Termin crne rupe sasvim je novog datuma. Godine 1969. skovao ga je američki naučnik Džon Viler kao grafički opis jedne zamisli koja je stara najmanje dve stotine godina. Ova zamisao potiče iz vremena kada su postojale dve teorije o svetlosti. Prema prvoj, kojoj je Njutn davao preimućstvo, svetlost je sazdana od čestica; prema drugoj, ona se sastoji od talasa. Mi danas znamo da su, u stvari, obe teorije ispravne. Prema dvojnosti talas-čestica iz kvantne mehanike, svetlost može biti i talas i čestica. U teoriji prema kojoj je svetlost sazdana od talasa nije bilo jasno kako će ona reagovati na gravitaciju. Ali ako se svetlost sastoji od čestica, onda se može očekivati da na njih deluje gravitacija na isti način na koji utiče na topovsku đulad, rakete i planete. Naučnici su u početku mislili da se čestice svetlosti kreću beskonačno brzo, tako da gravitacija ne bi bila u stanju da ih usporava, ali Remerovo otkriće da se svetlost kreće konačnom brzinom značilo je da bi gravitacija mogla da vrši na nju značajan uticaj.

Pošavši od ove pretpostavke, profesor sa Kembridža Džon Mičel objavio je 1783. u Philosophical Transaction of the Royal Society of London rad u kome je istakao da bi zvezda koja je dovoljno masivna i zbijena imala tako snažno gravitaciono polje da mu ni svetlost ne bi mogla pobeći: svetlost zračenu sa površine zvezde gravitaciono polje vratilo bi natrag pre no što bi ona znatnije odmakla. Mičel je smatrao da možda postoji veliki broj ovakvih zvezda. Iako mi ne bismo bili u stanju da ih vidimo, zato što do nas ne bi stizala svetlost sa njih, ipak bismo osećali njihovo gravitaciono privlačenje. Ove objekte mi danas nazivamo crne rupe, zato što su oni upravo to: crne praznine u kosmosu. Na sličnu zamisao došao je nekoliko godina kasnije francuski naučnik Laplas, kako izgleda nezavisno od Mičela. Zanimljivo je da je Laplas uključio ovu ideju samo u prvo i drugo izdanje svoje knjige Sistem sveta, da bi je potom izostavio u narednim izdanjima; možda je došao do zaključka da je posredi luda zamisao. (I teorija prema kojoj se svetlost sastoji od čestica pala je u nemilost naučnika u devetnaestom stoleću; izgledalo je da se sve može objasniti iz perspektive talasne prirode svetlosti, a prema njoj nije bilo jasno da li gravitacija uopšte deluje na svetlost.)

Nije, međutim, sasvim na mestu izjednačiti svetlost sa topovskom đuladi u Njutnovoj teoriji gravitacije, zato što je brzina svetlosti nepromenljiva. (Topovsko đule koje biva ispaljeno uvis sa Zemlje gravitacija će najpre usporavati, a potom i zaustaviti, da bi ono zatim počelo da pada natrag na površinu; jedan foton, međutim, mora da nastavi nagore stalnom brzinom. Kako u tom slučaju njutnovska gravitacija može da deluje na svetlost?) Koherentna teorija o tome na koji način gravitacija utiče na svetlost pojavila se tek 1915, kada Ajnštajn objavljuje svoju opštu relativnost. Pa čak i tada, proteći će još dugo pre no što bude shvaćeno šta sve proishodi iz ove teorije u slučaju masivnih zvezda.

Da bismo razumeli kako može nastati jedna crna rupa, potrebno je prethodno da se upoznamo sa životnim ciklusom jedne zvezde. Zvezda biva obrazovana onda kada velika količina gasa (poglavito vodonika) počinje da kolabira pod dejstvom vlastitog gravitacionog privlačenja. Kako se gas sažima, njegovi atomi se sve češće i sve većom brzinom međusobno sudaraju što dovodi do zagrevanja gasa. Konačno, gas postaje toliko topao da se vodonikovi atomi prilikom sudaranja više ne odbijaju jedan od drugoga, već srastaju, obrazujući helijum. Toplota oslobođena pri ovoj reakciji, koja nalikuje na kontrolisanu eksploziju vodonične bombe, dovodi do sijanja zvezde. Ova dodatna toplota takođe povećava pritisak gasa, sve dok on ne postane dovoljno visok da se javi kao protivteža gravitacionom privlačenju, što zaustavlja njegovo dalje sažimanje. Situacija pomalo podseća na onu sa balonom - postoji ravnoteža između pritiska unutrašnjeg vazduha, koji pokušava da dalje proširi balon, i napetosti gume, koja nastoji da smanji balon. Zvezda zadržava postojano stanje veoma dugo, sa toplotom iz nuklearnih reakcija u ravnoteži sa gravitacionim privlačenjem. Konačno, međutim, zvezda će istrošiti zalihe vodonika i ostalog nuklearnog goriva. Paradoksalno, što jedna zvezda na početku svog veka ima više goriva, to će ga ona brže istrošiti. Uzrok ovome je okolnost da što je zvezda masivnija, to ona mora biti toplija da bi uspostavila ravnotežu sa gravitacionim privlačenjem. A što je toplija, to će brže koristiti svoje gorivo. Naše Sunce po svoj prilici ima dovoljno goriva za narednih pet hiljada miliona godina, ali masivnije zvezde mogu da potroše svoje zalihe za samo sto miliona godina, što je znatno kraće od veka Vaseljene. Kada zvezdi ponestane goriva, ona počinje da se hladi, pa tako i da se sažima. Ono što se tada može dogoditi sa njom prvi put je shvaćeno tek krajem dvadesetih godina ovog veka.

