Экзотические космические объекты

Введение

Исследования космоса в оптическом диапазоне начались еще в те времена, когда человек просто разглядывал  звезды. Это пассивное созерцание было достаточно продуктивным и позволяло  не только предсказывать лунные и  солнечные затмения, но и помогло  сформулировать основные законы Небесной Механики.

Ровно 400 лет назад итальянский  физик Галилей изобрел телескоп. На самом деле ничего он не изобретал. Телескопы были года за 2 до него изобретены в Голландии. Это были маленькие  совершенно скромные театральные бинокли, скажем так. А Галилей решил, что именно этот прибор подходит для изучения Вселенной. И он его кардинально улучшил. Итальянское стекло тех лет 400 лет назад уже было великолепным. Галилей прекрасно работал, шлифовал линзы, и он сделал прибор, который открыл вселенную нам. И вот с тех пор ровно 400 лет астрономы улучшают свои телескопы, смотрят все дальше, видят все больше, а последние годы ну просто фантастическая революция произошла в телескопостроении, соответственно, много новых открытий с помощью больших телескопов.

Новая техника позволила более  детально рассмотреть многие небесные объекты и отождествить результаты наблюдений в разных частотных диапазонах. Точность и разнообразие измерений  возросли многократно. И произошло  это очень своевременно, поскольку теоретическая мысль не стояла на месте. Более того, количество различных моделей, объясняющих строение нашей Вселенной, постоянно увеличивалось. Теперь же благодаря возросшей полноте и точности получаемой информации удается отделить зерна от плевел или, по крайней мере, указать теоретикам более верное направление поиска истины. Освоение рентгеновского и гамма-диапазона позволило астрономам определить несколько крайне экзотических космических объектов. Например таких как: белые карлики, нейтронные звезды, струны, туманность Андромеды, взрывающиеся звезды и др.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Немецкий астроном Фридрих Вильгельм  Бессель в течение ряда лет  наблюдал собственные движения на небе двух ярких звёзд — Сириуса  и Проциона — и в 1844 г. установил, что обе они движутся не по прямым, а по характерным волнистым траекториям. Открытие натолкнуло учёного на мысль, что каждая из этих звёзд обладает невидимым для нас спутником, т. е. является физически двойной звёздной системой.

Предположение Бесселя вскоре подтвердилось. Американский оптик-шлифовальщик Алван Кларк 31 января 1862 г. при испытании только что изготовленного объектива диаметром 46 см открыл спутник Сириуса. Позднее, в 1896 г., был обнаружен и спутник Проциона. Через некоторое время на основании уже непосредственных телескопических наблюдений взаимного обращения этих звёзд и их спутников астрономам удалось (с помощью закона всемирного тяготения) найти массы каждого из светил. Главные звёзды, названные теперь Сириусом А и Проционом А, оказались массивнее Солнца соответственно в 2,3 и 1,8 раза, а массы их спутников — Сириуса В и Проциона В — составляют 0,98 и 0.65 солнечных масс.

Но Солнце, практически равное по массе Сириусу В, сияло бы с  его расстояния почти так же ярко, как Полярная звезда. Так почему же Сириус В в течение 18 лет считался «невидимым спутником»? Может быть, из-за малого углового расстояния между ним и Сириусом А? Не только. Как потом выяснилось, он заведомо недоступен невооружённому глазу из-за своей низкой светимости, в 400 раз уступающей светимости Солнца. Правда, в самом начале XX в. это открытие не показалось особенно странным, так как звёзд малой светимости было известно достаточно много, а связь массы звезды с её светимостью ещё не была установлена. Лишь когда были получены спектры излучения Сириуса В и Проциона В, а также измерений их температуры, стала очевидной «анормальность» этих звёзд.

