Еволюція зрок

ПЛАН

I.Вступ.

II.1.Народження зірок.

· Знайдено молоді зірки.

· З чого утворюються зірки?

· “Перший лемент” новонародженої зірки.

· Молоді зоряні колективи.

· Кінець жеттєвого шляху зірки.

2.Кінець життєвого шляху зірки.

· Білі карлики, чи майбутнє Сонця.

· Нейтронні зірки

· Чорні діри

III.Висновок.

I. КОСМОЛОГІЯ, ЧИ ЩО БУЛО, КОЛИ НЕ ІСНУВАЛО ЗІРОК

Для опису Всесвіту астрономи використовують математичні моделі, що спрощено описують її основні властивості. Таких моделей може бути багато, але усі вони схожі в тім, що розглядають Всесвіт, що розширюється, у якій діють відомі закони фізики, факт розширення Всесвіту означає, що наш світ не був однаковим за всіх часів.

ПОДОРОЖ У МИНУЛЕ

Думкою переносячись в минуле, можна знайти момент, коли відстань між будь-якими двома галактиками була настільки малою, що вони «стосувалися» один одного. А продовживши цю подорож у часі, ми неминуче прийдемо до такого моменту, коли вся доступна спостереженням область Всесвіту формально була стягнута в крапку, а щільність її була нескінченно великою! Зрозуміло, фізично це неможливо, але в рамках моделі припустимо говорити про «час життя» Всесвіту як часу, що пройшли з моменту існування нескінченно великої (чи просто дуже великої, але ще має фізичний зміст) щільності. Це час, часто називане вікам Всесвіту, виявляється близько 12—15 млрд. років. Якщо наші математичні моделі вірно описують реальний Всесвіт, то серед астрономічних об'єктів, що спостерігаються, не повинне бути таких, вік яких перевершував би вік Всесвіту. І дійсно, вік самих старих зірок як нашої, так і інших галактик не більше 15 млрд. років.

Оскільки будь-який сигнал, що несе інформацію, не може передаватися зі швидкістю більше швидкості світла (300 000 км/с), кінцевий «вік» Всесвіту дозволяє умовно говорити і про розмір Всесвіту як про розмір області, з якої інформація може дійти до спостерігача (наприклад, до нас з вами) за час, що пройшов з моменту початку розширення. Ніяке удосконалювання техніки не дозволить заглянути ще далі. Це гранична відстань, до якої в принципі можуть «дотягтися» наші спостереження. На честь Едвіна Хаббла його називають хаббловським радіусом. В даний час він складає близько 4000 Мпк.

Як ми вже сказали, поняття радіуса Всесвіту досить умовно: реальний Всесвіт безмежний і ніде не кінчається. Ясно, що «обрій» будь-якого спостерігача розсовується зі швидкістю світла усе далі і далі. Через кінцівку швидкості світла величина червоного зсуву в спектрі далекої галактики одночасно є і мірою відстані до неї, і мірою часу, що пройшов з моменту випущення нею того випромінювання, що ми зараз уловлюємо. Спостерігаючи усе більш і більш далекі галактики, ми заглядаємо в їхнє минуле, бачимо їх такими, якими вони були мільйони і мільярди років тому.

II. НАРОДЖЕННЯ ЗІРОК

Народження зірок — процес таємничий, схований від наших очей, навіть озброєних телескопом. Лише в середині XX в. астрономи зрозуміли, що не всі зірки народилися одночасно в далеку епоху формування Галактики, що й у наш час з'являються молоді зірки. У 60 — 70-х р. була створена найперша, ще дуже груба теорія утворення зірок. Пізніше нова спостережлива техніка — інфрачервоні телескопи і радіотелескопи міліметрового діапазону — значно розширила наші знання про зародження і формування зірок. А починалося вивчення цієї проблеми ще в часи Коперніка, Галілея і Ньютона.

У ГРУ ВСТУПАЮТЬ ФІЗИКИ

До середини XIX ст. фізики могли застосувати до зірок газові закони і закон збереження енергії. З одного боку, вони зрозуміли, що зірки не можуть світити вічно. Джерело їхньої енергії ще не був знайдений, але, яким би він не виявився, усе рівно вік зірки відміряно і на зміну старим повинні народжуватися нові зірки.

