — неограниченное падение вещества к центру. В случае, когда внутреннее давление и другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв — вспышка сверхновой с выбросом значительной части вещества звезды в окружающее пространство с образованием газовых туманностей.

     Но  если масса умирающей звезды более  чем в 3 раза превышает массу Солнца, то уже ничто не может предотвратить  гравитационный коллапс, такая звезда как бы взрывается внутрь, неизбежно превращаясь в черную дыру. 

Рассмотрим  детальнее эти экзотические пути поздних стадий эволюции и «смерти» звезд. 
 

6.  Вспышки сверхновых и образование нейтронных звезд. 
 

     Сверхновые  звезды — это такие звезды, блеск  которых при вспышке в течение нескольких суток увеличивается настолько, что становится сравнимым с яркостью всех звезд галактики и может даже превосходить ее. Вместе с тем вспышка сверхновой — это явление относительно редкое. Письменные источники сохранили для нас достоверные сведения о вспышках сверхновых звезд в 1006, 1054, 1181, 1572 и 1604 гг. и менее достоверные сведения из китайских летописей – в 185, 369, 386 и 393 гг. 

Китайские летописцы следующим образом  описали события 4 июля 1054 г.: «В первый год периода Чи-хо, в пятую Луну, в день Чи-Чу появилась звезда-гостья к юго-востоку от звезды Тиен-Куан и исчезла более чем через год». А другая летопись зафиксировала: «Она была видна днем, как Венера, лучи света исходили от нее во все стороны, и цвет ее был красновато-белый. Так была видна она 23 дня». Подобные скупые записи были сделаны арабскими,японскими и византийскими очевидцами. Уже в наше время выяснено, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения. Как мы уже отмечали (см. 9.6.1), вспышка сверхновой в ноябре 1572 г. в созвездии Кассиопеи была отмечена в Европе, изучалась, и широкий интерес к ней общественности сыграл важную роль в развитии астрономических исследований и последующем утверждении гелиоцентризма. Сверхновую 1604 г. детально изучал и описал И.Кеплер. В 1885 г. появление сверхновой звезды было отмечено в туманности Андромеды. Ее блеск превышал блеск всей Галактики и оказался в 4 млрд раз более интенсивным, чем блеск Солнца. 

     Систематические исследования позволили уже к 1980 г. открыть свыше 500 вспышек сверхновых. Со времени изобретения телескопа не наблюдалось ни одной вспышки сверхновой звезды в нашей звездной системе — Галактике. Астрономы пока видят их только в других галактиках. 

     Взрыв сверхновой — гигантский по силе взрыв старой звезды, вызванный коллапсом ее ядра. Под воздействием силы тяготения вещество звезды начинает ускоренно двигаться к ее центру, сначала медленно, а затем все быстрее и быстрее. Масса ядра растет, и в нем еще больше нарастает гравитационное поле. В результате ядро ускоряется быстрее, чем оболочка. Высокое давление сбрасывает оболочку — звезда взрывается. Взрыв сопровождается кратковременным испусканием огромного количества нейтрино. Обладающие только слабым взаимодействием, эти нейтрино тем не менее раскидывают наружные слои звезды в космическом пространстве и образуют клочья облаков расширяющегося газа. При вспышке сверхновой звезды выделяется чудовищная энергия (порядка 1052 эрг). 

     Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между звездами и межзвездной средой, для распространения химических элементов во Вселенной, а также для рождения первичных космических лучей. 

     Астрофизики подсчитали, что с периодом 10 млн  лет сверхновые звезды вспыхивали в  нашей Галактике в непосредственной близости от Солнца, причем дозы космического излучения могли превышать нормальные для Земли в 7 тысяч раз! Это  чревато серьезнейшими мутациями живых организмов на нашей планете. Так объясняют, в частности, внезапную гибель динозавров.