Godine 1928, mladi diplomac iz Indije Subramanijan Čandrasekar krenuo je na put u Englesku da bi u Kembridžu preduzeo izučavanja sa britanskim astronomom ser Arturom Edingtonom, stručnjakom za opštu relativnost. (Priča se da je, početkom dvadesetih godina, jedan novinar upitao Edingtona da li je tačno da samo tri čoveka na celom svetu shvataju opštu relativnost. Edington je malo zastao, pa odgovorio: 'Pokušavam da se setim ko bi mogao da bude treći.') Za vreme putovanja iz Indije, Čendrasekar je preduzeo da izračuna koliko bi jedna zvezda mogla da bude velika, a da se i dalje suprotstavi vlastitoj gravitaciji pošto je utrošila sve svoje gorivo. Zamisao se sastojala u sledećem: kada zvezda postane mala, čestice materije se veoma zbliže, tako da, prema Paulijevom načelu isključenja, moraju da imaju veoma različite brzine. Ovo ih nagoni da se udaljuju jedne od drugih, što za posledicu ima težnju zvezde da se raširi. Jedna zvezda može stoga zadržati stalan prečnik time što će uspostaviti ravnotežu između gravitacionog privlačenja i odbijanja koje proishodi iz načela isključenja, baš kao što je u prethodnom razdoblju toplota stajala kao protivteža gravitaciji.

Čandrasekar je, međutim, shvatio da postoji granica odbijanja što sledi iz načela isključenja. Teorija relativnosti nalaže da je najveća razlika u brzinama čestica materije neke zvezde brzina svetlosti. Ovo znači da bi, kada zvezda postane dovoljno gusta, odbijanje uzrokovano načelom isključenja bilo slabije od gravitacionog privlačenja. Čandrasekar je izračunao da hladna zvezda sa masom većom od jedne i po Sunčeve ne bi više bila kadra da se suprotstavi vlastitoj gravitaciji. (Ova masa je danas poznata kao Čandrasekarova granica.) Do sličnog otkrića došao je približno u isto vreme ruski naučnik Lav Davidovič Landau.

Odavde su sledile važne posledice po krajnju sudbinu masivnih zvezda. Ako je masa neke zvezde ispod Čandrasekarove granice, ona može da prestane da se sažima i da se ustali u završnom stanju koje se naziva 'beli patuljak', sa prečnikom od nekoliko hiljada milja i gustinom od više stotina tona po kubnom inču. Osnov postojanosti belog patuljka jeste odbijanje između elektrona njegove materije, proisteklo iz načela isključenja. Zabeležili smo veliki broj ovakvih zvezda-belih patuljaka. Jedna od prvih koja je otkrivena bila je zvezda koja kruži oko Sirijusa, najsjajnijeg sunca na noćnom nebu.

Landau je istakao da postoji još jedno moguće završno stanje neke zvezde, takođe sa masom ograničenom na vrednost između jedne i dve Sunčeve, ali koje je znatno manje čak i od belog patuljka. Kod ovakvih zvezda, kao protivteža gravitaciji takođe bi se javilo odbijanje proisteklo iz načela isključenja, ali ne više između elektrona, već između neutrona i protona. Ove zvezde dobile su stoga naziv neutronske zvezde. One bi u prečniku imale tek desetak milja, dok bi im gustina iznosila na stotine miliona tona po kubnom inču. U vreme kada je prvobitno bila izložena pretpostavka o njihovom postojanju, nije bilo načina na koji su se mogle registrovati. Do njihovog stvarnog otkrića došlo je tek znatno kasnije.