З іншого боку, ті яскраві і гарячі хмари міжзоряного газу, що змогли знайти астрономи у свої телескопи, явно не влаштовували фізиків, як передбачувана речовина майбутніх зірок. Адже гарячий газ прагне розширюватися під дією внутрішнього тиску. І фізики не були упевнені, що гравітація зможе перемогти тиск газу.

Отже, що ж переможе — чи тиск гравітація? У 1902 р. молодий англійський фізик Джеймс Джинс вперше досліджував рівняння руху газу з урахуванням гравітації і знайшов, що вони мають два рішення. Якщо маса газу мала і його тяжіння слабке, а нагрітий він досить сильно, то в ньому поширюються хвилі стиску і розрідження — звичайні звукові коливання. Але якщо хмара газу масивна і холодна, то тяжіння перемагає газовий тиск. Тоді хмара починає стискуватися як ціле, перетворюючи в щільну газову кулю — зірку. Критичні значення маси і розміру хмари, при яких воно втрачає стійкість і починає нестримно стискуватися — колапсувати, з тих пір називають джинсовськими.

Однак у часи Джинса і навіть набагато пізніше астрономи не могли вказати той газ, з якого формуються зірки. Поки вони шукали дозоряну речовину, фізики нарешті зрозуміли, чому зірки світять. Дослідження атомного ядра і відкриття термоядерних реакцій дозволили пояснити причину тривалого світіння зірок.

ЗНАЙДЕНО МОЛОДІ ЗІРКИ

Виявилося, що чим масивніша зірка, тим яскравіше вона світить і, виходить, швидше спалює своє термоядерне пальне. Максимальний вік масивних зірок спектральних класів О і В складає 10—30 млн. років. Це дуже мало в порівнянні з віком інших об'єктів Галактики. Отже, ці зірки народилися зовсім недавно і не могли далеко піти від місця свого народження. Одне з таких місць — знайома кожному аматору астрономії. Велика туманність Оріона — яскрава емісійна, тобто випромінююча світло, туманність, видима неозброєним оком як бліда пляма в Мечі Оріона. Вона вилучена від Землі на 1500 світлових років і містить скупчення дуже молодих зірок. У центральній, найбільш яскравій її частині знаходяться чотири масивні гарячі зірки спектрального класу ПРО — відома Трапеція Оріона. Могутнє ультрафіолетове випромінювання молодих зірок викликає світіння розрідженого газу туманності. Але сам цей газ занадто гарячий, щоб з нього могли формуватися зірки. Пошуки дозоряної речовини продовжувалися.

Рис.1. Велика туманність Оріона. Чотири яскраві зірки в центрі – Трапеція Оріона

З ЧОГО УТВОРЮЮТЬСЯ ЗІРКИ?

Ще Гершель знайшов на тлі Молочного Шляху темні провали, що він називав «дірами в небесах». Наприкінці XIX ст. на Лікській обсерваторії (США) астроном Едуард Барнард почав систематичне фотографування неба. ДО 1913 р. він знайшов близько 200 темних туманностей. На його думку, вони являли собою хмари поглинаючої світло матерії, а зовсім не проміжки між зірками, як вважав Гершель.

Це припущення підтвердилося. Коли поруч із хмарою міжзоряного чи газу усередині нього немає гарячої зірки, газ залишається холодним і не світиться. Якби хмара містила тільки газ, його могли б і не помітити.

Рис.2.Глобули в туманності NGC 2237 в сузір'ї Онорога (показані кружками)

Але крім газу в міжзоряному середовищі в невеликій кількості (близько 1% по масі) є дрібні тверді частки — порошини розмірами близько 1 мкм і менше, що поглинають світло далеких зірок. Тому-то холодна хмара і здається темним «провалом у небесах». Детальне вивчення Молочного Шляху показало, що дуже часто такі «провали» зустрічаються в областях зіркоутворення, подібні туманності Оріона.