О чем говорит эффективная  температура звезд 

В физике есть такое понятие —  абсолютно чёрное тело. Нет, это не синоним чёрной дыры — в отличие  от неё абсолютно чёрное тело может ослепительно сиять! Абсолютно чёрным оно называется потому, что, по определению, поглощает всё падающее на него электромагнитное излучение. Теория утверждает, что полный световой поток (во всём диапазоне длин волн) с единицы поверхности абсолютно чёрного тела не зависит ни от его строения, ни от химического состава, а определяется только температурой. Согласно закону Стефана-Больцмана, светимость его пропорциональна четвёртой степени температуры. Абсолютно чёрное тело, как и идеальный газ, – это лишь физическая модель, никогда строго не реализующаяся на практике. Однако спектральный состав света звёзд в видимой области спектра довольно близок к «чернотельному». Поэтому можно считать, что модель абсолютно чёрного тела в целом, верно, описывает излучение реальной звезды.

Эффективной температурой звезды называется температура абсолютно чёрного  тела, излучающего одинаковое с ней  количество энергии с единицы  поверхности. Она, вообще говоря, не равна  температуре фотосферы звезды. И тем не менее это объективная характеристика, которую можно использовать для оценки других характеристик звезды: светимости, размеров и т. д.

В 10-е гг. XX столетия американский астроном Уолтер Адамс предпринял попытку  определить эффективную температуру  Сириуса В. Она составила 8000 К, а позднее выяснилось, что астроном ошибся и на самом деле она ещё выше (около 10 000 К). Следовательно, светимость этой звёздочки, если бы она имела размеры Солнца, должна была как минимум в 10 раз превосходить солнечную. Наблюдаемая же светимость Сириуса В, как мы знаем, в 400 раз меньше солнечной, т. е. она оказывается ниже ожидаемой более чем в 4 тыс. раз! Единственный выход из этого противоречия — считать, что Сириус В имеет гораздо меньшую площадь видимой поверхности, а значит, и меньший диаметр. Вычисления показали, что Сириус В по размеру всего лишь в 2,5 раза больше Земли. Но массу-то он сохраняет солнечную — выходит, его средняя плотность должна быть почти в 100 тыс. раз больше, чем у Солнца! Многие астрономы отказывались верить в существование столь экзотических объектов.

Только в 1924 г., в основном благодаря  стараниям английского астрофизика  Артура Эддингтона, разработавшего теорию внутреннего строения звезды. Компактные спутники Сириуса и Проциона были, наконец осознаны астрономиическим сообществом как реальные представители совершенно нового класса звёзд, которые известны теперь как белые карлики. «Белые» — потому что первые представители этого типа были горячими бело-голубыми светилами, «карлики» — потому что у них очень маленькие светимости и размеры.

Результаты спектральных исследований

Как мы уже выяснили, плотность  белых карликов во много тысяч  раз выше, чем у обычных звёзд. А значит, их вещество должно находиться в каком-то особом, ранее неизвестном  физическом состоянии. На это указывали и необычные спектры белых карликов.

Во-первых, их линии поглощения во много раз шире, чем у нормальных звёзд. Во-вторых, линии водорода могут  присутствовать в спектрах белых  карликов при таких высоких температурах, при каких в спектрах обычных звёзд их нет, так как весь водород оказывается ионизованным. Всё это удалось теоретически объяснить очень высоким давлением вещества в атмосферах белых карликов.

Следующей особенностью спектров этих экзотических звёзд является то, что линии всех химических элементов немного сдвинуты в красную сторону по сравнению с соответствующими линиями в спектрах, полученных в земных лабораториях. Это эффект так называемого гравитационного красного смещения, обусловленного тем, что ускорение силы тяжести на поверхности белого карлика во много раз больше, чем на Земле.

Действительно, из закона всемирного тяготения следует, что ускорение  силы тяжести на поверхности звезды прямо пропорционально её массе  и обратно пропорционально квадрату радиуса. Массы белых карликов близки к массам нормальных звёзд, а радиусы во много раз меньше. Поэтому ускорение силы тяжести на поверхности белых карликов очень велико: порядка 105 — 106 м/с2. Вспомним, что на Земле оно составляет 9,8 м/с2, т. е. в 10 000 - 100 000 раз меньше.

