ВВЕДЕНИЕ

     В данной работе автор рассказывает  об открытиях в астрофизике  последнего времени – о черных  дырах. Большинство людей, конечно,  слышали или читали о них.  О черных дырах часто говорят  в передачах по телевидению,  по радио, пишут в газетах,  в журналах и книгах разного жанра – от научных монографий до художественной и даже детской литературы. Откуда такая популярность?

     Дело в том, что черные дыры  – объекты совершенно удивительные  по своим свойствам. Они обладают  настолько сильным гравитационным полем, что в них задерживается даже свет, и только они способны искривлять пространство и тормозить время. Интересно и то, что внутри черной дыры, за краем своеобразной гравитационной бездны, откуда нет выхода, текут удивительные физические процессы, проявляются новые законы природы. И, наконец, черные дыры являются самыми грандиозными источниками энергии во Вселенной. Возможно, именно они в будущем станут источниками энергии для человечества.

     Черные дыры – это таинственные, загадочные, необычные космические объекты, а чем таинственней загадка, чем глубже проблема, тем больший интерес она вызывает и у специалистов, и у всех интересующихся наукой. А. Эйнштейн, создатель общей теории относительности, писал: «Самое прекрасное и глубокое переживание, выпадающее на долю человека, — это ощущение таинственности». А у черных дыр вряд ли найдутся конкуренты по части их загадочности.

     Работа предназначена для тех,  кто интересуется проблемами  астрофизики и для тех, кому  будет интересно узнать о новых  открытиях в изучении черных дыр. В работе рассказывается предыстория черных дыр, говорится об их возникновении и типах, а также кратко об их обнаружении и описании самых известных черных дыр. Конечно, при этом не ставится цель рассказать все и исчерпать вопрос. Такая цель была бы невыполнима для реферата.

ГЛАВА 1. ИСТОРИЯ ОТКРЫТИЯ ЧЕРНЫХ ДЫР 

     Предысторию открытия черных  дыр необходимо начать со времен  И. Ньютона, открывшего, в 1666 г., закон всемирного тяготения, а  четко сформулировать этот закон  Ньютон смог, когда занялся астрономией. Ведь сила притяжения наглядно проявляется в космосе, где одни тела вращаются вокруг других. Астроном утверждал: «Тяготение универсально», т.е. всемирно¹. И сегодня, спустя века, не обнаружена иная столь универсальная сила. Все другие виды физического взаимодействия связаны с конкретными свойствами материи. Поле тяготения действует на все: на легкие и тяжелые частицы, и даже на свет. А то, что свет притягивается массивными телами, предполагал еще И. Ньютон. И с этого факта, с понимания того, что свет также подчинен силам тяготения, и начинается история черных дыр, история предсказаний их поразительных свойств.

     Первый, кто сделал подобное предсказание, был английский священник и  теолог, один из основателей научной  сейсмологии, Джон Митчелл. В 1783 г. он изложил свои соображения в докладе Лондонскому Королевскому обществу, указывая на то, что «достаточно массивная и компактная звезда должна иметь столь сильное гравитационное поле, что свет не сможет выйти за его пределы: любой луч света, испущенный поверхностью такой звезды, не успев отойти от нее, будет, втянут обратно ее гравитационным притяжением²». Но, как часто бывало в истории науки, сообщение осталось практически незамеченным. Доклад Митчелла был найден в «Философских трудах Лондонского Королевского общества» только лишь в 1984 г., поэтому долгое время приоритет отдавался знаменитому французскому математику и астроному Пьеру Симону Лапласу. Именно он, через несколько лет, после Митчелла пришел к похожим выводам и опубликовал их в своей книге, вышедшей в 1795 г., «Изложение системы мира». Идея Лапласа звучала следующим образом: «Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца не дает ни одному лучу достичь нас из-за своего тяготения, поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми»¹.

     В книге не приводилось доказательств  этого утверждения. Оно было  опубликовано им несколько лет  спустя.

     Используя теорию тяготения Ньютона, Лаплас рассчитал величину на поверхности звезды, сегодня мы ее называем второй космической скоростью, которую надо придать любому телу, чтобы оно, поборов тяготение, навсегда улетело от звезды или планеты в космическое пространство.

