Protozvaigzne: Zvaigznes veidojas saspiežoties lieliem gāzu un putekļu miglājiem.
Galvenā secība: Atrašanās uz galvenās secības ir zvaigznes mūža stabilākais posms.
Sarkanā milža stadija: Ar laiku zvaigznes kļūst par sarkanajiem milžiem. Dažām ar to “nepietiek”.
Baltais punduris: Nelielas masas zvaigznes mūža beigās kļūst par baltajiem punduriem.
Neitronu zvaigznes un pulsāri: Vidējas masas zvaigznēm lemts pārvērsties par neitronu zvaigznēm.
Melnais caurums: Melnais caurums ir masīvas zvaigznes evolūcijas gala rezultāts.
Protozvaigzne
Zvaigznes veidojas no aukstiem starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņiem, tiem pakāpeniski saspiežoties gravitācijas spēka iedarbībā. Piemēram, intensīva zvaigžņu veidošanās norisinās Lielajā Oriona miglājā. Zvaigznes veidojas arī tumšā starpzvaigžņu mākonī Čūskas zvaigznājā un citur. Šie molekulārā ūdeņraža mākoņi sastāv aptuveni no 70 % ūdeņraža, 28 % hēlija un 2 % citu ķīmisko elementu. To temperatūra ir ļoti zema - 10 līdz 30 grādu pēc Kelvina skalas (K), bet masa nav mazāka kā 1000 Saules masas. Daudzi miglāji Galaktikā atbilst šiem nosacījumiem, tomēr tie nesaspiežas paši no sevis, citādi jau sen būtu pārveidojušies zvaigznēs. Ir vajadzīgs kāds ārējs spēks, kas ierosina saspiešanos. Uzskata, ka miglāja saspiešanos rada triecienvilnis, kas izveidojas pārnovas sprādzienā vai kādā citā procesā.
1. att. "Radīšanas pilāri" - molekulārā ūdeņraža mākoņi (NASA/JWST attēls)
Infrasarkanajā un mikroviļņu diapazonā veiktie novērojumi ļauj secināt, ka zvaigznes veidojas ātri rotējošos, turbulentos gāzes un putekļu diskos, kurus caurauž spēcīgs magnētisks lauks (2. att.). No protozvaigžņu diskiem bieži tiek izsviestas šauras gāzu strūklas, kas ar lielu ātrumu pārvietojas starpzvaigžņu vidē. Saspiežoties izdalītais siltums pakāpeniski paaugstina protozvaigznes temperatūru un tā kļūst novērojama kā spēcīgs infrasarkanā starojuma avots. Topošā zvaigznei turpina saspiesties un sakarst, līdz tās centrā temperatūra sasniedz 10 miljonus K un sākas ūdeņraža “degšana”. Gāzes spiediens paaugstinās, protozvaigznes saspiešanās apstājas un tā kļūst par milzīgu, kvēlojošu plazmas lodi. H - R diagrammā zvaigzne nonāk uz galvenās secības.
2. att. Protozvaigznes ilustrācija (SciTechDaily attēls)
Ja sākotnējā starpzvaigžņu mākoņa masa ir mazāka nekā 0,08 Saules masas, tad no tā “īsta” zvaigzne neizveidojas, jo tā nespēj sakarst tik lielā mērā, lai zvaigznē sāktos ūdeņraža kodolreakcijas. Šādas zvaigznes sauc par brūnajiem punduriem (3. att), ar to norādot, ka zvaigžņu temperatūra ir zema (400 līdz 2000 K) un starjauda - niecīga. Ja brūnos pundurus atzīmētu H - R diagrammā, tie atrastos pašā labajā, apakšējā stūrī. Pēc izmēriem un fizikālajiem raksturlielumiem brūnie punduri ir kaut kas vidējs starp lielu planētu un pundurzvaigzni. Tie izstaro galvenokārt infrasarkano starojumu, nevis gaismu. Siltums tajos rodas, zvaigznei turpinot lēni saspiesties. Pirmais brūnais punduris tika atklāts 1994. gadā.
3. att. Mākslinieka interpretācija brūnajam pundurim (NASA/JPL-Caltech attēls)
Galvenā secība
Kad zvaigzne nokļūst uz galvenās secības, tās dzīvē sākas stabilākais un ilgstošākais posms. 90% no visām zvaigznēm visumā atrodas tieši šajā posmā. Šajā laikā zvaigznes centrālajā daļā norisinās kodoltermiskās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Pārvēršanās iespējama divos veidos: protonu - protonu cikla reakcijās un oglekļa - slāpekļa cikla reakcijās.