Zvezde sa masama iznad Čandrasekarove granice, sa druge strane, suočavaju se sa jednim velikim problemom kada utroše svoje gorivo. U nekim slučajevima one mogu da eksplodiraju, te tako uspevaju da odbace dovoljno materije, čime smanjuju masu ispod rečene granice i na taj način izbegavaju katastrofalan gravitacioni kolaps; no, teško je poverovati da se ovo uvek događa, bez obzira na veličinu zvezde. Kako bi ona mogla da zna da treba da izgubi težinu? Pa čak i ako bi svaka zvezda uspela da izgubi dovoljno mase da izbegne kolaps, šta bi se dogodilo ako biste dodavali novu masu nekom belom patuljku ili neutronskoj zvezdi, tako da oni na kraju ipak prekorače Čandrasekarovu granicu? Da li bi oni kolabirali do beskrajne gustine? Edington je bio zapanjen ovom mogućnošću i odbio je da poveruje u Čandrasekarov nalaz. Smatrao je da je naprosto nemoguće da neka zvezda kolabira do razmera tačke. Isto mišljenje delila je većina naučnika: i sam Ajnštajn je objavio rad u kome je tvrdio da se zvezde ne bi smanjile do nultih razmera. Odbojno držanje drugih naučnika, a posebno Edingtona, Čandrasekarovog pređašnjeg učitelja i vodećeg autoriteta na polju ustrojstva zvezda, nagnalo je Čandrasekara da napusti rad na ovom području i da se usredsredi na druge astronomske probleme, kao što je kretanje zvezdanih jata. Kada mu je, međutim, pripala Nobelova nagrada 1983, bilo je to, bar delimično, za njegova rana izučavanja graničnih masa hladnih zvezda.

On je pokazao da načelo isključenja ne može sprečiti kolabiranje jedne zvezde čija se masa nalazi iznad Čandrasekarove granice, ali problem razumevanja onoga što će se dogoditi sa takvom zvezdom, saglasno opštoj relativnosti, prvi je rešio mladi američki fizičar Robert Openhajmer 1939. Iz njegovih nalaza, međutim, proishodilo je da neće biti nikakvih posmatračkih posledica koje bi se mogle registrovati teleskopima iz tog vremena. No, ubrzo je izbio drugi svetski rat i Openhajmer se potpuno posvetio radu na projektu atomske bombe. Posle rata, problem gravitacionog kolapsa bio je uglavnom zaboravljen, budući da je većina naučnika postala usredsređena na ono što se zbiva u razmerama atoma i njegovog jezgra. Tokom šezdesetih godina, međutim, zamašno povećanje obima i dometa astronomskih posmatranja, nastalo zahvaljujući primeni moderne tehnologije, dovelo je do oživljenja zanimanja za makrokosmičke probleme astronomije i kosmologije. Više naučnika ponovo je otkrilo Openhajmerov rad i krenulo dalje njegovim tragom.

Openhajmerovo pregalaštvo omogućilo nam je da dođemo do sledeće predstave o ovom problemu. Gravitaciono polje zvezde menja putanje svetlosnih zraka u prostorvremenu u odnosu na one kojima bi se ovi zraci kretali kada tu ne bi bilo zvezde. Svetlosne kupe, koje označavaju putanje kojima se u prostoru i vremenu kreću blesci svetlosti emitovani sa njihovih temena, bivaju blago povijeni unutra u blizini površine zvezde. Ovo se može videti kod povijanja svetlosti sa dalekih zvezda uočenog tokom pomračenja Sunca. Kako se zvezda sažima, gravitaciono polje na njenoj površini postaje jače i svetlosne kupe se još više povijaju unutra. To dodatno otežava svetlosti da se otisne sa zvezde, tako da ona izgleda zatamnjenija i crvenija posmatraču na većoj udaljenosti. Konačno, kada se zvezda smanji do određenog kritičnog prečnika, gravitaciono polje na površini postaje izuzetno snažno, a svetlosne kupe toliko povijene unutra da se svetlost uopšte više ne može otisnuti. Prema teoriji relativnosti, ništa nije brže od svetlosti. Stoga, kad svetlost nije u stanju da se otisne, onda ni bilo šta drugo nije za to kadro; gravitaciono polje privlači sve natrag ka površini. Postoji, dakle, jedan skup događaja, jedno područje prostorvremena odakle se ne može otisnuti ništa što bi stiglo do udaljenog posmatrača. Ovo područje mi danas nazivamo crna rupa. Njegova granica dobila je naziv horizont događaja i podudara se sa putanjama svetlosnih zraka koji zamalo što nisu uspeli da se otisnu iz crne rupe.

Da biste shvatili šta biste videli kada biste posmatrali kako neka zvezda kolabira i obrazuje crnu rupu, morate imati na umu da prema teoriji relativnosti ne postoji apsolutno vreme. Svaki posmatrač ima vlastitu meru vremena. Usled gravitacionog polja zvezde, vreme za nekoga na njoj bilo bi različito od vremena za nekoga ko je udaljen od nje. Zamislite jednog neustrašivog astronauta na površini kolabirajuće zvezde; on kolabira zajedno sa njom, upućujući pri tom po jedan signal svake sekunde, mereno njegovim časovnikom, ka matičnom kosmičkom brodu koji kruži oko zvezde. U nekom trenutku prema njegovom hronometru, recimo u 11:00, zvezda će se smanjiti ispod kritičnog prečnika na kome gravitaciono privlačenje postaje tako snažno da mu više ništa ne može umaći, te tako njegovi signali više neće stizati do broda. Kako se 11:00 približava, njegove kolege astronauti, koji posmatraju sa matičnog broda, ustanovili bi da razmak između naizmeničnih signala što ih on šalje postaje sve duži i duži, ali ovaj efekat bio bi veoma mali pre 10:59:59. Morali bi da čekaju samo nešto malo duže od jedne sekunde između astronautovog signala u 10:59:58 i onoga što ga je on uputio kada mu je časovnik pokazao 10:59:59, ali bi zato na signal u 11:00 mogli da čekaju celu večnost. Svetlosni talasi emitovani sa površine zvezde između 10:59:59 i 11:00, mereno astronautovim časovnikom, rasprostrli bi se na beskrajno dugo razdoblje, viđeno iz perspektive kosmičkog broda. Razmak između prispeća naizmeničnih talasa do kosmičkog broda postajao bi sve duži, te bi tako svetlost sa zvezde izgledala sve crvenija i slabija. Konačno, zvezda bi postala tako zatamnjena da se više uopšte ne bi mogla videti sa kosmičkog broda: sve što bi preostalo od nje bila bi crna rupa u prostoru. Zvezda bi, međutim, nastavila da vrši isti gravitacioni uticaj na kosmički brod, koji bi i dalje kružio oko crne rupe.