     Представим себе, рассуждал П. Лаплас, что мы возьмем небесное тело, на поверхности которого вторая космическая скорость уже превышает скорость света. Тогда свет от такой звезды не сможет улететь в космос из-за действия тяготения, не сможет достичь далекого наблюдателя и мы не увидим звезду, несмотря на то, что она излучает свет! А если увеличивать массу небесного тела, добавляя к нему вещество, с той же самой средней плотностью, то вторая космическая скорость увеличивается во столько же раз, во сколько возрастает радиус или диаметр.²

     Таким образом, становиться, понятен  вывод, сделанный П. Лапласом: чтобы тяготение задержало свет, звезда должна быть с веществом  той же плотности, что и Земля,  а диаметром в 27 тыс. раз  больше земного. Тогда, вторая  космическая скорость на поверхности такой звезды будет тоже в 27 тыс. раз больше, чем на поверхности Земли, и примерно сравняется со скоростью света: звезда перестанет быть видимой, т.к. не сможет выпускать свет.

     Но предвидение П. Лапласа еще  не было настоящим предсказанием черной дыры. Лаплас еще не знал, что это не только «черная», но и «дыра», в которую можно упасть, но невозможно выбраться. Дело в том, что быстрее света в природе ничто не может двигаться. Обогнать свет в пустоте нельзя! Это было установлено А. Эйнштейном в специальной теории относительности уже в нашем веке. И теперь мы знаем, что если из какой-то области пространства не может выйти свет, то, значит, и вообще ничто не может выйти, и такой объект мы называем черной дырой.

     Другая причина, из-за которой рассуждения П. Лапласа нельзя считать строгими, состоит в том, что он рассматривал гравитационные поля огромной силы, в которых падающие тела разгоняются до скорости света, а сам выходящий свет может быть задержан, и применял при этом закон тяготения Ньютона. А для таких полей теория тяготения Ньютона неприменима. Поэтому в 1905-1916 гг. немецкий физик А. Эйнштейн разработал новую теорию, справедливую для сверхсилы, а также для быстроменяющихся полей (для которых ньютоновская теория также неприменима), и назвал ее общей теорией относительности. Именно выводами этой теории надо пользоваться для доказательства возможности существования черных дыр и для изучения их свойств.

     Для того, чтобы понять удивительные  свойства черных дыр необходимо  сказать кратко о некоторых следствиях общей теории относительности Эйнштейна.

     Теория относительности неразрывно  связала геометрические свойства  пространства и течение времени  с силами гравитации. Эти связи  сложны и многообразны. Можно  отметить два важных обстоятельства.

     Во-первых, согласно теории Эйнштейна  время в сильном поле тяготения  течет медленней, чем время,  измеряемое вдали от тяготеющих  масс (где гравитация слаба). О  том, что время может течь  по-разному, довольно трудно представить.  Согласно интуитивным представлениям человека время – это длительность, то общее, что присуще всем процессам. А в действительности, как доказал А. Эйнштейн, никакого абсолютного времени нет. Течение времени зависит от движения и, что сейчас для нас особенно важно, от поля тяготения. В сильном поле тяготения все процессы, абсолютно все, будучи самой разной природы, замедляются для стороннего наблюдателя.  Это и значит, что время – то есть то общее, что присуще всем процессам, замедляется.

Второй  важный вывод теории Эйнштейна состоит в том, что «пространство не обладает постоянной (нулевой) кривизной. Кривизна его меняется от точки к точке и определяется полем тяготения»¹. Можно сказать, что в сильном поле тяготения меняются геометрические свойства пространства, Евклидова геометрия, столь нам привычная, оказывается уже несправедливой. Конечно, представление об искривлении самого пространства так же трудносовместимо с укоренившимися интуитивными представлениями человека, как и представление о разном течении времени.

     Наконец, можно сделать еще одно замечание о выводах теории относительности. Ее автор показал, что свойства пространства и времени, не только могут меняться, но что пространство и время объединяются вместе в единое целое – четырехмерное «пространство время». Искривляется именно это единое многообразие. Конечно, наглядные представления в такой четырехмерной сверхгеометрии еще более трудны и автор на них останавливаться не будет.