Kas tad īsti ir kodolsintēze un kāpēc tā ir svarīga? Tas ir process, kurā notiek kodolu saplūšana, kā rezultāta rodas "smagāks" atoms, un papildus tam tas rada enerģiju. Galvenajām secības zvaigznēm visbiežāk notiek ūdeņraža jeb protonu - protonu kodolsintēzes cikls, kurā ir vajadzīgi četri ūdeņraža atomi, lai radītu vienu hēlija atomu. Ir arī citi kodolsintēzes cikli, bet tiem vajag krietni lielākas masas zvaigznes par Sauli, lai radītu pietiekamu temperatūru un spiedienu tās centrā, kā arī vajadzīgos sastāvdaļas. Piemēram, ir CNO jeb oglekļa - slāpekļa cikls, kur, izmantojot oglekli, slāpekli un skābekli, rada hēliju. Šis process ir sarežģītāks, un var notikt tikai ļoti lielām zvaigznēm, līdz ar to arī karstākām zvaigznēm. Tipiskā zvaigznes iekšēja strukūra ir redzama 4. att.
4. att. Tipiska struktūra galvenās secības zvaigznei ("Observer's Guide to Stellar Evolution", M. Inglis, Springer, 2003 attēls)
Abi minētie kodolreakciju cikli ir galvenais zvaigžņu enerģijas avots. Kodolreakcijas notiek ar noteiktu ātrumu, tādēļ ūdeņradis zvaigznes dzīlēs “deg” pakāpeniski, nevis uzliesmo milzīgā sprādzienā. Zvaigzne atrodas līdzsvarā, jo gāzes spiedienu tās dzīlēs līdzsvaro gravitācijas spēks.
Galvenās secības zvaigznes var iedalīt pēc to spektrālās klasifikācijas, kā minēts iepriekšējā sadaļā "Zvaigžņu īpašības". Karstākās zvaigznes, respektīvi O vai B tipa zvaigznes, būs vismasīvākās, ar augstāko temperatūru un arī ar visīsako mūžu (5. att.). Lielā izmēra un karstuma dēļ O tipa zvaigznes patērē milzu daudzuma enerģijas, līdz ar to tās ātri iztērē visu ūdeņradi un turpina gaitas kā sarkanie pārmilži. To dzīves ilgums ir pāris milijoni gadu, kas salīdzinoši ar citām zvaigznēm ir ļoti maz. To iekšējā strukūra arī ir citādāka nekā mazāka tipa zvaigznēm, kur kodols ir konvektīvs un tikai āprus tā ir starojuma pārneses zona (6. att.).
5. att. Galvenās secības zvaigžņu tipu izmēru salīdzinājums (Wikipedia attēls)
Mazāka izmēra zvaigznes, kā Saule, spēj dzīvot daudz ilgāk - vairākus milijardus gadu. To iekšējā struktūra ir jau iepriekš minētā (4. att.), vai arī pilnībā konvektīva zemo temperatūru dēļ (6. att.). Šīs mazās zvaigznes spēj dzīvot ļoti ilgi - to dzīves ilgums spēj pārsniegt pat Visuma vecumu! Tas nozīmē, ka pirmās zvaigznes Visumā, kuras ir krietni mazākas par Sauli, vēljoprojām "dedzina" ūdeņradi savā kodolā jau gandrīz 14 milijards gadu. Šādu zvaigžņu atrašana un novērošana būtu ļoti vērtīga, jo tas dotu informāciju par to, kā zvaigznes atšķīrās Visuma sākumā, kā arī varētu uzzināt par to, kāds bija sākotnējais Visuma sastāvs. Tik tiešām, zvaigznes agrīnajā visumā izcili refkletē tā sastāvu, jo gāzu mākoņi, no kuriem zvaigzne veidojās, bija "nepiesārņota". Mūsdienās gāzes mākoņi, no kuriem zvaigznes veidojas, ir "piesārņoti" ar dažādiem metāliem, kas radušies zvaigžņu kodols un citos procesos galaktikās. Šī faktora dēļ zvaigznes arī iedala trīs kategorijas: 1. populācijas, 2. populācijas un 3. populācijas. Tās tiks aprakstītas "Daudzveidīgās zvaigznes" sadaļā.