По отождествляемому химическому  составу спектры белых карликов подразделяются на две категории: одни с линиями водорода, другие без  линий водорода, но с линиями нейтрального либо ионизованного гелия или  тяжёлых элементов. «Водородные» карлики  подчас имеют существенно более высокую температуру (до 60 000 К и выше), чем «гелиевые» (11 000 - 20 000 К). На основании этого учёные пришли к выводу, что вещество последних практически лишено водорода.

Кроме того, были открыты белые  карлики, спектры которых не поддавались отождествлению с известными науке химическими элементами и соединениями. Позднее у этих звёзд обнаружили магнитные поля, в 1000 – 100 000 раз более сильные, чем на Солнце. При таких напряжённостях магнитных полей спектры атомов и молекул неузнаваемо искажаются, поэтому их трудно отождествить.

В недрах белых карликов плотность  может достигать величин порядка 1010 кг/м3. При таких значениях плотности (и даже при меньших, характерных  для внешних слоев белых карликов) физические свойства газа существенно меняются и законы идеального газа к нему уже неприменимы. В середине 20-х гг. итальянский физик Энрико Ферми разработал теорию, которая описывает свойства газов с плотностями, характерными для белых карликов. Оказалось, что давление такого газа не определяется его температурой. Оно остаётся высоким, даже если вещество остынет до абсолютного нуля! Газ, обладающий такими свойствами, получил название вырожденного.

В 1926 г. английский физик Ральф  Фаулер с успехом применил теорию вырожденного газа к белым карликам (и только позднее теория Ферми нашла себе многочисленные приложения в «земной» физике). На основании этой теории были сделаны два важных вывода. Во-первых, радиус белого карлика при заданном химическом составе вещества однозначно определяется его массой. Во-вторых, масса белого карлика не может превышать некоторого критического значения, величина которого примерно 1,4 массы Солнца.

Дальнейшие наблюдения и исследования подтвердили эти теоретические  предпосылки и позволили сделать  окончательный вывод о том, что в недрах белых карликов практически нет водорода. Поскольку теория вырожденного газа хорошо объясняла наблюдаемые свойства белых карликов, их стали называть вырожденными звёздами. Следующим этапом стало построение теории их образования.

Как образуются белые  карлики

В современной теории звездной эволюции белые карлики рассматриваются  как конечный этап эволюции звёзд  средней и малой массы (меньше 3 – 4 масс Солнца).

После того как в центральных  областях стареющей звезды выгорит  весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо связана с ядром, она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, — белый карлик. Благодаря своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки.

Расширяющиеся оболочки, окружающие горячие звёзды, известны давно. Они  называются планетарными туманностями и были открыты в XVIII в. Уильямом Гершелем. Их наблюдаемое число хорошо согласуется  с числом красных гигантов и белых карликов, а, следовательно, и с тем, что основной механизм образования белых карликов — эволюция обычных звёзд со сбросом газовой оболочки на стадии красного гиганта.

В тесных двойных звёздных системах компоненты расположены настолько  близко друг к другу, что между ними происходит обмен веществом. Раздувшаяся оболочка красного гиганта постоянно перетекает на соседнюю звезду, пока от него не останется только белый карлик. Вероятно, первые открытые представители белых карликов — Сириус В и Процион В — образовались именно таким путём.

В конце 40-х гг. советский астрофизик Самуил Аронович Каплан показал, что  излучение белых карликов приводит к их остыванию. Это означает, что  внутренних источников энергии у  этих звёзд нет. Каплан построил и  количественную теорию остывания белых карликов, а в начале 50-х гг. к аналогичным выводам пришли английские и французские учёные. Правда, из-за малой площади поверхности остывают эти звёзды крайне медленно.

Итак, большинство наблюдаемых  свойств белых карликов удалось  объяснить огромными значениями плотности их вещества и очень сильным гравитационным полем на их поверхностях. Это делает белые карлики уникальными объектами: воспроизвести условия, в которых находится их вещество, в земных лабораториях пока невозможно.