Ovaj scenario nije, međutim, sasvim realističan zbog sledećeg problema. Gravitacija postaje slabija što ste udaljeniji od zvezde, tako da bi sila teže koja dejstvuje na stopala našeg astronauta uvek bila jača od one koja dejstvuje na njegovu glavu. Ova razlika u gravitacionoj sili izdužila bi našeg astronauta kao kakav rezanac ili bi ga raskomadala pre no što bi se zvezda sažela do kritičnog prečnika na kome nastaje horizont događaja! Mi, međutim, smatramo da postoje znatno veći objekti u Vaseljeni, kao što su središnja područja galaksija, koja takođe mogu podleći gravitacionom kolapsu i postati crne rupe; jedan astronaut na nekom od njih ne bi bio raskomadan pre nastanka crne rupe. Štaviše, on ne bi osetio ništa posebno dok bi se približavao kritičnom prečniku, pa bi čak prošao i tačku posle koje nema povratka, uopšte je ne primetivši. No, za samo nekoliko sati, kako područje bude nastavilo da kolabira, razlika u gravitacionom privlačenju na nivou njegove glave i nogu postala bi tako velika da bi on ipak bio raskomadan.

Izučavanja koja smo Rodžer Penrouz i ja obavili između 1965. i 1970. pokazala su da, saglasno opštoj relativnosti, u crnoj rupi mora postojati singularnost beskrajne gustine i beskrajne zakrivljenosti prostorvremena. Situacija prilično podseća na Veliki Prasak u početku vremena, osim što bi to bio kraj vremena za kolabirajuće telo i astronauta. U toj singularnosti otkazali bi zakoni nauke i naša sposobnost da predviđamo budućnost. Svaki posmatrač, međutim, koji bi ostao izvan crne rupe ne bi bio obuhvaćen ovim otkazivanjem mogućnosti predviđanja, zato što ni svetlost niti bilo koji drugi signal ne bi do njega mogli stići iz singularnosti. Ova izuzetna okolnost navela je Rodžera Penrouza da postavi hipotezu o kosmičkoj cenzuri, koja se može parafrazirati kao 'Bog se gnuša gole singularnosti'. Drugim rečima, singularnosti što ih stvara gravitacioni kolaps nastaju jedino na onim mestima, kao što su crne rupe, gde ih od spoljnjih pogleda savršeno skriva horizont događaja. Ova hipoteza poznata je i kao slaba kosmička cenzura: ona štiti posmatrače koji ostaju izvan crne rupe od posledica otkazivanja mogućnosti predviđanja, do čega dolazi u singularnosti, ali ništa ne čini za ubogog i nesrećnog astronauta koji upada u rupu.

Postoje izvesna rešenja jednačina opšte relativnosti u okviru kojih je moguće da naš astronaut vidi golu singularnost: on bi možda mogao da izbegne sudar sa singularnošću i da propadne kroz 'crvotočinu' u neko drugo područje Vaseljene. Ovo bi pružilo velike mogućnosti za putovanja kroz prostor i vreme, ali, na žalost, izgleda da su sva ta rešenja veoma nestabilna; i najmanji poremećaj, kao što je prisustvo nekog astronauta, mogao bi ih promeniti, tako da astronaut ne vidi singularnost sve do sudara sa njom i okončanja svog vremena. Drugim rečima, singularnost bi uvek ležala u njegovoj budućnosti, a nikada u njegovoj prošlosti. Prema jakoj verziji hipoteze o kosmičkoj cenzuri, u jednom realističnom rešenju singularnosti će uvek ležati ili potpuno u budućnosti (kao singularnosti gravitacionog kolapsa) ili potpuno u prošlosti (kao Veliki Prasak). Postoje, međutim, i takve verzije hipoteze cenzure prema kojima je u blizini golih singularnosti možda moguće putovati u prošlost. I dok je ova okolnost zgodna za pisce naučne fantastike, iz nje proishodi da ničiji život više ne bi bio bezbedan: neko bi, naime, mogao da ode u prošlost i da vam tamo ubije oca ili majku pre no što ste vi uopšte bili začeti.

