Typowe gwiazdy s▒ olbrzymimi kulami gazu , w ich wnΩtrzu zachodz▒ procesy termoj▒drowe powoduj▒ce wydzielanie siΩ olbrzymich ilo╢ci energii. Temperatura osi▒gaj▒ca we wnΩtrzach gwiazd warto╢ci rzΩdu dziesi▒tk≤w milion≤w Kelwin≤w, a tak┐e du┐a gΩsto╢µ gazu tam siΩ znajduj▒cego, powoduj▒ wystΩpowanie olbrzymich ci╢nie±, powstrzymuj▒cych gwiazdΩ przed zapadniΩciem siΩ pod wp│ywem w│asnego pola grawitacyjnego. Energia powsta│a we wnΩtrzach gwiazdy opuszcza j▒ pod postaci▒ promieniowania elektromagnetycznego. W zale┐no╢ci od masy gwiazdy i sk│adu chemicznego gazu, z kt≤rego gwiazda ta powsta│a, sytuacja ta mo┐e trwaµ wiele miliard≤w lat. W ko±cu jednak, rezerwy paliwa j▒drowego wyczerpi▒ siΩ i gwiazda zacznie powoli stygn▒µ. Je╢li masa gwiazdy nie przekracza zbytnio masy S│o±ca, to jej zewnΩtrzne warstwy ulegn▒ rozproszeniu, za╢ j▒dro zacznie siΩ systematycznie kurczyµ. Ko±cowym rezultatem jest powstanie ma│ego, gΩstego obiektu, zwanego bia│ym kar│em.

Rozmiary bia│ych kar│≤w zawieraj▒ siΩ w granicach 3.000 - 20.000 kilometr≤w. S▒ niezwykle gΩste, gdy┐ ich masy s▒ zbli┐one do masy S│o±ca, a wielko╢µ mo┐na por≤wnaµ zaledwie do ma│ych planet. Dalsze zapadanie siΩ bia│ego kar│a mo┐e byµ uniemo┐liwione przez ci╢nienie gazu elektron≤w. Wskutek specyficznych w│a╢ciwo╢ci jego ci╢nienie nie spada nawet wtedy, gdy gwiazda stygnie. Dlatego w│a╢nie bia│y karze│ nie zapada siΩ, tylko powoli stygnie w miarΩ up│ywu czasu.

Lecz je╢li masa bia│ego kar│a jest wiΩksza ni┐ oko│o 1,2 masy s│o±ca, to ci╢nienie gazu elektronowego nie jest w stanie przezwyciΩ┐yµ si│ grawitacji i proces zapadania siΩ trwa nadal. W pewnym momencie we wnΩtrzu gwiazdy mog▒ rozpocz▒µ siΩ reakcje j▒drowe, prowadz▒ce do syntezy ciΩ┐kich pierwiastk≤w i gwa│townego wydzielania olbrzymich ilo╢ci energii. Gwiazda wtedy eksploduje i wiΩkszo╢µ jej masy zostaje rozrzucona na obszarze wielu lat ╢wietlnych. J▒dro gwiazdy zostaje sprasowane do rozmiar≤w oko│o 10 kilometr≤w! Dalsze losy tej skoncentrowanej kuli materii zale┐▒ znowu od jej masy. Je╢li jest ona nie wiΩksza, ni┐ oko│o0,8 masy s│o±ca, to zapadanie siΩ ustΩpuje wskutek ci╢nienia wytwarzanego przez neutrony, stanowi▒ce g│≤wny budulec tego obiektu. Takie malutkie (oczywi╢cie stosunkowo), niezwykle ciΩ┐kie kule materii nosz▒ nazwΩ gwiazd neutronowych. CzΩsto kule te obracaj▒ siΩ, a czas obrotu wok≤│ osi mo┐e wynosiµ u│amek sekundy. Obserwuje siΩ je wtedy jako tak zwane pulsary, obiekty bΩd▒ce ╝r≤d│em niezwykle regularnych impuls≤w promieniowania.

Je╢li masa j▒dra, kt≤re pozosta│o po eksplozji ma│ego kar│a przewy┐sza o 0,8 masΩ S│o±ca, to nawet gaz neutronowy nie zapewnia ci╢nienia zdolnego powstrzymaµ dalsze zapadanie siΩ. Doprowadza to do powstania obiektu okre╢lanego jako czarna dziura.

Gwiazda "zapada siΩ" pod wp│ywem w│asnego ciΩ┐aru. Kurczy siΩ. Jej powierzchnia osuwa siΩ w coraz wiΩkszy d≤│ grawitacyjny. Nawet promieniowanie ulega przyci▒ganiu, wiΩc z coraz wiΩkszym trudem wydostaje siΩ na zewn▒trz. Proces ten jest bardzo szybki, po oko│o '10 do minus 15 potΩgi' sekundy gwiazda praktycznie przestaje byµ widoczna. Charakterystyczne rozmiary zapadaj▒cej siΩ gwiazdy, przy kt≤rych przestajemy widzieµ jej powierzchniΩ, okre╢la wielko╢µ zwana promieniem grawitacyjnym. Promie± grawitacyjny zale┐y od masy. Mo┐na obliczyµ, ┐e je╢li masa gwiazdy r≤wna siΩ kilku masom s│o±ca, to rozmiary czarnej dziury mog▒cej z niej powstaµ ,wynosz▒ kilka kilometr≤w. Materia gwiazdy zostaje wiΩc bardzo skoncentrowana. Ka┐de cia│o, nie tylko gwiazda , mog│o by zostaµ czarn▒ dziur▒, pod warunkiem, ┐e istnia│by proces, pozwalaj▒cy je bardzo ╢cisn▒µ. Jak bardzo, u╢wiadomi nam to przyk│ad.