         Вернемся к полю тяготения  вокруг сферической массы. Так  как геометрия в сильном поле тяготения неэвклидова, искривленная, то необходимо немного по другому подходить к радиусу окружности. В сверхплотных звездах с сильным полем тяготения разница в «радиусах», определенных разными способами, может быть весьма заметной. Более того, в ряде случаев, достигнуть центра тяготения принципиально невозможно, поэтому радиусом окружности будет длина, деленная на 2π.

     Рассматриваемое поле тяготения  вокруг сферического не вращающегося  тела получило название сферы  Шварцшильда, по имени немецкого астронома, одного из творцов современной теоретической астрофизики, который сразу же после создания Эйнштейном теории относительности решил ее уравнения для «точечного» сферически симметричного тела. Из решения следует, что сила притяжения возрастает до бесконечности при радиусе, стремящемся к радиусу Шварцшильда Rg, называемом также гравитационным радиусом. Для Солнца гравитационный радиус Rg = 3 км, а соответствующая плотность                ρ = 2·1016 г/см³ (это превышает плотность атомного ядра ρ = 2·1014 г/см³).¹

     Он с помощью изящного математического  анализа решил задачу для сферического  тела и переслал ее А. Эйнштейну  для передачи Берлинской академии. Решение поразило А. Эйнштейна,  так как сам он к тому  времени получил лишь приближенное  решение, справедливое только в слабом поле тяготения. Решение же Карла Шварцшильда было точным, то есть справедливым и для сколь угодно сильного поля тяготения вокруг сферической массы; в этом было его важное значение. Но ни А. Эйнштейн, ни сам К. Шварцшильд тогда еще не знали, что в этом решении содержится нечто гораздо большее. В нем, как выяснилось позже, содержится описание черной дыры.²

     Итак, вывод П. Лапласа о том, что свет не может уйти от компактной тяготеющей массы, подтвердился теорией тяготения Эйнштейна, согласно которой вторая космическая скорость должна быть равна скорости света как раз на гравитационном радиусе. А К. Шварцшильд решил очень важное уравнение теории относительности А. Эйнштейна, для «точечного» сферически симметричного тела, что оказалось, в дальнейшем, ни просто уравнением, а описанием черной дыры.  
 
 
 
 

ГЛАВА 2.  ОБРАЗОВАНИЕ ЧЕРНЫХ ДЫР 

     Само название «черная дыра»  было придумано американским  физиком Д. Уиллером и опубликовано  в популярной статье в 1968 г.  Оно мгновенно прижилось, заменив  собой использовавшиеся до того  термины «коллапсар»,  «застывшая звезда» или «темная звезда».

      Черная дыра – это 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 не выходит свет, называют горизонтом черной дыры.¹

     Чтобы действительно понять, что  представляют собой черные дыры, необходимо начать с их возникновения, а для этого надо вспомнить о том, каков жизненный цикл звезд.

     Звездные объекты в своей эволюции  проходят три качественно различные  стадии: протозвезды – звезды – постзвезды².

     Все начинается со сжимающихся облаков вещества. Когда сжимающееся облако становиться непрозрачным для своего инфракрасного излучения, его излучательность резко уменьшится, что приводит к несколько медленному, но продолжающемуся сжатию. Одновременно большая часть освобождающейся в результате сжатия потенциальной энергии идет на нагрев облака. В этот период облако становится настоящей протозвездой (до-звездой).

      В течение своего развития, которое  длится десятки миллионов лет,  протозвезда начинает увеличиваться  по плотности, а температура  повышается до уровня, достаточного  для протекания термоядерных  реакций в ее центральных областях.

     С началом протекания термоядерных  реакций заканчивается период  протозвезды и наступает период  рождения и активной жизни  звезды. В активный период, который длится миллиарды лет, звезда излучает энергию за счет термоядерных реакций, протекающих в ее недрах. С образованием звезды прекращается процесс сжатия, так как устанавливается равновесие между тепловым давлением вещества звезды и гравитационным давлением, которое стремится сжать звезду. Наступает период медленной эволюции, постепенного выгорания ядерного горючего.

     Звезда, исчерпавшая свое ядерное  горючее, может пойти по одному  из двух путей развития своей  смерти. Первый, возможен в том случае, когда масса звезды при рождении превышала восемь масс Солнца, в конце жизни она внезапно врывается как сверхновая. Второй путь, когда звезда менее массивная, умирает она долго и проводит свои последние годы, спазмалитически перерабатывая остатки топлива.

