Ландау показал, что звезда может оказаться и в другом конечном состоянии, предельная масса которого равна одной-двум массам Солнца, а размеры даже меньше, чем у белого карлика. Эти звезды тоже должны существовать благодаря возникающему из-за принципа Паули отталкиванию, но не между электронами, а между протонами и нейтронами. Поэтому такие звезды получили название нейтронных звезд. Их радиус не больше нескольким десятков километров, а плотность — сотни миллионов тонн на ку­бический сантиметр. Когда Ландау предсказал нейтронные звезды наблюдать их никто не умел, а реальная возможность их наблюдения появилась значительно позже.

Если масса звезды превышает предел Чандрасекара, то когда ее топливо кончается, возникают большие сложности. Чтобы избежать катастрофического гравитационного коллапса, звезда может взор­ваться или каким-то образом выбросить из себя часть вещества чтобы масса стала меньше предельной. Трудно, однако, поверить что так происходит со всеми звездами независимо от их размеров. Как звезда узнает, что ей пора терять вес? А даже если бы каждой звезде удалось потерять в весе настолько, чтобы избежать коллап­са, то что произошло бы, если бы мы увеличили массу белого карли­ка или нейтронной звезды так, что она превысила бы предел? Может быть, тогда произошел бы коллапс и плотность звезды стала бесконечной? Эддингтон был так этим поражен, что отказался ве­рить результату Чандрасекара. Он считал просто невозможным, чтобы звезда сколлапсировала в точку. Такой позиции придержива­лось большинство ученых: сам Эйнштейн заявил в своей статье, что звезды не могут сжиматься до нулевых размеров. Враждеб­ное отношение ученых, в особенности Эддингтона, который был первым учителем Чандрасекара и главным авторитетом в иссле­довании строения звезд, вынудили Чандрасекара оставить работу в прежнем направлении и переключиться на другие задачи астро­номии, такие, как движение звездных скоплений. Однако Нобелев­ская премия 1983 г. была, по крайней мере частично, присуждена Чандрасекару за ранние работы, связанные с предельной массой хо­лодных звезд.

Он показал, что если масса звезды превышает предел Чанд­расекара, то принцип запрета не может остановить ее коллапс, а задачу о том, что должно произойти с такой звездой согласно общей теории относительности, первым решил в 1939 г. молодой американский физик Роберт Оппенгеймер. Но из результатов Оппенгеймера следовало, что с помощью существовавших тогда теле­скопов нельзя наблюдать ни один из предсказанных эффектов. Потом началась вторая мировая война, и сам Оппенгеймер вплот­ную занялся разработкой атомной бомбы. После войны о гравита­ционном коллапсе совершенно забыли, потому что большинство ученых было увлечено изучением явлений атомных и ядерных масш­табов. Но в шестидесятых годах благодаря новейшей технике число астрономических наблюдений сильно возросло, а их область значи­тельно расширилась, что вызвало возрождение интереса к астроно­мии и космологии. Результаты Оппенгеймера были заново открыты и развиты далее многими физиками.

В итоге благодаря Оппенгеймеру мы имеем сейчас следующую картину. Из-за гравитационного поля звезды лучи света в простран­стве-времени отклоняются от тех траекторий, по которым они пе­ремещались бы в отсутствие звезды. Световые конусы, вдоль поверх­ности которых распространяются испущенные из их вершин свето­вые лучи, около поверхности звезды немного наклоняются внутрь. Это проявляется в наблюдаемом во время солнечного затмения ис­кривлении световых лучей, идущих от удаленных звезд. По мере сжатия звезды увеличивается гравитационное поле на ее поверхно­сти и световые конусы наклоняются еще сильнее. Поэтому свето­вым лучам, испущенным звездой, становится все труднее выйти за пределы гравитационного поля звезды, и удаленному наблюдателю ее свечение будет казаться тусклым и более красным. В конце концов, когда в ходе сжатия радиус звезды достигнет некоторого критического значения, гравитационное поле у ее поверхности ста­нет очень сильным, и тогда световые конусы настолько повернутся внутрь, что свет не сможет больше выйти наружу. По теории относительности ничто не может двигаться быстрее света; а раз свет не может выйти наружу, то и никакой другой объект не сможет выйти, т. е. все будет втягиваться назад гравитацион­ным полем. Это значит, что существует некое множество собы­тий, т. е. некая область пространства-времени, из которой невозмож­но выйти наружу и достичь удаленного наблюдателя. Такая область называется сейчас черной дырой. Границу черной дыры называют горизонтом событий. Она совпадает с путями тех световых лучей, которые первыми из всех теряют возможность выйти за пределы черной дыры.