У 1946 р. американський астроном Барт Бік знайшов на тлі світлих туманностей NGC 2237 у Єдинорогу і NGC 6611 у Щиті маленькі чорні плями, що назвав глобулами. Розмір їх від 0,01 до 1 пк. Вони послабляють світло лежачих за ними зірок у десятки і сотні разів. Це значить, що речовина глобул у тисячі разів щільніше навколишнього їхнього газу. Їхня маса оцінюється в межах від 0,01 до 100 мас Сонця.

Після відкриття глобул з'явилося переконання, що стискальні хмари дозоряної матерії вже знайдені, що вони-то і є безпосередніми попередниками зірок. Але незабаром стала очевидної поспішність такого висновку.

Рис.3. Області зіркоутворення в туманності NCG 6611 (сузір'я Щита).

Справа в тім, що оптичні телескопи не дають повного уявлення про міжзоряне середовище: з їх допомогою ми бачимо лише гарячі хмари, нагріті масивними зірками (як туманність Оріона), чи маленькі темні глобули на світлому тлі. І ті й інші — досить рідкі утворення.

Це дуже розріджений газ: приблизно один атом у кубічному сантиметрі простору (по мірках земних лабораторій — найвищий вакуум!) Але оскільки розмір Галактики величезний, у ній набирається близько 8 млрд. сонячних мас міжзоряного газу, чи приблизно 5% від її повної маси. Міжзоряний газ більш ніж на 67% (по масі) складається з водню, на 28% з гелію, і менш 5% приходиться на всі інші елементи, самі рясні серед який — кисень, вуглець і азот.

Міжзоряного газу особливо багато поблизу площини Галактики. Майже весь він зосереджений у шарі товщиною 600 світлового років і діаметром близько 30 кпк, чи 100 тис. світлових років (це діаметр галактичного диска). Але й у такому тонкому шарі газ розподілений нерівномірно. Він концентрується в спіральних рукавах Галактики, а там розбитий на окремі великі хмари довжиною в парсеки і навіть у десятки парсек, а масою в сотні і тисячі мас Сонця. Щільність газу в них порядку 100 атомів на кубічний сантиметр, температура біля -200 °С. Виявилося, що критичні маса і радіус Джинса за таких умов майже збігаються з масою і радіусом самих хмар, а це значить, що вони готові до колапсу. Але головне відкриття було ще перед.

Астрономи підозрювали, що при відносно високій щільності і низькій температурі, що панує в міжзоряних хмарах, частина речовини повинна поєднуватися в молекули. У цьому випадку найважливіша частина міжзоряного середовища недоступна спостереженням в оптичному діапазоні.

Почалися в 1970 р. ультрафіолетові спостереження з ракет і супутників дозволили відкрити головну молекулу міжзоряного середовища — молекулу водню (Н2). А при спостереженні міжзоряного простору радіотелескопами сантиметрового і міліметрового діапазонів були виявлені десятки інших молекул, часом досить складних, утримуючих до 13 атомів. У їхньому числі молекули води, аміаку, формальдегіду, етилового спирту і навіть амінокислоти гліцину.

Рис.4. Темні хмари в Молочному Шляху. Справа, в сузір’ї Південного Хреста, - Вугільний Мішок

Як з'ясувалося, біля половини міжзоряного газу міститься в молекулярних хмарах. Їхня щільність у сотні разів більше, ніж у хмар атомарного водню, а температура усього на кілька градусів вище абсолютного нуля. Саме за таких умов виникають хитливі до гравітаційного стиску окремі ущільнення в хмарі масою порядку маси Сонця і стає можливим формування зірок.

Рис.5. Комплекс темних і світлих туманностей в сузір’ї Змієносця

Більшість молекулярних хмар зареєстровано тільки по радіовипромінюванню. Деякі, утім, давно відомі астрономам, наприклад темна туманність Вугільний Мішок, добре видима оком у південній частині Молочного Шляху. Діаметр цієї хмари 12 пк, але воно виглядає великим, оскільки вилучено від нас усього на 150 пк. Його маса близько 5 тис. сонячних мас, тоді як у деяких хмар маса досягає мільйона сонячних, а розмір 60 пк У таких гігантських молекулярних хмарах (їхній у Галактиці усього кілька тисяч) і розташовуються головні вогнища формування зірок.

Найближчі до нас області зіркоутворення — це темні хмари в сузір'ях Тельця і Змієносця. Подалі розташований величезний комплекс хмар в Оріоні.