     Правда, период интенсивных вспышек сверхновых был характерен для ранних этапов звездной эволюции, звезд первого  и второго поколения. По новейшим оценкам, катастрофические последствия вспышки сверхновой для Земли возможны в том случае, если такая вспышка произойдет в радиусе 25 световых лет от Солнца. К счастью, в этой области подходящих кандидатов на роль сверхновой в нашу эпоху не обнаруживается. Они есть в более широкой сфере с радиусом 50 световых лет. Как показало компьютерное моделирование такого взрыва, крайней опасности для нас он не несет, его последствия для Земли и ее атмосферы будут не столь катастрофическими, чтобы полностью разрушить озоновый слой, вызвать вымирание животных и растений, гибель человечества. 

     Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного  тела – нейтронной звезды или черной дыры. 

     Нейтронная  звезда – это гидростатически равновесная звезда, состоящая в основном из нейтронов. Она имеет много свойств, общих со свойствами ядра атома. Образно ее можно даже назвать гигантским атомным ядром. Но на самом деле между ними и много различий. Атомное ядро – это квантово-механическая система, единство которой обеспечивается ядерными силами, сильным взаимодействием. А единство нейтронной звезды обеспечивается балансом между сжимающей ее силой тяготения и давлением, направленным от центра звезды к ее поверхности. 

     Типичная  нейтронная звезда имеет радиус 18-10 км. Плотность нейтронной звезды очень высока, соизмерима с плотностью атомных ядер – 1015 г/см3. Ядро нейтронной звезды состоит, по-видимому, из сверхтекучей нейтронной жидкости, сверхпроводящих протонов и вырожденных электронов, а верхний слой – твердая кора из железа. Благодаря сверхтекучей нейтронной жидкости в такой звезде распространяются волны плотности, подобные порывам ветра на поле, покрытом травами. Температура такой звезды около 1 млрд градусов. Но нейтронные звезды очень быстро остывают, светимость их слабеет. 

     Зато  они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе в направлении  магнитной оси. Открытые в 1967 г. новые  объекты – пульсары – отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными звездами. Для звезд, в которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, характерно радиоизлучение в виде повторяющихся импульсов. Поэтому-то нейтронные звезды называют пульсарами.

     Уже открыты сотни нейтронных звезд. Экстремальные физические условия  в нейтронных звездах делают их уникальными  естественными лабораториями, представляющими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации. 

Расчеты показывают, что в нашей Галактике  должно содержаться около 100 млн  нейтронных звезд и черных дыр. 

     Явление сверхновых звезд – яркий пример глубокой диалектики природы. С одной стороны, вспышка сверхновой – это величайшая природная катастрофа. Взрыв сверхновой в нашем районе Галактики, его ударная волна, излучение и др. может оказать разрушительное воздействие на нашу планету, уничтожить озоновый слой, привести в мутациям и резким трансформациям форм растительного и животного миров. С другой стороны, в результате взрывов сверхновых в пространство Вселенной вбрасываются в громадном количестве тяжелые химические элементы, из которых впоследствии могут образовываться планетные системы типа нашей. По современным представлениям, обогащение газопылевого облака, из которого образовалась Солнечная система, тяжелыми элементами произошло в результате близкого от места формирования нашей планетной системы взрыва сверхновой звезды. Причем есть мнение, что взрыв сверхновой мог даже совпасть по времени с процессом формирования Солнечной системы. Таким образом, величайшая катастрофа оказывается одновременно и необходимым условием развития высших форм организации материи, жизни разума. 
 
 

7.  Черные дыры. 
 

     Теоретическое предвидение существования во Вселенной  черных дыр – одно из самых замечательных достижений теоретической астрофизики XX в. Хотя отдельные идеи, приближавшие к понятию черной дыры, высказывались еще даже в рамках ньютоновской физики в XVIII в. (П.С. Лаплас), тем не менее первая теоретическая модель черной дыры была построена в 1916 г. К.Шварцшильдом всего через несколько месяцев после опубликования А. Эйнштейном уравнений гравитационного поля в ОТО. В процессе поиска точных решений уравнений гравитационного поля Шварцшильд пришел к описанию геометрии пространства-времени вблизи идеальной черной дыры. Это была простейшая модель сферически-симметричной черной дыры, характеризующейся только массой.

