кони
Ньютона , Мічелл розрахував, що якби зірка з масою Сонця мала радіус не більше 3 км, то навіть частинки світла (які він, слідом за Ньютоном, вважав корпускулами) не могли б полетіти далеко від такої зірки. Тому така зірка здавалася б здалеку абсолютно темною. Цю ідею Мічелл представив на засіданні Лондонського Королівського товариства 27 листопада 1783. Так народилася концепція В«ньютонівськоїВ» чорної діри.
Таку ж ідею висловив у своїй книзі В«Система світуВ» (1796) французький математик і астроном П'єр Сімон Лаплас . Простий розрахунок дозволив йому написати: В«Світна зірка із щільністю, рівною щільності Землі, і діаметром, в 250 разів більшим діаметра Сонця, не дає жодному світловому променю досягти нас через свого тяжіння; тому можливо, що найяскравіші небесні тіла у Всесвіті виявляються з цієї причини невидимими В». Однак маса такої зірки повинна була б у десятки мільйонів разів перевершувати сонячну. А оскільки подальші астрономічні виміри показали, що маси реальних зірок не надто сильно відрізняються від сонячної, ідея Мітчела і Лапласа про чорні діри була забута.
Вдруге вчені В«ЗіткнулисяВ» з чорними дірами в 1916, коли німецький астроном Карл Шварцшильд отримав перше точне рішення рівнянь щойно створеної тоді Альбертом Ейнштейном релятивістської теорії гравітації - загальної теорії відносності (ЗТВ). Виявилося, що порожній простір навколо масивної точки володіє особливістю на відстані r g від неї; саме тому величину r g часто називають В«шварцшільдовскім радіусом В», а відповідну поверхню (горизонт подій) - шварцшільдовскім поверхнею. У наступні півстоліття зусиллями теоретиків були з'ясовані багато дивні особливості рішення Шварцшильда, але як реальний об'єкт дослідження чорні діри ще не розглядалися.
Правда, в 1930-і, після створення квантової механіки і відкриття нейтрона, фізики досліджували можливість формування компактних об'єктів (білих карликів і нейтронних зірок) як продуктів еволюції нормальних зірок. Оцінки показали, що після виснаження в надрах зірки ядерного палива, її ядро ​​може стиснутися перетворитися на маленький і дуже щільний білий карлик або ж у ще більш щільну і зовсім крихітну нейтронну зірку.
У 1934 працювали в США європейські астрономи Фріц Цвіккі і Вальтер Бааде висунули гіпотезу - спалахи наднових являють собою абсолютно особливий тип зоряних вибухів, викликаних катастрофічним стисненням ядра зірки. Так вперше народилася ідея про можливість спостерігати колапс зірки. Бааде і Цвікки висловили припущення, що в Внаслідок вибуху наднової утворюється надщільна вироджена зірка, складається з нейтронів. Розрахунки показали, що такі об'єкти дійсно можуть народжуватися і бути стійкими, але лише при помірній початковій масі зірки. Але якщо маса зірки перевищує три маси Сонця, то вже ніщо не зможе зупинити її катастрофічного колапсу.
У 1939 американські фізики ...