6. att. Galvenās secības zvaigžņu iekšējā struktūra atkarībā no to masas
Sarkanā milža stadija
Kad ūdeņraža krājumi kodolā ir gandrīz iztērēti, zvaigznē sākas pārmaiņas. Kodolreakcijas kodolā apstājas, bet slānī ap to turpinās ūdeņraža degšana (7. att.). No hēlija sastāvošais kodols saspiežas un kļūst karstāks. Tas paātrina ūdeņraža degšanu apvalkā, jo tas ir tuvāk kodolam, līdz ar to lielāka temperatūra, kas palīdz ūdeņraža degšanai. Lai pieaugušo enerģijas daudzumu aizvadītu uz ārpusi, zvaigznes apvalks ievērojami izplešas, bet zvaigznes virsmas temperatūra pazeminās. Zvaigzne H-R diagrammā pārvietojas pa labi uz augšu un kļūst par sarkano milzi. Šajā laikā zvaigznes rādiuss ir vairāki desmiti Saules rādiusu, virsmas temperatūra ap 3000 K. Tālākā zvaigžņu evolūcija norisinās samērā strauji un ir atkarīga no to masas. Saules masas un mazliet lielākas zvaigznes vēl varēs savā nākotnē sākt hēlija degšanu, bet tas arī viss. Masīvākas zvaigznes turpinās savu evolūciju ar vēl dažādu elementu "dedzināšanu".
7. att. Sarkanā milža uzbūve un galvenie procesi
Sarkanais Pārmilzis
Pašas masīvākās zvaigznes šajā evolūcijas posmā pārvietojas uz Hercšprunga-Rasela diagrammas labo augšējo stūri un kļūst par sarkanajiem pārmilžiem. Ļoti augstā temperatūrā tajās sintezējas arvien smagāki ķīmiskie elementi, līdz zvaigznes centrā izveidojas dzelzs kodols. Šajā evolūcijas posmā zvaigznei ir slāņveida, sīpolam līdzīga struktūra. Tā kā par dzelzi smagāku ķīmisko elementu sintēzes procesā enerģija neizdalās, bet gan tiek patērēta, līdzsvars zvaigznē tiek izjaukts. Tā kā vairs nav kodolreakcijas zvaigznes centrā, nav nekas, kas pretotos gravitācijas spēkam. Šī iemesla dēļ kodols ļoti ātri saraujas, tikmēr ārējie slāņi, ja zvaigznes masa ir bijusi pietiekami liela, tiek izsviesti sprādziena rezultātā, ko sauc par pārnovu (8. att.).
8. att. Supernovas jeb pārnovas ilustrācija (skyatnightmagazine attēls)
Tālākais zvaigznes liktenis ir atkarīgs no pāri palikušās masas. Ja tā nepārsniedz 2 līdz 3 Saules masas, tad zvaigznes saspiešanās apstājas. Izveidojas ļoti kompakts objekts - neitronu zvaigzne. Ja atlikusī masa pārsniedz 2 līdz 3 Saules masas, tad nekādi procesi zvaigznes iekšienē nespēj aizkavēt gravitācijas kolapsu un zvaigzne kļūst par melno caurumu. Tātad zvaigzne beidz dzīvi vienā no trim veidiem - kā baltais punduris, neitronu zvaigzne vai melnais caurums.
Saule izveidojās aptuveni pirms 5 miljardiem gadu. Pēc tikpat ilga laika Saule kļūs par sarkano milzi, bet dzīves beigās - par balto punduri. Sarkanā milža stadijā Saule izstaros tik daudz enerģijas, ka Zeme sakarsīs un vairs nebūs apdzīvojama.
Baltais punduris
Tātad, ja zvaigznes kodola masa nepārsniedz 1,4 Saules masas, evolūcijas beigās no tās izveidojas baltais punduris (9. att.), bet zvaigznes nomestais apvalks izveido gredzenveida miglāju, kuru sauc par planetāro miglāju, jo, raugoties nelielā teleskopā, tas izskatās līdzīgs planētas diskam. Tomēr tam nav nekāda saistība ar planētām. Šajā evolūcijas posmā zvaigzne met plašu loku H-R diagrammā un samērā strauji nonāk balto punduru apgabalā diagrammas lejasdaļā. Miglājs palēnām izklīst kosmiskajā telpā, bet baltais punduris turpina spīdēt vēl daudzus miljardus gadu. Tā kā zvaigznes dzīlēs vairs nenotiek kodolreakcijas, baltais punduris staro tikai uz uzkrātās siltumenerģijas rēķina un pakāpeniski atdziest. Baltie punduri pakāpeniski pārvēršas melnajos punduros, bet, lai tas notiktu, jāpaiet vairāk nekā 10 miljardiem gadu un Visuma vecums acīmredzot vēl ir par mazu, lai kāds melnais punduris vispār būtu izveidojies.