     Для образования черной дыры  характерен первый путь, когда  звезда взрывается. При этом оставшееся  ядро начинает стремительно сжиматься,  и меньше чем за тысячную  долю секунды звезда превращается  в черную дыру. Вскоре после  начала сжатия происходит всплеск рентгеновского и гамма-излучения¹. Коллапс продолжается, и фотонам становится все труднее противостоять растущему притяжению. Фотоны, которые покидают поверхность под углом, имеют искривленную траекторию (как следует из общей теории относительности). Те же, которые улетают по траекториям, параллельным поверхности, остаются на орбите вокруг звезды, и через долю секунды не один фотон уже не может вырваться – звезда прошла то, что называется горизонтом событий¹.                                                             Мы уже не можем непосредственно наблюдать ее; на том месте, где была звезда, видна только черная сфера.

     Однако вещество звезды продолжает  коллапсировать и за горизонтом  событий; более того, коллапс продолжается вечно, и, в конце концов, вещество сжимается до нулевого объема в центре звезды. Следовательно, образование черных дыр для космической материи представляет собой не формальную возможность, а является закономерным и неизбежным этапом эволюции.

     Итак, кратко рассмотрев жизненный цикл звезды, приходим к следующему выводу. Эволюция звезды начинается с протозвезды, которой предшествуют сжимающиеся облака. Далее следует рождение самой звезды и ее активной жизни, после чего наступает смерть. Звезда превращается (в зависимости от конкретных характеристик и массы) в некий определенный космический объект, одним из которых может быть и черная дыра.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 

ГЛАВА 3. ТИПЫ ЧЕРНЫХ ДЫР 

     Самым простым из всех возможных типов черной дыры является шварцшильдовская черная дыра. Она была описана в своих решениях Шварцшильдом, как сферически симметричная черная дыра, характеризующаяся только массой. Породившая ее гипотетическая умирающая звезда должна не вращаться и быть лишенной как электрического заряда, так и магнитного поля. Вещество такой умирающей звезды падает по радиусу «вниз» к центру звезды, и говорят, что получившаяся черная дыра обладает сферической симметрией. Она состоит из сингулярности, окруженной горизонтом событий на расстоянии 1 шварцшильдовского радиуса.

     Для понимания того, что представляет собой черные дыры, особое значение имеет так называемый гравитационный радиус (о котором упоминалось в первой главе). Размеры дыр характеризуются гравитационным радиусом, равным Rg = 2GM/с², где G – гравитационная постоянная; М – масса тела; С – скорость света в вакууме.

     Сфера Шварцшильда является особенной (сингулярной) поверхностью, на которой временная координата обращается в нуль, а пространственная в бесконечность. Гравитационный радиус (а следовательно, и сфера Шварцшильда) задается одной переменной – массой, т.е. телу с определенной массой должен соответствовать конкретный гравитационный  радиус. Если мысленно попробовать взять любое тело и поместить его массу под сферу Шварцшильда, то тело начнет сжиматься – получится черная дыра, если же масса будет не сжиматься, а расширяться под сферой Шварцшильда, то данный объект станет белой дырой (антиколлапсаром).

    Но существуют и, так называемые, серые дыры, в которых объединены свойства черных и белых дыр. Так, серая дыра, антиколлапсируя и проявляя себя, вначале, как белая звезда, затем коллапсирует под гравитационный радиус и превращается в черную дыру. При определенных условиях это неоднократно повторяется, отон как бы колеблется, осциллирует, и в данном случае серая дыра называется осциллирующим отоном. При более детальном анализе серых дыр можно выделить светло- и темно-серые дыры. Но всем отонам присуще одно общее свойство – они являются дырами в пространстве-времени.

     Черная дыра, о которой шла  речь выше, относится к не вращающимся.  Однако большинство, если не  все, звезды вращаются, и, следовательно,  вращаются образовавшиеся из  них черные дыры.

     Мысль о том, что достаточно реалистические модели черных дыр должны обладать вращением, не нова. Однако целых пятьдесят лет после создания общей теории относительности во всех расчетах использовалось только решение Шварцшильда. Все понимали, что нужно учитывать влияние вращения, но никто не мог правильно решить уравнения Эйнштейна. Собственно говоря, полное решение уравнений гравитационного поля с учетом вращения должно зависеть от двух параметров – массы черной дыры и момента количества движения дыры. Кроме того, это решение должно быть асимптотически плоским, т. е. вдали от черной дыры пространство-время должно становиться плоским. Но уравнения гравитационного поля настолько сложны математически, что никому не удавалось отыскать ни одного точного решения, удовлетворяющего этим простым требованиям.