Horizont događaja, granica područja prostorvremena iz koga nije moguće pobeći, deluje u priličnoj meri kao membrana što optače crnu rupu, propusna samo sa jedne strane: tela, kao što su neoprezni astronauti, mogu da upadnu kroz horizont događaja u crnu rupu, ali ništa iz nje ne može izići natrag kroz horizont događaja. (Imajte na umu da je horizont događaja putanja u prostorvremenu svetlosti koja pokušava da se otisne iz crne rupe, a ništa nije u stanju da se kreće brže od svetlosti.) Za horizont događaja sasvim važe reči koje je Dante stavio na ulazu u pakao: 'Vi koji ulazite, napustite svaku nadu.' Sve što prođe i svi koji prođu granicu horizonta događaja uskoro će se obreti u području beskrajne gustine i kraja vremena.

Opšta relativnost predviđa da će teška tela koja se kreću izazvati emisije gravitacionih talasa, talasanja u zakrivljenosti prostora koja će se kretati brzinom svetlosti. Oni su slični svetlosnim talasima, koji predstavljaju talasanje elektromagnetnog polja, ali ih je znatno teže otkriti. Poput svetlosti, ovi talasi odnose energiju iz tela koja ih emituju. Na osnovu ovoga, očekivalo bi se da se sistem masivnih tela konačno ustali u stacionarnom stanju, zato što će emisije gravitacionih talasa odnositi energiju pri svakoj kretnji. (Stvar prilično nalikuje na bacanje plutače u vodu: u početku ona znatno oscilira gore-dole, ali kako joj talasi odnose energiju, konačno se smiruje u stacionarnom stanju.) Primera radi, kretanje Zemlje njenom orbitom oko Sunca proizvodi gravitacione talase. Posledica ovog gubitka energije trebalo bi da bude promena orbite Zemlje, tako da se ona sve više približava Suncu, da bi se konačno sudarila sa njim i tako prešla u stacionarno stanje. Međutim, stopa gubitka energije u slučaju Zemlje i Sunca veoma je mala - dovoljna otprilike za rad jedne male električne grejalice. To znači da bi bilo potrebno približno hiljadu miliona miliona miliona miliona godina da Zemlja zbog ovoga padne na Sunce, tako da nema neposrednog razloga za zabrinutost! Promena Zemljine orbite odveć je mala da bi se mogla registrovati, ali ovaj efekat ipak je zabeležen tokom poslednjih godina u sistemu koji nosi oznaku PSR 1913+16 (PSR označava 'pulsar', jedan poseban tip neutronske zvezde koji emituje pravilne impulse radio-talasa). U sistemu se nalaze dve neutronske zvezde koje orbitiraju jedna oko druge, a energija koju gube emitovanjem gravitacionih talasa nagoni ih da se međusobno stalno spiralno približavaju.

Za vreme gravitacionog kolapsa jedne zvezde koja postaje crna rupa sva kretanja bila bi znatno brža, tako da bi i daleko viša bila stopa kojom se odliva energija. Stoga ne bi proteklo dugo pre no što se ona upostoji u stacionarnom stanju. Kako bi izgledalo to završno stanje? Može se pretpostaviti da bi ono zavisilo od niza složenih svojstava zvezde obrazovanih pri njenom nastanku - ne samo od mase i brzine okretanja, već i od različitih gustina u raznim delovima zvezde, kao i od složenih kretanja gasa u njoj. A ako su crne rupe šarolike kao i objekti čijim su kolabiranjem one nastale, onda bi bilo veoma teško doći do nekih opštih predviđanja o crnim rupama.

Godine 1967, međutim, Verner Izrael, kanadski naučnik (koji je rođen u Berlinu, odrastao u Južnoj Africi, a doktorirao u Irskoj), doveo je do prave revolucije u izučavanju crnih rupa. On je pokazao da, saobrazno opštoj relativnosti, nerotirajuće crne rupe moraju biti veoma jednostavne; bile bi savršeno loptaste, a veličina bi im zavisila jedino od mase, što znači da bi bilo koje dve crne rupe sa istom masom bile istovetne. One bi se, zapravo, mogle opisati jednim posebnim rešenjem Ajnštajnovih jednačina, do koga je došao Karl Švarcšild neposredno po otkriću opšte relativnosti. U početku su mnogi fizičari, računajući tu i samog Izraela, smatrali da crne rupe, budući da moraju biti savršeno loptaste, mogu nastati kolabiranjem jedino nekog savršeno loptastog tela. Shodno tome, prilikom kolabiranja stvarnih zvezda - koje nikada nisu savršeno loptaste - mogla bi da nastane samo gola singularnost.

Javilo se, međutim, jedno drugačije tumačenje rezultata do kojih je Izrael došao, a njegovi glavni zagovornici postali su Rodžer Penrouz i Džon Viler. Oni su smatrali da bi brza kretanja proistekla iz kolabiranja zvezde značila da bi je emitovanje gravitacionih talasa učinilo još loptastijom, tako da bi, u času kada bi dospela u stacionarno stanje, postala savršeno loptasta. Prema ovom gledištu, međutim, svaka nerotirajuća zvezde, bez obzira na složenost njenog oblika i unutrašnjeg ustrojstva, okončala bi gravitaciono kolabiranje kao savršeno loptasta crna rupa, čija bi veličina zavisila jedino od njene mase. Potonja izračunavanja išla su u prilog ovom stanovištu i ono je uskoro postalo opšte prihvaćeno.