Aby KsiΩ┐yc zamieniµ w czarn▒ dziurΩ, nale┐a│oby go ╢cisn▒µ do rozmiar≤w malutkiej kulki o ╢rednicy poni┐ej 1 milimetra. Nie ma wiΩc ┐adnej nadziei (mo┐e kiedy╢...?) na wytworzenie czarnej dziury w warunkach laboratoryjnych, aby w ten spos≤b zbadaµ jej w│a╢ciwo╢ci. Mo┐na j▒ badaµ jedynie teoretycznie, przy u┐yciu teorii wzglΩdno╢ci, opracowanej przez Alberta Einsteina [ZOBACZ]. Nie bΩdziemy jej tu oczywi╢cie omawiaµ, wspomnimy jedynie, ┐e dochodzi do zwiniΩcia czasoprzestrzeni. Proces ten prowadzi do ╢ci╢niΩcia materii gwiazdy do niewyobra┐alnie ma│ych rozmiar≤w. Nie da siΩ tego obserwowaµ. Wskutek zwiniΩcia siΩ czasoprzestrzeni wszelkie fotony wychodz▒ce z miejsc po│o┐onych wewn▒trz sfery o promieniu r≤wnym promieniowi grawitacyjnemu mog▒ siΩ poruszaµ jedynie do jej wnΩtrza. Z tego powodu ani ╢wiat│o, ani ┐adne inne promieniowanie nie mo┐e siΩ wydostaµ poza sferΩ. ªwiat│o niesie informacjΩ, kt≤ra dociera do naszych oczu. Na tym polega widzenie. Inne rodzaje promieniowania wychwytuj▒ skonstruowane przez nas urz▒dzenia. NastΩpnie niesione prze ╢wiat│o informacje analizowane s▒ przez naukowc≤w. Je╢li z czarnej dziury nie mo┐e siΩ wydostaµ dos│ownie nic, to nie mo┐emy obserwowaµ w ┐aden spos≤b, co siΩ dzieje w jej wnΩtrzu. Dlatego w│a╢nie nadano jej tak▒ nazwΩ.

Sfera o promieniu r≤wnym promieniowi grawitacyjnemu nazywany jest horyzontem czarnej dziury. Powierzchnia tego horyzontu dzia│a w ten spos≤b, ┐e przepuszcza materiΩ tylko do wnΩtrza. Na zewn▒trz nic nie mo┐e siΩ wydostaµ. Je╢li tak to mo┐e by zajrzeµ pod horyzont. Tak, lecz trzeba by│oby udaµ siΩ tam osobi╢cie. Horyzont wpu╢ci│by nas lecz nie mogliby╢my siΩ ju┐ wydostaµ. Co gorsza, olbrzymie si│y grawitacyjne zgniot│yby nas i rzuci│y ku centrum czarnej dziury.

Widzimy, ┐e nie ma sposobu aby dowiedzieµ siΩ, co dzieje siΩ w tym tajemniczym miejscu. Nie mo┐na tego zbadaµ nawet drog▒ teoretycznych oblicze±. Wspominane poprzednio zwiniΩcie czasoprzestrzeni i gΩsto╢µ materii staj▒ siΩ niesko±czone. Przestaj▒ tam dzia│aµ znane nam prawa fizyki. Obszaru tego nie mo┐na badaµ, mo┐na go jednak nazwaµ. Nadano mu nazwΩ osobliwo╢µ

Opisany powy┐ej spos≤b powstania czarnej dziury jest najprostszy. Je╢li zapadaj▒ca siΩ gwiazda wiruje ,a tak siΩ z regu│y dzieje, powstaje z niej czarna dziura typu Kerra. Zasadniczo jest ona podobna do poprzednio opisywanej, lecz posiada pewne odrΩbne w│a╢ciwo╢ci. Nie bΩdziemy ich tu opisywaµ. Wystarczy, ┐e zapamiΩtamy, ┐e prawdopodobnie istniej▒ dwa typy czarnych dziur. Teoretycznie mog▒ istnieµ te┐ inne typy, ale nie wydaje siΩ aby realnie mog│y powstaµ. Dopuszcza siΩ jeszcze mo┐liwo╢µ, ┐e w wyniku gwa│townych proces≤w zachodz▒cych w pocz▒tkowym okresie istnienia wszech╢wiata, mog│y powstaµ du┐o mniejsze czarne dziury, o masie zbli┐onej do planetoid.

Czarnej dziury nie mo┐na, jak ju┐ wiemy, zobaczyµ. Ale mo┐na zaobserwowaµ efekty jej oddzia│ywania na s▒siaduj▒c▒ materiΩ. Istnieje wiele uk│ad≤w podw≤jnych, z│o┐onych z dw≤ch gwiazd. Je╢li odleg│o╢µ miΩdzy sk│adnikami jest niewielka , to mo┐e wyst▒piµ powolny przep│yw gazu z jednej gwiazdy na drug▒. Opadaj▒cy gaz wiruje z du┐▒ prΩdko╢ci▒ wok≤│ gwiazdy, tworz▒c tzw. dysk akrekcyjny. Gaz rozgrzewa siΩ i wysy│a promieniowanie rentgenowskie. Badaj▒c to promieniowanie, mo┐na oceniµ rozmiary cia│a otoczonego dyskiem. Takie ╝r≤d│o promieniowania, o nazwie Cygnus X-1, ma zbyt ma│e rozmiary jak na gwiazdΩ, kt≤ra wg. wylicze± posiada masΩ kilkukrotnie wiΩksz▒ od S│o±ca. Wobec tego uwa┐a siΩ, ┐e Cygnus X-1 jest czarn▒ dziur▒.

T.W.