Первые исследования в гамма-диапазоне были проведены в 1962 году, когда ракета подняла детекторы в верхние слои атмосферы. Всего три минуты длились измерения, но и этого времени хватило, чтобы обнаружить совершенно новый необычный объект, который позднее идентифицировали как нейтронную звезду.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Большинство нейтронных звёзд образуется при коллапсе ядер звёзд массой более  десяти солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением —  вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звёзд! Как же они должны проявлять себя?

Летом 1967 г. на радиотелескопе в  Кембридже (Великобритания) были открыты  пульсирующие источники радиоизлучения, или просто пульсары. Астрономы заметили, что при исследовании определённого  участка неба приёмник регистрирует радиоимпульсы, повторяющиеся с интервалом чуть больше одной секунды.До тех пор во Вселенной не наблюдалось ни одного источника излучения такой быстрой и правильной переменности. Сначала наблюдатели предположили, что это какие-то земные сигналы. Однако вскоре они убедились, что импульсы приходят из-за границ Солнечной системы. Высказывалась даже гипотеза, что сигналы посылает другая цивилизация, поэтому для них ввели обозначение LGM (сокращение от английского little green men — «маленькие зелёные человечки»). Но вот похожий источник обнаружился в совершенно другой области неба, затем два, и теперь уже никто не сомневался, что импульсы имеют естественное происхождение. Но каково оно, всё равно оставалось загадкой.

Труднее всего оказалось объяснить  быструю переменность этих источников. Период (интервал между импульсами) самой быстропеременной звезды, известной до тех пор, был равен 70 с, в то время как у некоторых пульсаров он не превышает нескольких тысячных долей секунды.

По характеру излучения нетрудно приближённо определить максимально возможные размеры области пространства, из которой оно испускается. Лучи от дальних участков этой области поступают к земному наблюдателю позже, чем с её ближней границы. Поэтому мгновенный импульс излучения для наблюдателя выглядит протяжённым по времени. Исследование переменности излучения пульсаров показало, что размеры излучающих областей в данном случае не превышают нескольких десятков километров. Это мало даже по земным масштабам. Во Вселенной же чаще приходится иметь дело с куда более грандиозными расстояниями. Если излучение столь компактных объектов, большая часть которых к тому же значительно удалена от нас, регистрируется на Земле, значит, оно невероятно интенсивно.

Изучая распределение пульсаров  по небесной сфере, учёные установили, что они чаще всего встречаются вблизи плоскости Млечного Пути, а следовательно, являются членами нашей Галактики. Когда было открыто достаточно много пульсаров, оказалось, что некоторые из них находятся в остатках вспышек сверхновых звёзд. Наиболее известен пульсар с периодом 0,033 с в Крабовидной туманности — расширяющейся газовой оболочке, возникшей после взрыва сверхновой в 1054 г. В январе 1969 г. этот источник радиоизлучения был отождествлён со слабой звёздочкой, изменяющей свой блеск с тем же периодом. В 1977 г. со звездой удалось отождествить ещё один пульсар — на сей раз в остатке сверхновой в созвездии Паруса. У этих источников были зарегистрированы также рентгеновские и гамма-импульсы. Большинство же пульсаров, кроме радиоимпульсов, никакого излучения не посылали.

Всё это навело учёных на следующую  мысль: какова бы ни была природа пульсаров, они связаны со взрывами сверхновых звёзд. Молодые пульсары имеют короткие периоды, излучают в основном в рентгеновском  и гамма-диапазоне. На радиоволны приходится меньше стотысячной доли всей излучаемой энергии. Кроме того, возле молодого пульсара сохраняются остатки разлетающейся оболочки взорвавшейся звезды. По мере старения пульсара промежутки между импульсами увеличиваются, а излучение слабеет, причём максимум его сдвигается в радиодиапазон. Начиная с некоторого возраста пульсары перестают излучать, поэтому источников с периодами больше нескольких секунд не обнаружено.