9. att. Baltā pundura ilustrācija (Future attēls)
Bet ja vairs nenotiek kodolreakcijas, kā baltais punduris spēj pretoties gravitācijas spēkam? Šajā gadījumā spiediens ir radīts no deģenerētas elektronu gāzes, kas ir kvantu mehānikas fenomens balstīts uz Pauli aizlieguma principu. Spiediens rodas, elektroniem liedzot ieņemt vienu un to pašu kvantu stāvokli, kas dod tiem lielu kinētisko enerģiju. Tas ir pietiekami, lai ļautu baltajam pundurim izdzīvot milijardiem gadu!
Baltie punduri ir ļoti mazas un blīvas zvaigznes. Tipiska baltā pundura diametrs ir tikai 10 tūkstoši kilometru - aptuveni vienāds ar Zemes diametru. Ja zvaigznes masa ir vienāda ar Saules masu, nav grūti aprēķināt, ka viena sērkociņu kastīte baltā pundura vielas sver 140 tonnas! Šī tipa zvaigznes sastāv no oglekļa un skābekļa atomu kodoliem un ļoti blīvi sakārtotiem elektroniem. Pavisam Galaktikā jābūt aptuveni 10 miljardiem balto punduru, bet mazās starjaudas dēļ mēs varam saskatīt tikai tuvākos no tiem. Piemēram, Sīriusa un Prociona pavadoņi ir baltie punduri.
Interesanti, ka baltie punduri atdziest ļoti paredzamā veidā. Vienādas masas baltie punduri atdziest vienādi, un ja ir iespējams noteikt to temperatūru, tad var noteikt arī to vecumu. Savukārt tas dod informāciju par visu galakatikas vecumu. Šajā gadījumā baltie punduri ir kā galaktikas pukstenis! Jāatzīst, ka jaunākie pētījumi ir atklājuši, ka dažiem baltajiem punduriem ir ūdeņraža apvalks, kas spēj dot papildus enerģiju, līdz ar to tas atdziest lēnāk. Beigu beigās, lai gan baltajiem punduriem ir līdzīgas masas un iekšējā struktūra, tomēr arī ir pietiekami daudz atšķirību: dominējošais sastāvs kodolā, ārējais slānis un izmaiņas vecuma dēļ!
Neitronu zvaigznes un pulsāri
Ja pēc supernovas jeb pārnovas sprādziena atlikusī zvaigznes masa ir robežās no 1,4 līdz 2 – 3 Saules masām, gravitācijas kolapsa rezultātā izveidojas neitronu zvaigzne (10. att.). Neitronu zvaigznes ir vismazākās un visblīvākās zvaigznes. To diametrs ir tikai 20 līdz 30 km, taču vidējais blīvums ir fantastiski liels - 1017 kg/m3. Viena neitronu zvaigznes vielas kubikcentimetra masa ir 100 miljoni tonnu!
Arī neitronu zvaigžņu uzbūve ir neparasta, kā arī līdz garam neizprasta, tā kā zvaigznes blīvums ir tik milzīgs. Tā tika izveidota, zvaigznes kodolam kolapsējot, un savienojot elektrons un protonus, lai izviedotu neitronus. Līdz ar to zvaigznes centrālā daļa sastāv no neitroniem un tai piemīt šķidruma īpašības. Zvaigznes ārējo daļu veido dzelzs atomu kodoli, kuriem ir cietvielas īpašības. Var uzskatīt, ka neitronu zvaigznei ir šķidrs kodols un cieta garoza. Neitronu zvaigznes ir viskarstākās zvaigznes - to virsmas temperatūra pārsniedz 1 miljonu K. Šādā temperatūrā zvaigzne izstaro galvenokārt nevis redzamo gaismu, bet gan rentgenstarojumu. Šīs zvaigznes ļoti strauji griežas, un tām ir spēcīgs magnētiskais lauks.
10. att. Neitronu zvaigznes un tās magnētiskā lauka līniju ilustrācija (ESA attēls)
Neitronu zvaigžņu pastāvēšana tika teorētiski paredzēta jau 1934. gadā, bet tikai 1992. gadā izdevās tieši saskatīt pirmo neitronu zvaigzni, jo mazās starjaudas dēļ tās atsevišķi tikpat kā nav saskatāmas. Tās ieraugāmas vienīgi tad, ja ar tām saistīts kāds fizikāls efekts, kurā rodas pietiekami spēcīgs starojums. Piemēram, neitronu zvaigzni var redzēt kā pulsāru. Pulsārs ir rotējoša neitronu zvaigzne, kas izstaro regulārus radioviļņu impulsus.