«ПЕРШИЙ ЛЕМЕНТ» НОВОНАРОДЖЕНОЇ ЗІРКИ

Зірки, що формуються і дуже молоді зірки часто оточені газопиловою оболонкою — залишками речовини, що не встигли ще упасти на зірку. Оболонка не випускає зсередини зоряне світло і цілком переробляє його в інфрачервоне випромінювання. Тому наймолодші зірки звичайно виявляють себе лише як інфрачервоні джерела.

На початковому етапі життя «поводження» зірки дуже сильно залежить від її маси. Низька світність маломасивних зірок дозволяє їм надовго затриматися на стадії повільного стиску, «харчуючи» тільки гравітаційною енергією. За цей час оболонка встигає частково осісти на зірку, а також сформувати навколозірковий газопиловий диск. Еволюція ж масивної зірки протікає так швидко, що зірка проживає велику частину життя, оточена залишками своєї протозіркової оболонки, що часто називають газопиловим коконом.

Прикладом зірки-кокона служить об'єкт Беклина — Нейгебауэра в туманності Оріона. Він знаходиться в центрі компактного і дуже щільного скупчення протозірок. З них він найбільш масивний: зірка усередині кокона має масу порядку восьми сонячних. Її світність близька до 2 тис. сонячних, а температура випромінювання кокона близько 600 К. Тому об'єкт Беклина — Нейгебауэра був відкритий двома астрономами, імена яких він носить, у 1966 р. як могутнє інфрачервоне джерело Зараз відомо вже більш 250 об'єктів такого типу. Температура їхніх пилових коконів 300—600 К. Деякі з них своїм випромінюванням уже майже зруйнували кокони: спостереження показують, що їхня речовина розширюється зі швидкістю 10—15 км/с. Класичний приклад такої зірки — надгігант Кіля на відстані близько 3 кпк від нас, занурений у щільну пилову туманність Гомункулус.

МОЛОДІ ЗОРЯНІ КОЛЕКТИВИ

Великий інтерес представляють не тільки індивідуальні і кратні молоді зірки, але і їхні колективи. Молоді зірки сконцентровані поблизу екваторіальної площини Галактики, що зовсім не дивно: саме там знаходиться шар міжзоряного газу. На нашому небозводі молоді зірки великої світності і нагріті ними газові хмари пролягли смугою Молочного Шляху. Але якщо темною літньою ніччю уважно подивитися на небо, можна помітити, що в Молочному Шляху виділяються окремі «зоряні хмари». Наскільки вони реальні і яка ступінь в еволюції речовини відбивають?

Історично першими були виявлені і досліджені більш компактні групи молодих зірок — розсіяні скупчення, подібні до Плеяд. Ці порівняно щільні групи з кількох сотень чи тисяч зірок, зв'язаних взаємною гравітацією, успішно протистоять впливу, що руйнує, гравітаційного полючи Галактики. Їхнє походження не викликає суперечок: предками таких скупчень є щільні ядра міжзоряних молекулярних хмар. Розсіяні скупчення потроху утрачають свої зірки, але все-таки живуть досить довго: у середньому близько 500 млн. років, а іноді і кілька мільярдів.

Рис.6. Розсіяне зіркове скупчення Плеяди

Часто молоді щільні скупчення оточені розрідженою короною з таких же молодих зірок. Нерідко подібні корони зустрічаються і самі по собі, без центрального скупчення. Їх називають зоряними асоціаціями.

Звичайно на тлі Молочного Шляху виділяються лише самі масивні і яскраві члени асоціації — зірки спектральних класів О і В. Тому такі угруповання іменуються Овассоциациями. У деяких з них замічені ознаки розширення зі швидкістю 5—10 км/с, що почалося із самого народження зірок. Причина розширення, імовірно, у тім, що масивні гарячі зірки відразу після своєї появи розігрівають навколишній газ і виганяють його з області зіркоутворення. З відходом газу ці області позбавляються 70—95% своєї маси і вже не можуть удержати швидко рухаються зірки, що слідом за газом залишають місце свого народження.

