Профессор Кембриджского университета Джон Мичелл, исходивший именно из этого предположения, в 1783 году опубликовал в журнале «Философские труды Королевского общества Лондона» статью. В ней он обратил внимание на то, что достаточно массивная компактная звезда должна создавать настолько сильное гравитационное поле, что свет не сможет покинуть ее. Испущенное с поверхности такой звезды излучение не сможет далеко уйти: рано или поздно оно будет остановлено и возвращено назад силой тяжести звезды. Мичелл полагал, что таких звезд может быть много. Хотя мы и не можем увидеть их, потому что свет этих звезд не достигнет нас, мы все же вполне в состоянии обнаружить их гравитационное притяжение. Такие объекты мы сейчас называем черными дырами – ведь это действительно зияющие в пространстве черные пустоты. Через несколько лет похожую гипотезу высказал французский ученый Пьер Симон де Лаплас, по-видимому, совершенно независимо от Мичелла. Интересно, что Лаплас включил эту гипотезу только в первое и второе издания своей книги «Изложение системы мира», не упомянув о ней в более поздних изданиях. Возможно, он счел эту идею бредовой. (К тому же в XIX веке корпускулярная теория света теряла популярность, поскольку в то время казалось, что все можно объяснить в рамках волновой теории, которая не давала ясного ответа на вопрос о том, возможно ли вообще влияние тяготения на свет.)

И действительно, рассматривать свет так же, как пушечные ядра в ньютоновской теории тяготения, – не совсем последовательно, ведь скорость света постоянна. (Ядро, выпущенное вертикально с поверхности Земли, замедляется под действием силы тяжести, в какой-то момент останавливается и падает вниз. В отличие от него, фотон продолжает двигаться вверх с постоянной скоростью. Как же тогда может ньютоновское тяготение воздействовать на свет?) Последовательная и внутренне согласованная теория влияния тяготения на фотоны появилась только в 1915 году, когда Эйнштейн создал общую теорию относительности. Да и после этого понадобилось еще много времени, чтобы осознать следствия теории для массивных звезд.

Чтобы понять, как может образоваться черная дыра, сначала следует разобраться с жизненным циклом звезды. Звезда рождается, когда большое количество газа (в основном водорода) сжимается и обрушивается на себя (коллапсирует) под действием собственного тяготения. По мере сокращения облака атомы газа все чаще сталкиваются друг с другом, двигаясь со все более высокими скоростями, и газ нагревается. В какой-то момент он становится настолько горячим, что сталкивающиеся атомы водорода перестают отскакивать друг от друга и начинают «срастаться», образуя атомы гелия. Выделяемое при этой реакции тепло, подобное тому, которое выделяется при взрыве водородной бомбы, как раз и заставляет звезду светиться. Это дополнительное тепло также приводит к увеличению давления до уровня, достаточного, чтобы уравновесить гравитационное притяжение, и сжатие газа прекращается. Ситуация немного напоминает происходящее внутри воздушного шара: в его случае мы имеем дело с равновесием между внутренним давлением воздуха, стремящимся раздуть шар, и натяжением резиновой оболочки, которая стремится сжать его. Звезды могут поддерживать такого рода стабильность в течение долгого времени – пока тепло, выделяемое в ходе термоядерных реакций, уравновешивает гравитационное притяжение. Однако рано или поздно звезда исчерпывает свои запасы водорода и другого ядерного топлива. Парадоксальным образом, чем больший запас топлива звезда имеет в начале своей эволюции, тем быстрее он подходит к концу. Дело в том, что чем массивнее звезда, тем горячее должны быть ее недра, чтобы уравновесить гравитационное притяжение [вышележащих слоев]. А чем горячее недра звезды [и чем быстрее происходят в них термоядерные реакции синтеза], тем быстрее заканчиваются запасы термоядерного топлива. Топливных запасов нашего Солнца хватит еще примерно на пять миллиардов лет, но более массивные звезды успевают исчерпать свои резервы всего за каких-то сто миллионов лет, а это намного меньше возраста Вселенной. Использовав запас термоядерного топлива, звезда начинает остывать, и сила тяготения берет верх над давлением, заставляя звезду сжиматься. Понимание последующей эволюции звезды пришло лишь в конце 20-х годов XX века.

В 1928 году Субраманьян Чандрасекар, выпускник индийского университета, отправился в Англию, чтобы продолжить обучение в Кембридже у британского астронома сэра Артура Эддингтона – специалиста по общей теории относительности. (Рассказывали, что в начале 1920-х годов журналист сообщил Эддингтону, будто слышал, что всего три человека в мире понимают общую теорию относительности. Эддингтон задумался, а потом сказал: «Я пытаюсь понять, кто же третий».) На пути из Индии Чандрасекар рассчитал, насколько большой может быть звезда, чтобы при этом удерживаться от сжатия под действием собственного тяготения, исчерпав все имеющиеся запасы топлива. Идея состояла в следующем: когда звезда сжимается до малых размеров, частицы ее вещества оказываются очень близко друг к другу и, согласно принципу запрета Паули, они должны иметь сильно различающиеся скорости. По этой причине частицы стремятся разлететься и тем самым заставляют звезду расширяться. Таким образом, звезда способна сохранять постоянный радиус благодаря равновесию между гравитационным притяжением и отталкиванием, вызванным принципом запрета, аналогично тому, как на предыдущем этапе тяготение уравновешивалось теплом.

Однако Чандрасекар понял, что у вызванного принципом запрета Паули отталкивания есть определенный предел. В теории относительности максимальная разность скоростей частиц вещества внутри звезды не превосходит скорости света. Это значит, что когда звезда становится достаточно плотной, то вызванное принципом запрета отталкивание оказывается слабее гравитационного притяжения. Согласно расчетам Чандрасекара, холодная звезда с массой, превышающей примерно полторы массы Солнца, не в состоянии удержаться от коллапса[17] под действием собственного тяготения. (Эта масса сейчас называется пределом Чандрасекара.) Примерно в то же время аналогичное открытие сделал советский ученый Лев Давидович Ландау.

Из этого заключения вытекали серьезные следствия для судьбы массивных звезд. Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, то ее сжатие в какой-то момент прекращается и звезда достигает возможного конечного устойчивого состояния – превращается в белый карлик радиусом несколько тысяч километров с плотностью в сотни тонн на кубический сантиметр. Белый карлик противостоит дальнейшему сжатию благодаря принципу запрета Паули, который обеспечивает отталкивание содержащихся в его веществе электронов. Мы наблюдаем множество таких звезд. Одним из первых открытых белых карликов был спутник Сириуса – ярчайшей звезды на ночном небе.

Ландау обратил внимание на то, что возможен и другой конечный этап звездной эволюции с похожей предельной массой в одну-две солнечных, но с куда меньшим радиусом, чем у белого карлика. Эти звезды удерживают равновесие за счет обусловленного принципом запрета отталкивания не между электронами, а между нейтронами и протонами, и потому называются нейтронными звездами. Их радиус должен составлять всего около десяти – двадцати километров, а плотность – десятки миллионов тонн на кубический сантиметр. Когда была предсказана возможность существования нейтронных звезд, их наблюдение было невозможно. Обнаружены они были много позднее.