Чтобы понять, что вы увидели бы, если бы наблюдали за обра­зованием черной дыры при коллапсе звезды, надо вспомнить, что в теории относительности отсутствует абсолютное время и у каждого наблюдателя своя мера времени. Из-за того, что звезда имеет гра­витационное поле, для наблюдателя на звезде время будет не таким, как для удаленного наблюдателя. Предположим, что какой-нибудь отважный астронавт находится на поверхности коллапсирующей звезды и коллапсирует внутрь вместе с ней. Пусть он каждую секунду по своим часам посылает сигналы на космический корабль, обращающийся по орбите вокруг звезды. В какой-то момент време­ни по его часам, скажем в 11:00, звезда сожмется до радиуса ниже критического, при котором гравитационное поле становится на­сколько сильным, что ничто не может выйти наружу, и тогда сиг­налы этого смельчака больше не попадут на космический корабль. При приближении времени к 11:00 интервалы между очередными сигналами, которые астронавт посылает своим спутникам на космический корабль, будут удлиняться, но до 10:59:59 этот эффект будет невелик. Между сигналами, которые астронавт по своим часам пошлёт в 10:59:58 и 10:59:59, на космическом корабле пройдет чуть больше секунды, но сигнала, посланного астронавтом в 11:00, им придется ждать вечно. Световые волны, испущенные с поверхности звезды между 10:59:59 и 11:00 по часам астронавта, будут, с точки зрения пассажира космического корабля, размазаны по бесконеч­ному периоду времени. Временной интервал между двумя волнами, приходящими друг за другом на корабль, будет все время увеличи­ваться, и поэтому излучаемый звездой свет будет непрерывно осла­бевать и казаться все более красным. В конце концов звезда станет такой тусклой, что ее больше не увидят с борта космического корабля: от нее останется лишь черная дыра в пространстве. При этом на корабль будет по-прежнему действовать гравитацион­ное притяжение звезды, так что он продолжит свое движение по орбите вокруг черной дыры.

Но этот сценарий не совсем реалистичен по следующей причине. При удалении от звезды ее гравитационное притяжение ослабевает, а поэтому ноги нашего отважного астронавта всегда будут испыты­вать более сильное гравитационное воздействие, чем голова. Разни­ца в величине сил приведет к тому, что астронавт либо окажется вытянутым, как спагетти, либо разорвется на части еще до того, как размеры звезды сократятся до критического радиуса, когда возникает горизонт событий! Но мы считаем, что во Вселенной существуют гораздо большие объекты, например центральные об­ласти галактик, которые тоже могут превращаться в черные дыры из-за гравитационного коллапса. Тогда, находясь на одном из та­ких объектов, астронавт не был бы разорван на части еще до образо­вания черной дыры. На самом деле он бы не почувствовал ничего особенного, когда радиус звезды достиг бы критического значения, и вполне мог бы пройти, не заметив, точку, за которой начинается область, откуда нельзя вернуться назад. Но всего через несколько часов, когда эта область начала бы коллапсировать, разница гравита­ционных сил, действующих на ноги и на голову, возросла бы так сильно, что его опять разорвало бы на части.