Асоціації недовговічні: через 10—20 млн. років вони розширюються до розміру більш 100 пк і їх уже неможливо виділити серед зірок тла. Це створює ілюзію, що асоціації — рідкі угруповання зірок. У дійсності вони народжуються не рідше скупчень, просто руйнуються швидше.

Процес формування зірок дуже складний і багато в чому ще до кінця не вивчений. Відомі галактики, багаті міжзоряною речовиною, але майже позбавлені молодих зірок. А в інших системах формування зірок відбувається так інтенсивно, що нагадує вибух. Зрозуміти, які причини стимулюють зіркоутворення чи приглушають його, ще у майбутньому .

КІНЕЦЬ ЖИТТЄВОГО ШЛЯХУ ЗІРКИ

Всі інші стадії еволюції зірки до утворення компактного залишку займають не більш 10% від цього часу.

Рис.7. Еволюційний шлях зірки типу Сонця на діаграмі спектр — світність.

Саме тому більшість зірок, що спостерігаються в нашій Галактиці, — скромні червоні карлики з масою Сонця чи менше. Подальша доля зірки цілком визначається її масою.

Який же буде термін життя зірки? Інакше кажучи, скільки часу вона проведе на головній послідовності? Відповісти на дане запитання не представляє праці, якщо знати механізм виділення енергії в зірці. Для зірок головної послідовності це термоядерні реакції перетворення водню в гелій.

Таким чином, повний запас термоядерної енергії в зірці складає 0,001 Мяс2, де Мя — маса ядра зірки, у якому і відбуваються термоядерні реакції (саме там створюються придатні для них умови). Зі спостережень астрономи знають і швидкість втрати енергії зіркою — її світність (L). Для Сонця ця величина дорівнює 4*1026 Вт.

З огляду на те, що маса ядра зірки пропорційна її повній масі (М), шляхом розрахунків одержуємо приблизне співвідношення: тривалість перетворення водню в гелій дорівнює 10 M/L млрд. років, де маса М і світність L зірки виражені в масах і світінні Сонця. Для зірок з масою, близької до сонячного, L = М4 (це випливає зі спостережень). Звідси знаходимо, що час їхнього життя 10/МЗ млрд. років.

Тепер ясно, що зірки з масою більше сонячної живуть набагато менше Сонця, а час життя самих масивних зірок складає «усього» кілька мільйонів років! Для гнітючого ж більшості зірок час життя порівнянний чи навіть перевищує вік Вселеної (близько 15 млрд. років).

Тепер ми підійшли до основного питання: у що перетворюються зірки наприкінці життя і як виявляють себе їхні залишки? Зірки різної маси приходять у підсумку до одному з трьох станів: білі карлики, нейтронні чи зірки чорні діри.

БІЛІ КАРЛИКИ, ЧИ МАЙБУТНЄ СОНЦЯ

Після «вигоряння» термоядерного палива в зірці, маса якої порівнянна з масою Сонця, у центральній її частині (ядрі) густина речовини стає настільки високої, що властивості газу кардинально міняються. Подібний газ називається виродженим, а зірки, з нього що складаються, — виродженими зірками.

Після утворення виродженого ядра термоядерне горіння продовжується в джерелі довкола нього, що має форму кульового шару. При цьому зірка переходить в область червоних гігантів на діаграмі Герцшпрунга — Ресселла.

Рис. 8. Білий карлик в центрі планетарної туманності Гантель.

Оболонка червоного гіганта досягає колосальних розмірів — у сотні радіусів Сонця — і за час порядку 10—100 тис. років розсіюється в простір. Скинута оболонка іноді видна як планетарна туманність. Гаряче ядро, що залишилося, поступове остигає і перетворюється в білий карлик, у якому силам гравітації протистоїть тиск утвореного електронного газу, забезпечуючи тим самим стійкість зірки. При масі біля сонячної радіус білого карлика складає усього кілька тисяч кілометрів. Середня густина речовини в ньому часто перевищує 109 кг/мз (тонну на кубічний сантиметр!).

Ядерні реакції усередині білого карлика не йдуть, а світіння відбувається за рахунок повільного остигання. Основний запас теплової енергії білого карлика міститься в коливальних рухах іонів, що при температурі нижче 15 тис. кельвінів утворять кристалічні ґрати. Образно говорячи, білі карлики — це гігантські гарячі кристали. Поступово температура поверхні білого карлика зменшується і зірка перестає бути білої (по кольорі) — це скоріше вже бурий чи коричневий карлик.