Такова интерпретация наблюдательных данных. Необходима была теоретическая  модель, которая объяснила бы связь пульсара со вспышкой сверхновой и предложила процесс, приводящий к столь мощному и правильному переменному излучению радиоволн из такой небольшой области пространства.

Пульсар - это нейтронная звезда

К моменту открытия пульсаров было уже известно, что конечным продуктом эволюции звёзд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звёзд.

После того как звезда исчерпает  свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы - нейтроны. Вскоре, уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара — нейтронной звезды — чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может превышать 10 млн. т/см3.

Существование нейтронных звёзд предсказал ещё в 1932 г. советский физик Лев  Давидович Ландау, а в 1934 г. работавшие в США Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что эти звёзды являются остатками взрывов сверхновых. Естественно, после того как обнаружилась связь пульсаров с остатками вспышек сверхновых, было высказано мнение, что пульсары и нейтронные звёзды — это одни и те же объекты.

Каким же образом пульсары излучают электромагнитные волны? При сжатии звезды увеличивается не только её плотность. Согласно закону сохранения момента количества движения, с уменьшением радиуса звезды растёт скорость её вращения. При коллапсе огромной массивной звезды до размеров порядка нескольких десятков километров период вращения уменьшается до сотых и даже тысячных долей секунды, т. е. до характерных периодов переменности пульсаров. Помимо этого сильно уплотняется и магнитное поле звезды.

На поверхности нейтронной звезды, где нет такого большого давления, нейтроны могут опять распадаться на протоны и электроны. Сильное магнитное поле разгоняет лёгкие электроны до скоростей, близких к скорости света, и выбрасывает их в околозвёздное пространство. Заряженные частицы движутся только вдоль магнитных силовых линий, поэтому электроны покидают звезду именно от её магнитных полюсов, где силовые линии выходят наружу. Перемещаясь вдоль силовых линий, электроны испускают излучение в направлении своего движения. Это излучение представляет собой два узких пучка электромагнитных ноли. Если магнитная ось звезды (так же, как и Земли) не совпадает с осью вращения, то пучки излучения будут вращаться с периодом, равным периоду вращения звезды. Мы наблюдаем это излучение в том случае, когда, описывая окружность в пространстве, лучи пробегают по земной поверхности. Так что название «пульсары» - не совсем точно: они не пульсируют, а вращаются.

Во внешнем слое нейтронной звезды происходят и другие необычные явления. Там, где плотность вещества ещё  недостаточно велика для разрушения ядер, они могут образовывать кристаллическую структуру. И звезда покрывается жёсткой коркой, подобной земной коре, но только в невообразимое число раз плотнее. При замедлении вращения пульсара в этой твердой корке создаются напряжения. После того как они достигнут определенной величины, корка начинает раскалываться. Это явление называется звездотрясением по аналогии с земными тектоническими процессами. Возможно, такими звездотрясениями объясняются скачкообразные изменения периодов некоторых пульсаров.

Пока неизвестно, являются ли вспышки сверхновых единственным источником образования нейтронных звёзд, или они могут возникать и в результате более спокойных процессов.

Открытие пульсаров имело большое  значение не только для астрономии. Оно послужило стимулом для развития многих отраслей физики. Изучение пульсаров позволяет исследовать свойства мощных гравитационных и магнитных полей, совершенно недоступных в земных условиях. Высокое постоянство периодов пульсаров дает возможность с большой точностью измерить период вращения Земли. Изменяясь при прохождении через межзвёздный газ, излучение пульсаров несёт важную информацию о составе и физических свойствах межзвёздной среды.

Как и для белых карликов, для  нейтронных звёзд существует предельно  возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера-Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера-Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

Если масса нейтронной звезды превосходит  это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам  гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

Вероятно, во Вселенной встречаются  ещё более загадочные объекты, чем  нейтронные звёзды. Что произойдёт, если масса звезды будет настолько  велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного  коллапса? Ещё в XVIII в. учёные высказывали предположения о возможности существования во Вселенной тел с огромной силой тяготения, которые притягивают даже испущенный ими самими свет. После создания Эйнштейном общей теории относительности было построено подробное описание таких объектов, названных черными Дырами.

Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более  трёх масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее  и сильнее. Наконец звезда сжимается  до такой степени, что свет уже  не может преодолеть её притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров.

Наблюдения показывают, что очень  многие звёзды являются двойными, а часть из них входит и в более обширные звёздные группы. Узнать о том, что две звезды составляют пару, можно, изучив их совместное движение. Но бывает и так, что наблюдать удаётся излучение лишь одного компонента звёздной пары. Конечно, при этом нельзя исключать, что второй компонент является либо маломассивной тусклой звездой, либо белым карликом. Однако в некоторых парах масса невидимого компонента слишком велика для подобных объектов. В таком случае можно предположить, что он представляет собой нейтронную звезду или чёрную дыру, но и тогда останется большая доля неопределённости.

Более уверенные выводы можно сделать, изучая свойства тесных двойных систем, в которых расстояния между компонентами настолько малы, что они почти  соприкасаются, а иногда и действительно соприкасаются. Что если одной из звёзд-соседок будет компактная массивная «мёртвая» звезда? Её гравитационное поле может оказаться достаточно сильным, чтобы срывать вещество с нормальной звезды. В этом случае газ начнёт отделяться от внешних сдоев видимой звезды и падать на невидимый спутник. Но сам этот газ будет доступен наблюдениям. Более того, вблизи нейтронной звезды или чёрной дыры газ сильно разогреется и станет источником высокоэнергичного электромагнитного излучения в рентгеновском и гамма-диапазоне. Такое излучение не проходит сквозь земную атмосферу, но его можно наблюдать с космических телескопов. После запуска внеатмосферных приёмников рентгеновского и гамма-излучения подобные источники были открыты в тесных двойных системах.

В большинстве  двойных систем, являющихся источниками  рентгеновского излучения, масса невидимого компонента не превышает двух солнечных  масс, следовательно, это нейтронная звезда. Но некоторые объекты такого типа слишком массивны для нейтронной звезды. Предполагается, что в этом случае гравитационное поле создаёт черная дыра. Одним из вероятных кандидатов, в чёрные дыры считается ярчайший источник рентгеновских лучей в созвездии Лебедя — Лебедь Х-1.

Отличить  чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят предположительно. Тем не менее открытие массивных несветящихся тел (с массами в несколько масс Солнца) – серьёзный аргумент в пользу их существования.

Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. Как известно, для того чтобы преодолеть силу притяжения небесного тела с массой М и радиусом R, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость  , где G — постоянная тяготения Ньютона. Если при постоянной массе радиус уменьшается, то эта скорость возрастает и может достичь скорости света (с) – предельной скорости для любых физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GM/с2. Это так называемый гравитационный радиус — Rg. Поскольку информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как говорят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя.

На достаточно больших расстояниях  чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические» с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты — чёрные дыры — устроены гораздо проще, чем обычные звёзды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества — они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.

Но если чёрные дыры не светят, то как  же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь — наблюдать воздействие их гравитационного  поля на другие тела.

Имеются косвенные доказательства существования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и, во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца). Последние достижения рентгеновской астрономии позволяют исследовать рентгеновское излучение очень быстрой (миллисекундной) переменности. В оптической астрономии появилась возможность регистрации очень слабых потоков света. Всё это даёт надежду, что в начале XXI в. будет получено прямое доказательство существования в Галактике чёрных дыр звёздной массы. А возможно, обнаружение чёрных дыр будет связано с совершенно новым направлением звёздной науки — гравитационно-волновой астрономией. Уже разрабатываются гравитационно-волновые детекторы, которые позволят регистрировать необычайно слабые гравитационные волны от систем, содержащих чёрные дыры. Скорее всего, первые обнаруженные таким методом объекты окажутся двойными чёрными дырами, сливающимися друг с другом из-за потерь энергии орбитального движения на гравитационное излучение.