Ishodi Izraelovih izučavanja odnosili su se samo na slučaj crnih rupa nastalih iz nerotirajućih tela. Godine 1963, novozelandski fizičar Roj Ker došao je do niza rešenja jednačina opšte relativnosti koja su opisivala rotirajuće crne rupe. Ove 'Kerove' crne rupe okreću se stalnom brzinom, pri čemu im veličina i oblik zavise jedino od mase i brzine rotiranja. Ukoliko je rotacija ravna nuli, crna rupa je savršeno okrugla i rešenje se poklapa sa Švarcšildovim rešenjem. Ako se, pak, okretanje razlikuje od nule, crna rupa se izbočuje blizu polutara (baš kao što je to slučaj sa Zemljom ili Suncem takođe usled rotiranja); što je okretanje brže, to je i ova izbočenost naglašenija. Stoga, da bi se Izraelovim rezultatima obuhvatila i rotirajuća tela, bilo je pretpostavljeno da bi svako rotirajuće telo koje se kolabiranjem pretvorilo u crnu rupu konačno dospelo u stacionarno stanje, opisano u Kerovom rešenju.

Godine 1970. jedan moj kolega i student-istraživač sa Kembridža, Brendon Karter, načinio je prvi korak u pravcu dokazivanja ove pretpostavke. On je pokazao da, pod uslovom da stacionarna rotirajuća crna rupa ima osu simetrije, poput čigre koja se vrti, njena veličina i oblik zavisili bi jedino od mase i brzine rotiranja. Potom sam ja, 1971, dokazao da svaka stacionarna rotirajuća crna rupa uistinu ima ovu simetrije. Konačno, 1973, Dejvid Robinson sa londonskog koledža Kings pokazao je, koristeći se Karterovim i mojim rezultatima, da je pretpostavka tačna: ovakva crna rupa odista se poklapala sa Kerovim rešenjem. Prema tome, posle gravitacionog kolapsa jedna crna rupa mora dospeti u stanje u kome bi se okretala, ali ne i pulsirala. Štaviše, njena veličina i oblik zavisili bi jedino od mase i brzine okretanja, a ne od prirode tela čijim je kolabiranjem nastala. Ovaj rezultat postao je poznat u obliku maksime: 'Crna rupa nema dlaka.' Teorema 'bez dlaka' od velikog je praktičnog značaja, zato što sasvim ograničava tipove crnih rupa. Postalo je stoga moguće načiniti veoma podrobne modele objekata koji bi mogli da sadrže crne rupe, a potom uporediti predviđanja modela sa nalazima posmatranja. Odavde je takođe proishodilo da veoma velika količina informacija o telu koje je kolabiralo mora biti izgubljena u trenutku nastanka crne rupe, zato što potom sve ono što možemo da izmerimo kod tela jesu njegova masa i brzina rotiranja.

Crne rupe predstavljaju jedan od sasvim malog broja slučajeva u povesti nauke kada je neka teorija bila veoma podrobno razvijena kao matematički model pre no što se došlo do bilo kakvih posmatračkih nalaza da je ona valjana. Štaviše, ovo je korišćeno kao glavni argument protivnika zamisli o crnim rupama: kako se može verovati u objekte za čije su postojanje jedini dokaz proračuni koji se temelje na sumnjivoj teoriji opšte relativnosti? Godine 1963, međutim, Marten Šmit, astronom iz kalifornijske opservatorije Palomar, izmerio je crveni pomak jednog slabašnog zvezdolikog objekta koji se nalazio u pravcu izvora radio-talasa sa oznakom 3C273 (posredi je izvor pod brojem 273 u trećem kembridžskom katalogu radio-izvora). Ustanovio je da je ovaj pomak preveliki da bi njegov uzročnik moglo biti gravitaciono polje: da je posredi bio gravitacioni crveni pomak, objekt bi morao da bude toliko masivan i tako blizu nama da bi nesumnjivo izazivao poremećaje orbita planeta u Sunčevom sistemu. Ovo je ukazalo na mogućnost da bi uzrok rečenog crvenog pomaka moglo biti širenje Vaseljene, što je, opet, značilo da se dotični objekat nalazi na ogromnoj udaljenosti. A da bi bio vidljiv na tako ogromnoj udaljenosti, morao je biti veoma sjajan, odnosno morao je da emituje ogromnu količinu energije. Jedini zamislivi mehanizam za stvaranje ovako velikih količina energije bilo je gravitaciono kolabiranje ne samo jedne zvezde, već celog središnjeg područja neke galaksije. Potom je otkriven veliki broj drugih, sličnih 'kvazistelarnih objekata', ili kvazara, koji su svi imali velike crvene pomake. Ali svi su oni veoma udaljeni, tako da je veoma teško posmatranjem doći do čvrstog dokaza o tome da su tu posredi crne rupe