Neitronu zvaigzne griežas ļoti ātri, dažas pat simtiem reižu sekundē! Šo milzīgo rotācijas ātrumu tās sasniedz, pateicoties impulsa momenta saglabāšanai. Kad masīva zvaigzne kolapsē, tās rādiuss samazinās līdz niecīgam izmēram, taču impulsa moments paliek nemainīgs. Tā rezultātā rotācijas ātrums strauji pieaug, līdzīgi kā daiļslidotājai, kas, rotējot ar izstieptām rokām, paātrina savu griešanos, sakļaujot rokas tuvāk ķermenim. Papildus tam, šīm zvaigznēm ir ļoti spēcīgs magnētiskais lauks - vairāk kā milijards reižu spēcīgāks nekā Zemei. Tas ļauj lādētām daļiņām lielā ātrumā izšauties no zvaigznes poliem (10. att.).
Zvaigznei griežoties, stars periodiski pagriežas pret Zemi un ir redzams uzliesmojums - impulss. To var iztēloties kā bāku, kas regulāri staro pret novērotāju. Pulsārus (11. att.) atklāja angļu astronomi 1967. gadā. Tas notika nejauši, gatavojot radioteleskopu citiem novērojumiem. Ritmiskie radiosignāli astronomos izraisīja lielu pārsteigumu. Sākumā tos uzskatīja par ārpuszemes civilizāciju raidītiem signāliem.
11. att. Pulsāra ilustrācija. Rozā līnījas ir spēcīgs radioviļņu kūlis (NASA attēls)
Pulsāri, kas nesen izveidojušies, izstaro ne tikai radioviļņus, bet arī gamma starojumu, rentgenstarojumu, infrasarkano starojumu un redzamo gaismu. Tāds, piemēram, ir pulsārs Krabja miglājā (12. att.). Starojot neitronu zvaigzne zaudē rotācijas enerģiju, un tās griešanās ātrums samazinās. Tādēļ, pulsāram novecojot, tās impulsu novēro retāk. Ir vērts pieminēt, ka pulsāriem ir ārkārtīgi precīzs un stabils rotācijas periods. Šī precizitāte padara pulsārus par dabiskām kosmiskām "pulksteņiem". Turklāt, perioda izmaiņas ir tik paredzamas, ka tās ļauj astronomiem iegūt vērtīgu informāciju ne tikai par pašu neitronu zvaigzni, bet arī par tās apkārtējo vidi. Piemēram, pulsāru pētījumi palīdz izprast neitronu zvaigznes iekšējo struktūru, magnētisko lauku un pat izmantot tos gravitācijas viļņu meklējumos.
12. att. Krabja miglājs, kas radies pārnovas rezultāta. Tajā atrodas pulsārs (NASA/ESA attēls)
Līdz šim atklāti vairāk kā 3000 pulsāru. Ne visi pulsāri atrodas pārnovu miglājos, un arī ne katrā pārnovas miglājā ir pulsārs. Tam ir vairāki cēloņi. Pirmkārt, nav iespējams redzēt tos pulsārus, kuru stars “netrāpa” Zemei. Otrkārt, pulsāri pastāv ievērojami ilgāk nekā pārnovu miglāji. Miglājs izklīst, bet pulsārs turpina pastāvēt. Treškārt, pārnovas sprādziens var būt nesimetrisks vai notikt dubultzvaigznes sistēmā. Tādā gadījumā pulsārs tiek izsviests no miglāja.
13. att. Bināras sistēmas ilustrācija ar neitronu zvaigznēm (GSFC/D.Berry attēls)
Neitronu zvaigznes arī var atrasties binārā sistēmā (13. att.), kur tās rotē viena ap otru. Sistēma zaudē rotācijas enerģiju, izstarojot gravitācijas viļņus, kas satuvina abas zvaigznes tuvāk un tuvāk. Jo tuvāk tās rotē viena ap otru, jo stiprāki ir gravitāicjas viļņi, jo ātrāk tās zaudē savu enerģiju. Galu galā tās saduras, radot kilonovu. Tās rezultātā rodas smagie metāli, ieskaitot zeltu un platīnu.