     Однако  в целом в первой половине XX в. интерес к моделированию черных дыр носил исключительно абстрактно-теоретический  характер и не связывался с некими реальными объектами в Космосе. Вместе с тем в середине XX в. развитие теории строения и эволюции звезд привело к выводу, что старые массивные звезды, умирая, переходят в состояние гравитационного коллапса (сначала нерелятивистского, а затем релятивистского). Результатом коллапса является образование области, в которой тяготение настолько велико, что оттуда ничего выйти уже не может: окружающее звезду пространство-время свертывается, звезда исчезает из Вселенной, а вместо нее остается сильно искривленная область пространства-времени, т.е. та черная дыра, модель которой существует еще с начала XX в. Если масса умирающей звезды в 3 и более раз превышает массу Солнца, то она, завершая свой жизненный путь, неизбежно превращается в черную дыру. Проявлениями гравитационного коллапса являются также наблюдаемые вспышки новых и сверхновых звезд, нейтронные звезды и др. 

     Следующий кардинальный шаг был сделан в 1965 г., когда группой физиков и  астрофизиков была построена сложная  модель черной дыры с массой, зарядом  и моментом количества движения. Новый  прорыв связан с созданием теорий, описывающих взаимодействие черной дыры и физического вакуума (Я.Б. Зельдович, С. Хокинг и др.) и появляющиеся при этом необычные свойства черных дыр, в частности их «испарение» (1970-е гг.). 

     Сильное гравитационное поле черной дыры должно вызывать бурное излучение электромагнитных волн при попадании в это поле газа. Газ образует закручивающийся вокруг черной дыры быстро вращающийся уплотняющийся диск. При этом кинетическая энергия его частиц, разгоняемых силой тяготения черной дыры, частично переходит в рентгеновское излучение, по которому черная дыра может быть обнаружена. Так, в 1972-1973 гг. было получено доказательство реального существования черных дыр, когда выяснилось, что рентгеновский источник Лебедь Х-1 — это тесная двойная звездная система, в которой вещество из звезды-гиганта (25 масс Солнца) перетекает к черной дыре (массой около 10 масс Солнца), генерируя мощный поток рентгеновского излучения.

     В настоящее время существует уже  более 10 кандидатов в черные дыры в  тесных двойных системах и несколько  десятков кандидатов в сверхмассивные черные дыры (с массой 108–109 масс Солнца) в ядрах галактик (в том числе и нашей) и в квазарах. Совсем недавно исследование движения звезд, сосредоточенных в центре нашей Галактики, показало, что одна из них, двигаясь по орбите вокруг центра Галактики на расстоянии, всего в 3 раза превышающем расстояние от Солнца до Плутона, имеет немыслимую для других звезд скорость — 5000 км/с, а период ее обращения 15,2 года. Такое быстрое движение по орбите может быть объяснено только тем, что в центре нашей Галактики находится массивный (3,7 млн масс Солнца) и сверхкомпактный объект. А с точки зрения современных представлений, таким объектом может являться только черная дыра. 

     Таким образом, черная дыра — область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость (параболическая скорость) для находящихся в этой области тел должна превышать скорость света, т.е. из черной дыры ничто не может вылететь — ни излучение, ни частицы, ибо в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света. Границу области, за которую ничто не выходит, даже свет, называют горизонтом черной дыры. 

Для того чтобы поле тяготения смогло «запереть» излучение и вещество, создающая  это поле масса звезды должна сжаться  до объема, радиус которого меньше гравитационного радиуса r = 2GM/с2, где G — гравитационная постоянная; с — скорость света; М — масса звезды. Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца r ≈ 3 км, а для Земли всего 0,8 см). Звезда с массой, равной массе Солнца, всего лишь за тысячную долю секунды превратится из обычной звезды в черную дыру. А если масса равна массе миллиарда звезд (ее горизонт равен 2,8 световых часа), то такой процесс займет несколько дней.