Do novih nalaza koji su išli u prilog postojanju crnih rupa došlo se 1967, kada je jedna studentkinja-istraživač sa Kembridža, Džoselin Bel, otkrila na nebu objekte koji emituju pravilne impulse radio-talasa. U prvi mah, Belova i njen mentor, Entoni Hjuiš, pomislili su da su uspostavili kontakt sa nekom vanzemaljskom civilizacijom u Galaksiji! I odista, sećam se da su na seminaru na kome su obznanili svoje otkriće prva četiri ovakva izvora označili skraćenicama LGM 1-4, pri čemu je LGM akronim od 'Little Green Man' ('mali zeleni čovek'). Konačno, međutim, oni i svi ostali došli su do manje romantičnog zaključka da su svi objekti, koji su dobili naziv pulsari, u stvari, rotirajuće neutronske zvezde koje emituju impulse radio-talasa usled složenog međudejstva između njihovih magnetnih polja i okolne materije. Bila je to loša vest za pisce kosmičkih vesterna, ali veoma prijatna za nekolicinu nas koji smo u to vreme verovali u crne rupe: bio je to prvi pozitivan nalaz o postojanju neutronskih zvezda. Jedna neutronska zvezda ima prečnik od desetak milja, što je samo za nekoliko puta veće od kritičnog prečnika na kome jedna zvezda postaje crna rupa. Ako jedna zvezda može da kolabira do tako malih razmera, nije neosnovano očekivati da druge zvezde mogu da kolabiraju do još manjih veličina i da tako postanu crne rupe.

Kako možemo očekivati da otkrijemo crnu rupu kada ona, po definiciji, ne emituje svetlost? Situacija pomalo nalikuje na traganje za crnom mačkom u tamnom podrumu. Srećom, postoji način. Kao što je to pokazao Džon Mičel u svom pionirskom radu iz 1783, crna rupa i dalje vrši gravitacioni uticaj na obližnje objekte. Astronomi su registrovali mnogo sistema kod kojih dve zvezde kruže jedna oko druge, međusobno privlačene gravitacijom. Takođe su uočili sisteme kod kojih postoji samo jedna vidljiva zvezda što kruži oko nekog nevidljivog pratioca. Ne može se, razume se, odmah zaključiti da je ovaj pratilac crna rupa: možda je posredi naprosto zvezda koja je odveć slaba da bi se videla. Međutim, neki od ovih sistema, kao što je onaj koji je dobio naziv Labud X-1, takođe su veoma snažni izvori rendgenskog zračenja. Najverovatnije objašnjenje ovog fenomena jeste da materija nekako biva skidana sa površine vidljive zvezde. Kako pada na nevidljivog pratioca, ona se kreće spiralno (poput vode koja otiče iz kade) i postaje veoma topla, emitujući rendgensko zračenje. Da bi ovaj mehanizam dejstvovao, nevidljivi objekat mora biti veoma mali, poput belog patuljka, neutronske zvezde ili crne rupe. Na osnovu uočene orbite vidljive zvezde može se odrediti najmanja moguća masa nevidljivog objekta. U slučaju Labuda X-1, ova masa šestostruko nadmaša Sunčevu, što je, Čandrasekarovom rezultatu, odveć velika vrednost da bi nevidljivi objekat bio beli patuljak. Posredi je prevelika masa i za neutronsku zvezdu. Kako izgleda, u pitanju mora biti crna rupa.

Postoje, doduše, i drugi modeli kojima se objašnjava Labud X-1, a koji ne uključuju crnu rupu, ali svi su oni prilično nategnuti. Po svemu sudeći, crna rupa predstavlja jedino uistinu prirodno objašnjenje posmatračkih nalaza. No, uprkos svemu tome, ja sam se opkladio sa Kipom Tornom iz Kalifornijskog instituta za tehnologiju da Labud X-1 ipak ne sadrži crnu rupu! To je za mene svojevrsno osiguranje. Uložio sam silan trud u crne rupe, koji bi sav postao uzaludan ukoliko bi se ispostavilo da one, u stvari, ne postoje. Ali u tom slučaju našao bih utehu u okolnosti da sam dobio opkladu, koja bi mi donela četvorogodišnju pretplatu na časopis Private Eye. Ako se, pak, pokaže da crne rupe postoje, Kip će dobiti jednogodišnju pretplatu na Penthouse. Kada smo sklopili ovu opkladu, 1975, bili smo osamdeset odsto sigurni da je Labud X-1 crna rupa. Rekao bih da danas naša sigurnost dostiže oko 95 odsto, ali tek treba videti ko je dobio opkladu.