     Решительный шаг вперед в этом  направлении был сделан в 1963 г., когда Рой Керр (приложение 1), австралийский математик, работавший тогда в Техасском университете, нашел полное решение уравнений гравитационного поля вращающейся черной дыры¹. Решение это сложнее предложенного Шварцшильдом, и соответственно сложнее поведение черной дыры. Впервые почти за полсотни лет после основополагающей работы Эйнштейна астрофизики получили, наконец, математическое описание геометрии пространства-времени, окружающего массивный вращающийся объект. В 1975 г. была доказана единственность решения Керра. Получение решения Керра является одним из важнейших достижений теоретической астрофизики середины ХХ в.

     Как только наблюдатель приблизится к черной дыре Керра, он начнет вращаться в том же направлении, что и эта дыра. И чем ближе он к этой черной дыре, тем выше будет скорость вращения. На определенном расстоянии от оси вращения он обнаружит, что вращается со скоростью, близкой к световой. Та поверхность, на которой это произойдет, называется статическим пределом. Если же проникнуть за него, то можно обнаружить, что в такой черной дыре есть свой горизонт событий, и так же, как в случае со шварцшильдовской черной дырой, форма у него сферическая. С другой стороны, поверхность, соответствующая статическому пределу, сплющена и соприкасается с горизонтом событий только у полюсов. Область между этими поверхностями называется эргосферой (приложение 2).

     За горизонтом событий также  имеется сингулярность, хотя и отличная от предыдущей – тут она имеет форму кольца. Есть и другое важное отличие. Эйнштейн показал, что в случае шварцшильдовской черной дыры, для того, чтобы пройти через связанную с ней кротовую нору, необходимо иметь скорость больше световой. В случае, рассмотренном Керром, скорость может быть меньше световой.

     Рассмотрим подробнее коллапс  вращающейся звезды. Прежде всего,  нам известно, что если звезда  вращается, то по мере сжатия  она будет вращаться все быстрее  в соответствии с законом сохранения момента импульса. У коллапсирующей звезды, даже при небольшой скорости вращения (такой, как, например, у Солнца), к концу коллапса скорость возрастает настолько, что, не успев стать черной дырой, такая звезда разлетится. Для того, чтобы превратиться в черную дыру, звезда должна уменьшить скорость вращения, и, очевидно, со многими именно так и происходит. Поэтому логично предположить, что большинство массивных звезд превращаются в черные дыры Керра.

     Кроме названых (черных дыр Шварцшильда и Керра), существуют еще два типа, черные дыры Рейснера–Нордстрема (не вращающиеся заряженные) и черные дыры Керра–Ньюмена (вращающиеся заряженные). Возможно, в природе их нет, но теоретически они очень важны. Когда звезда превращается в черную дыру, почти все ее характеристики растворяются в сингулярности. Мы никогда точно не узнаем ни ее температуру, ни состав: они утрачиваются при превращении звезды в черную дыру. Остаются только три характеристики: масса, момент вращения и заряд. Это и определяет существование четырех типов черных дыр.

     Начиная с середины ХХ в.  Джеймс Клерк Максвелл начал  разработку теории электромагнетизма,  располагая большим количеством  информации об электрическом  и магнитном полях, он обнаружил  удивительный факт – электрические и магнитные силы убывают с расстоянием в точности так же, как и сила тяжести. И гравитационные, и электромагнитные силы – это силы большого радиуса действия. Их можно ощутить на очень большом удалении от их источников. Напротив, силы, связывающие воедино ядра атомов, – силы сильного и слабого взаимодействий – имеют короткий радиус действия. Ядерные силы дают о себе знать лишь в очень малой области, окружающей ядерные частицы.  

     Большой радиус электромагнитных  сил означает, что физик, находясь далеко от черной дыры, может предпринять эксперименты для выяснения, заряжена эта дыра или нет. Если у черной дыры имеется электрический заряд (положительный или отрицательный) или магнитный заряд (соответствующий серному или южному магнитному полюсу), то находящийся вдалеке физик способен при помощи чувствительных приборов обнаружить существование этих зарядов. Таким образом, кроме информации о массе не теряется также информация о заряде черной дыры.