Маса білих карликів не може перевищувати деякого значення — це так називана межа Чандрасекара (по імені американського астрофізика, індійця по походженню, Субрахманьяна Чандрасекара), він дорівнює приблизно 1,4 маси Сонця. Якщо маса зірки більше, тиск створених електронів не може протистояти силам гравітації і за лічені секунди відбувається катастрофічний стиск білого карлика — колапс. У ході колапсу щільність різко росте, протони поєднуються з виродженими електронами й утворять нейтрони (це називається нейтронізацією речовини), а гравітаційну енергію, що звільняється, несуть в основному нейтрино (див. статті « Зірки, що вибухають,»). Чим же закінчується цей процес? По сучасних уявленнях, колапс може або зупинитися при досягненні щільності порядку 1017 кг/мз, коли нейтрони самі стають виродженими, — і тоді утвориться нейтронна зірка; або виділювана енергія цілком руйнує білий карлик — і колапс по суті справи перетворюється у вибух.

НЕЙТРОННІ ЗІРКИ

Більшість нейтронних зірок утвориться при колапсі ядер зірок масою більш десяти сонячних. Їхнє народження супроводжується грандіозним небесним явищем — спалахом наднової зірки. Знаючи зі спостережень, що спалаху наднової у нормальній галактиці відбуваються приблизно раз у 25 років, легко обчислити, що за час існування нашої Галактики (10— 15 млрд. років) у ній повинно було утворитися трохи стільник мільйонів нейтронних зірок! Як же вони повинні виявляти себе?

Рис.9. Нейтронна зірка в центрі Краболодібної туманності(рентгензображення)

Молоді нейтронні зірки швидко обертаються (періоди їхнього обертання виміряються мілісекундами!) і володіють сильним магнітним полем. Обертання разом з магнітним полем створюють могутні електричні полючи, що виривають заряджені частки з твердої поверхні нейтронної зірки і прискорюють їх до дуже високих енергій (див. статті «Незвичайні об'єкти: нейтронні зірки і чорні діри»). Ці частки випромінюють радіохвилі. З втратою енергії обертання нейтронної зірки гальмується, електричний потенціал, створюваний магнітним полем, падає. При деякім його значенні заряджені частки перестають народжуватися і радіопульсар «загасає». Це відбувається за час близько 10 млн. років, тому діючих пульсарів у Галактиці повинне бути трохи стільник тисяч (один на 1500 зірок відповідної маси). В даний час спостерігається приблизно 700 пульсарів.

Як і для білих карликів, для нейтронних зірок існує гранично можлива маса (вона зветься межі Оппенгеймера — Волкова). Однак будівля матерії при настільки високих концентраціях відомо погано. Тому межа Оппенгеймера — Волкова точно не встановлена, його величина залежить від зроблених припущень про тип і взаємодію часток усередині нейтронної зірки. Але в будь-якому випадку він не перевищує трьох мас Сонця.

Якщо маса нейтронної зірки перевершує це значення, ніякий тиск речовини не може протидіяти силам гравітації. Зірка стає хитливої і швидко колапсує. Так утвориться чорна діра.

ЧОРНІ ДІРИ

Термін «чорна діра» був дуже вдало введений у науку американським фізиком Джоном Уілером у 1968 р. для позначення сколапсованої зірки. На досить великих відстанях чорна діра виявляє себе як звичайне гравітуюче тіло тієї ж маси. Поверхні в традиційному розумінні в чорних дір бути не може. Дивно, але самі «екзотичні» з погляду утворення і фізичних проявів космічні об'єкти — чорні діри — улаштовані набагато простіше, ніж звичайні чи зірки планети. У них немає хімічного складу, їхня будівля не зв'язана з різними типами взаємодії речовини — вони описуються тільки рівняннями гравітації Ейнштейна. Крім маси чорна діра може ще характеризуватися моментом кількості руху й електричним зарядом.