Danas takođe raspolažemo nalazima o nekoliko drugih crnih rupa u sistemima sličnim Labudu X-1 u našoj Galaksiji, kao i u dve susedne galaksije koje se nazivaju Magelanovi oblaci. Broj crnih rupa, međutim, gotovo je sigurno znatno veći; u dugoj povesti Vaseljene mnoge zvezde mora da su izgorele sve svoje nuklearno gorivo, da bi potom kolabirale. Nije čak isključeno da je broj crnih rupa veći od broja vidljivih zvezda, koji samo u našoj Galaksiji iznosi oko sto hiljada miliona. Dodatno gravitaciono privlačenje ovako velikog broja crnih rupa moglo bi da bude objašnjenje činjenice da se naša Galaksija okreće sadašnjom brzinom: masa vidljivih zvezda nedovoljna je za tako veliku brzinu. Takođe raspolažemo izvesnim nalazima da postoji jedna znatno veća crna rupa, sa masom koja iznosi oko stotinu hiljada Sunčevih, u središtu naše Galaksije. Zvezde u Galaksiji koje se odveć približe ovoj crnoj rupi raskomadaće razlika u snazi gravitacionog privlačenja na bližoj i udaljenijoj strani. Njihovi ostaci, kao i gas koji je odbačen sa drugih zvezda, počeće da padaju ka crnoj rupi. Kao i u slučaju Labuda X-1, gas će stati da se spiralno sunovraća i da se zagreva, premda ne u istoj meri. On neće postati dovoljno topao da emituje rendgensko zračenje, ali bi mogao da bude objašnjenje veoma zbijenog izvora radio-talasa i infracrvenog zračenja koji su registrovani u središtu Galaksije.

Smatra se da slične, premda još veće crne rupe, sa masama koje oko sto miliona puta premašuju Sunčevu, postoje u središtima kvazara. Materija koja pada u tako supermasivne crne rupe obrazovala bi jedini dovoljno snažan izvor energije kojim bi se mogla objasniti ogromna količina zračenja što je emituju ovi objekti. Kako se ova materija spiralno spušta u crnu rupu, ona bi je nagnala da počne da se okreće u istom pravcu, što bi za posledicu imalo nastajanje magnetnog polja sličnog onome na Zemlji. Materija koja se sunovraća tvorila bi u blizini crne rupe čestice sa veoma visokom energijom. Magnetno polje bilo bi tako snažno da bi fokusiralo ove čestice u mlazove koji bi bili izbacivani duž ose rotacije crne rupe, odnosno u pravcu njenog severnog i južnog pola. Ovakvi mlazevi uistinu su uočeni kod izvesnog broja galaksija i kvazara.

Može se takođe razmotriti mogućnost postojanja crnih rupa sa masama znatno manjim od Sunčeve. Ovakve crne rupe ne bi mogle da nastanu pod dejstvom gravitacionog kolapsa, zato što im se mase nalaze ispod Čandrasekarove granice: zvezde ovako male mase mogu da se suprotstave sili teže čak i onda kada su utrošile svoje nuklearno gorivo. Crne rupe sa malom masom mogu da nastanu jedino onda ako je materija sabijena do ogromnih gustina veoma velikim spoljnim pritiscima. Ovakvi uslovi mogu da nastanu u izuzetno velikoj vodoničnoj bombi: fizičar Džon Viler izračunao je jednom da ako bi se iz svih okeana na Zemlji uzela sva teška voda, mogla bi se napraviti vodonična bomba koja bi u toj meri sabila materiju u središtu da bi tu nastala crna rupa. (Razume se, niko ne bi preostao kao očevidac!) Praktičnija mogućnost jeste da su takve crne rupe sa malom masom nastale pri visokim temperaturama i pritiscima veoma rane Vaseljene. Crne rupe mogle su nastati jedino ako rana Vaseljena nije bila savršeno ravnomerna i jednoobrazna, zato što se jedino neko malo područje sa gustinom većom od prosečne moglo sabiti na ovaj način da se tu obrazuje crna rupa. A mi znamo da su morale postojati ovakve nepravilnosti, jer bi inače materija u Vaseljeni i dalje bila savršeno jednoobrazno razmeštena, umesto da postane okupljena u zvezde i galaksije.

Pitanje da li bi nepravilnosti neophodne za nastanak zvezda i galaksija dovele i do obrazovanja značajnijeg broja 'praiskonskih' crnih rupa očigledno zavisi od tačnih uslova koji su vladali u ranoj Vaseljeni. Stoga, kada bismo mogli da ustanovimo koliko praiskonskih crnih rupa ima sada, izuzetno bismo obogatili naše znanje o veoma ranim razdobljima Vaseljene. Praiskonske crne rupe sa masama iznad hiljadu miliona tona (masa neke velike planine) mogle bi se otkriti jedino posredstvom njihovog gravitacionog uticaja na drugu, vidljivu materiju ili na širenje Vaseljene. (...) međutim, (...) crne rupe nisu, zapravo, stvarno crne: one se sjaje poput usijanog tela, a što su manje, to im je sjaj snažniji. I tako, paradoksalno, može se pokazati da je lakše otkriti manje crne rupe od onih velikih.

Šesto poglavlje iz knjige 'Kratka povest vremena' Stephena Hawkinga. Sfinga, 1988. Prevod: Zoran Živković