Melnais caurums
Vēl neparastāki kosmosa objekti ir melnie caurumi (14. att.), kas izveidojas masīvu zvaigžņu evolūcijas galarezultātā, ja atlikusī zvaigznes masa pārsniedz 2 līdz 3 Saules masas. Melnais caurums ir telpas apgabals ap masīvu ķermeni, kura gravitācijas lauks ir tik spēcīgs, ka to nespēj atstāt ne materiāls ķermenis, ne starojums. Melnie caurumi, kas rodas no zvaigznēm, ir ļoti mazi. Piemēram, lai Saule kļūtu par melno caurumu, tai būtu jāsaspiežas līdz 6 km diametram.
Melnā cauruma izmērus nosaka gravitācijas rādiuss jeb notikumu horizonts. Tas ir attālums no melnā cauruma centra, kurā otrais kosmiskais ātrums jeb ātrums nepieciešams, lai tiktu prom no tā gravitācijas ietekmes, ir vienāds ar gaismas ātrumu. Ja kāds ķermenis atrodas ārpus notikumu horizonta, tad tas, attīstot pietiekami lielu ātrumu, var aizlidot projām no melnā cauruma. Ja ķermenis atrodas gravitācijas rādiusa iekšpusē, tad tam jāattīsta ātrums, kas ir lielāks par gaismas ātrumu, bet tas, saskaņā ar fizikas likumiem, nav iespējams. Tāpēc jebkurš objekts - gaismas stars, puteklis vai kosmosa kuģis, kas nokļuvis melnajā caurumā, to vairs nespēj atstāt.
14. att. Melnā cauruma ilustrācija. Apkārt tam ir akrēcijas disks, kā arī ir redzama melnā cauruma aizmugure tā spēcīgā telpas liekuma dēļ (Forbes attēls)
Ja neitronu zvaigznes ir interesantas ar to eksotisko fiziku kodola iekšienē, tad melnie caurumi zināmo fiziku apgāž kā tādu. Šobrīd visaptverošākā teorija ir vispārīgā relativitāte, un tā pietiekami labi spēj aprakstīt to, kas notiek ap melno caurumu, bet tā paredz, ka melnā cauruma centrā atrodas singularitāte - visa tā masa atrodas vienā punktā ar bezgalīgu blīvumu. Dabā singularitātes neeksistē, tāpēc ir skaidrs, ka ir nepieciešamas jaunas teorijas, lai melnos caurumus aprakstītu.
Vēl viena mistērija ir informācijas paradokss - vai viss, kas ieiet melnajā caurumā, ir pazudis bez vēsts un nav vairs iespējams atgūt jebkādu informāciju par to? Stīvens Hokings ir nācis klajā ar Hokinga starojumu (15. attēls), kas ir kvantu efekts, kurā virtuālo daļiņu pāri rodas uz melnā cauruma robežas. Viens pazūd nebūtībā iekš melnā cauruma, bet otrs tiek brīvībā, kļūstot par īstu daļiņu. Lai kompensētu šīs jaunās daļiņas masu, kas ir radusies "no zila gaisa", melnajam caurumam par to ir jāmaksā, atdodot daļu savas masas. Šis izskaidro, ka arī melnie caurumi nav mūžīgi, un tie lēnām zaudē masu, tomēr tas vēl neatrisina informācijas paradoksu, jo brīvā daļiņa nenes informāciju par to, kas ir iekšā melnajā caurumā.
15. att. Hokinga starojuma princips (Getty Images attēls)
Melnais caurums pats par sevi nav novērojams, ja vien uz to nekrīt starpzvaigžņu gāze, kas atdod enerģiju starojuma veidā. Ja melnais caurums ietilpst dubultsistēmā, kuras otra komponente ir normāla zvaigzne, tad viela pārplūst no zvaigznes uz melno caurumu, veidojot ap to akrēcijas disku. Diska vielai krītot melnajā caurumā, rodas spēcīgs rentgenstarojums. Līdz šim atklāti tikai daži rentgenstarojuma avoti, kuru neredzamā komponenta masa ir tik liela, ka tos var uzskatīt par melnajiem caurumiem.
Melnos caurumus arī netieši var novērot ar gravitācijas viļnu palīdzību, līdzīgi kā neitronu zvaigznes. Arī šeit ir nepieciešams, lai tie ir binārā sistēmā, un šajā gadijumā gravitācijas viļni pat ir spēcīgāki, jo melnie caurumi ir blīvāki un kompaktāki. Ar šo metodi ir atklāti aptuveni 100 melno caurumu.