Але якщо чорні діри не світять, те як же можна судити про реальність цих об'єктів у Вселеної? Єдиний шлях — спостерігати вплив їх гравітаційного полючи на інші тіла.

Маються побічні докази існування чорних дір більш ніж у 10 тісних подвійних рентгенівських зірках. На користь цього говорять, по-перше, відсутність відомих проявів твердої поверхні, характерних для рентгенівського чи пульсара рентгенівського баристера (наприклад, періодичних імпульсів у випромінюванні), і, у других, велика маса невидимого компонента подвійної системи (більше трьох мас Сонця).

Рис.10. Досить вірогідний кандидат в чорні діри – джерело рентгенівського випромінювання Лебідь Х-1.

Останні досягнення рентгенівської астрономії дозволяють досліджувати рентгенівське випромінювання дуже швидкої (мілісекундної) змінності. В оптичній астрономії з'явилася можливість реєстрації дуже слабких потоків світла. Усе це дає надію, що на початку XXI в. буде отриманий прямий доказ існування в Галактиці чорних дір зоряної маси. А можливо, виявлення чорних дір буде зв'язано з зовсім новим напрямком зоряної науки — гравітаційно-хвильовою астрономією. Уже розробляються гравітаційно-хвильові детектори, що дозволять реєструвати надзвичайно слабкі гравітаційні хвилі від систем, що містять чорні діри. Швидше за все перші виявлені таким методом об'єкти виявляться подвійними чорними дірами, що зливаються один з одним через втрати енергії орбітального руху на гравітаційне випромінювання.

III. ТРИ ГЕНІАЛЬНИХ ПРОЗРІННЯ П‘ЕРА ЛАПЛАСА НА ОДНІЙ СТОРІНЦІ

. Інші зірки з'являлися зовсім раптово і потім через кілька місяців зникали. Прикладом цього може служити зірка, що Тихо Бразі спостерігав у 1572 р. у сузір'ї Кассіопеї. Вона швидко перевершила своїм сяйвом самі яскраві зірки і навіть Юпітер — її можна було бачити в денні години. Потім світло її пішло на спад, і через 16 місяців після її відкриття вона зникла. Її колір сильно мінявся — спершу він був сліпуче білий, потім червонясто-жовтий і нарешті свинцево-білий, як Сатурн. Які ж разючі зміни повинні були відбуватися на цих величезних тілах, щоб вони могли спостерігатися з такої далечіні! Подумайте, наскільки вони повинні перевершувати усе, що ми бачимо на поверхні Сонця, і як переконливо вони доводять, що природа не всюди і не завжди залишається однією і тією ж. Усі подібні зірки, що пізніше знову ставали невидимими, за той час, поки ми могли їх спостерігати, залишалися на тім же самім місці; отже, у просторі існують величезні тіла, можливо настільки ж численні, як і зірки. Світне небесне тіло, що володіє щільністю, рівної щільності Землі, і діаметром, у двісті п'ятдесят разів переважаючим діаметр Сонця, через силу свого притягання не дасть своєму світлу досягти нас. Таким чином, можливо, що найбільші світні тіла у Всесвіті саме через свою величину залишаються невидимими.

(П‘єр Симон Лаплас. Виклад системи світу. 1796 р.)

Лаплас зумів заглянути вперед, обігнавши хід науки на 170 років.

1. Оцінюючи грандіозну потужність спалаху зірки Тихо Бразі (а такі вибухи наприкінці життя масивної зірки ми називаємо спалахом наднової), Лаплас усвідомив незвичайність і важливість тих процесів і змін, що відбуваються в цей час із зіркою.

2. Ґрунтуючись тільки на законі тяжіння Ньютона, Лаплас приходить до відкриття того, що тіла з величезною масою і підвищеною щільністю не дозволяють світловому випромінюванню залишати їхню поверхню. Це передбачення чорних дір. Однак реальні характеристики чорних дір відмінні від лапласовських, тому що вони визначаються теорією відносності Ейнштейна, що уточнює теорію Ньютона.

3. Чорні діри дійсно народжуються при спалахах наднових зірок!

Але всі три прозріння Лапласа в його час не могли бути переконливо обґрунтовані через недостатні експериментальні, фізичні й астрономічні знання, а тому не могли бути прийняті.