     Во время первой мировой войны Г. Райснер и Г. Нордстрем открыли решение эйнштейновских уравнений гравитационного поля, полностью описывающее «заряженную» черную дыру. У такой черной дыры может быть электрический заряд (положительный и отрицательный) и/или магнитный заряд (соответствующий северному или южному магнитному полюсу). Если электрически заряженные тела – дело обычное, то магнитно-заряженные – вовсе нет. Тела, у которых есть магнитное поле, обладают обязательно и северным и южными полюсами сразу. До самого последнего времени большинство физиков считали, что магнитные полюсы всегда встречаются только парами. Однако в 1975 году группа ученых из Беркли и Хьюстона объявила, что в ходе одного из экспериментов ими открыт магнитный монополь¹. Если эти результаты подтвердятся, то окажется, что могут существовать и отдельные магнитные заряды, т. е. что северный магнитный полюс может существовать отдельно от южного, и обратно. Решение Райснера-Нордстрема допускает возможность существования у черной дыры магнитного поля монополя. Независимо от того, как черная дыра приобрела свой заряд, все свойства этого заряда в решении Райснера-Нордстрёма объединяются в одну характеристику – число Q. При этом геометрия пространства-времени в решении Райснера-Нордстрема не зависит от природы заряда. Он может быть положительным, отрицательным, соответствовать северному магнитному полюсу или южному – важно лишь его полное значение, которое можно записать как |Q|. Итак, свойства черной дыры Райснера-Нордстрёма зависят лишь от двух параметров – полной массы дыры М и ее полного заряда |Q| (иными словами, от его абсолютной величины). А сингулярность, в заряженной черной дыре, будет окружена двумя горизонтами событий – внешним и внутренним.

     Если же будет увеличиваться  заряд черной дыры, то внешний  горизонт событий станет сжиматься, а внутренний – расширяться. И, наконец, когда заряд черной дыры достигнет значения, при котором выполняет равенство М = |Q|, оба горизонта сливаются друг с другом. В случае увеличения заряда еще больше, горизонт событий полностью исчезнет, и остается «голая» сингулярность. При М < |Q| горизонты отсутствуют, так что сингулярность открывается прямо во внешнюю Вселенную. Такая картина нарушает знаменитое «правило космической этики», предложенное Роджером Пенроузом.

     Таким образом, всякий раз при  пересечении горизонта событий пространство и время меняются ролями. А это значит, что в заряженной черной дыре из-за наличия двух горизонтов событий, полная смена ролей у пространства и времени будет происходить дважды.

     Следуя из всего вышеописанного  можно сделать следующий вывод. Черная дыра – это космический объект сверхвысокой плотности материи, массы и гравитации, который может быть разных типов. Самый простой, является шварцшильдовская черная дыра (сферически симметричная черная дыра, характеризующаяся только массой). Породившая ее гипотетическая умирающая звезда не должна вращаться и иметь электрического заряда, и магнитного поля. Второй тип – Керровская или вращающаяся черная дыра, из названия понятно, что она вращается. И, наконец, существуют еще два типа, черные дыры Рейснера–Нордстрема (не вращающиеся заряженные) и черные дыры Керра–Ньюмена (вращающиеся заряженные). Возможно, в природе их нет, но для теории они также важны, как и два первых типа черных дыр. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

ГЛАВА 4. ПОИСК ЧЕРНЫХ ДЫР 

     Объект, который по определению  нельзя видеть, естественно, нелегко  обнаружить. Черную дыру нельзя  увидеть с помощью любого доступного  астрономам телескопа, начиная  от радиотелескопов и кончая                      g-детекторами. Тем не менее, можно использовать косвенные методы, связанные с теми гравитационными эффектами, которые черная дыра вызывает в окружающем веществе.

     Идеальными в этом смысле являются  двойные звезды. Представим себе  пару звезд, вращающихся друг  относительно друга. В такой ситуации наблюдатель видит периодическое изменение их положения в   пространстве. Через определенный промежуток времени эти звезды возвращаются в исходное положение. Такие пары звезд встречаются довольно часто и называются двойными звездами¹.