Մեծ միասնական տեսությունները չեն ընդգրկում գրավիտացիոն ուժը։ Սա առանձնահատուկ նշանակություն չունի, որովհետև գրավիտացիոն ուժը այնքան թույլ է, որ կարելի է այն արհամարհել, երբ մենք գործ ունենք տարրական մասնիկների և ատոմների հետ։ Սակայն, այն փաստը, որ դրանք երկուսով հեռավոր ազդեցության ուժեր են և բնույթով՝ միշտ ձգողական, նշանակում է, որ նրանց ազդեցությունը գումարային է։ Այսինքն, եթե նյութական մասնիկների թիվը շատ մեծ է, ապա գրավիտացիոն ուժը կարող է գերազանցել մյուս բոլոր ուժերին։ Ահա թե ինչու է գրավիտացիոն ուժը<ref>Հարց է ծաում, գոյություն ունի՞ արդյոք փոխազդեցություն գրավիտացիոն ուժի և մյուս երեք քվանտային ուժերի միջև։ Բանն այն է, որ գրավիտացիոն ուժը տարածություն֊ժամանակի տիրույթում նյութի առկայության հետևանքն է։ Չնայած այդ ուժի էությունը մեզ հայտնի չէ դեռևս, բայց մենք գիտենք, որ նյութը որոշակի կառույց ունի, այն կազմված է որոշակի թվով պրոտոններից ու նեյտրոններից, նրանց կապի էներգիայից և վերջապես ատոմների ներքին փոխդասավորությունից։ Ըստ ոմանց, նյութի այդ կառուցվածքային առանձնահատկությունը պայմանավորում է մի հինգերորդ ուժ, որը հակազդում է գրավիտացիոն ուժին և գործում մինչև մի քանի հայրուր կիլոմետր հեռավորությունների վրա։ Սա վիճելի, բայց հետաքրքիր հարզ է, որի մասին մանրամասնորեն խոսվում է «National Geographic Magazine» ամսագրի 1989 թվականի մայիսի և սեպտեմբերի համարներում։</ref> որոշում տիեզերքի էվոլյուցիան։ Նույնիսկ այն չափի մարմինների համար, ինչպիսիք աստղերն են, գրավիտացիոն ձգողական ուժը կարող է գերազանցել մյուս բոլոր ուժերին և ստիպել, որ աստղը կոլապսվի։ 1970֊ի իմ ուսումնասիրությունները կենտրոնացած էին սև խոռոչներին, որոնք կարող են առաջանալ այդպիսի աստղային կոլապսի արդյունքում, և նրանց շուրջ առկա հզոր գրավիտացիոն դաշտերի վրա։ Այս էր պատճառը, որն ինձ հուշեց այն մասին, թե ինչպես կարող են ընդհանուր հարաբերականությունը և քվանտային մեխանիկան լրացնել միմյանց, և սա եղավ գրավիտացիոն քվանտային մեխանիկայի առաջին առկայծումը։
==6==
Սև խոռոչներ
Սև խոռոչ տերմինն առաջացել է ընդամենը վերջերս։ 1969֊ին այն ներմուծել է ամերիկացի գիտնական Ջոն Ուիլլերը, որպեսզի պատկերավոր ձևով նկարագրի մի գաղափար, որն առաջացել էր առնվազն երկու հարյուր տարի առաջ, երբ լույսի բնույթը բացատրող երկու տեսություն կար։ Մեկը Նյուտոնի առաջարկած լույսի մասնիկային տեսությունն էր, մյուսը՝ լույսի՝ ալիքներից կազմված լինելու տեսությունը։ Մենք այժմ գիտենք, որ այդ երկու տեսությունն էլ, իրապես ճիշտ են։ Համաձայն քվանտային մեխանիկայի, որի հիմքում ընկած է լույսի արլիք֊մասնիկային երկվությունը, լույսը կարելի է դիտել և՛ որպես մասնիկ, և՛ որպես ալիք։ Լույսի ալիքներից կազմված լինելու տեսությունը պարզ չէր սակայն, թե այն իրեն ինչպես կպահի գրավիտացիոն դաշտում։ Իսկ եթե լույսը կազմված է մասնիկներից, ապա սպասելի էր, որ գրավիտացիոն դաշտը լույսի վրա պետք է թողներ այնպիսի ազդեցություն, ինչպիսին թողնում է արկերի, հրթիռների և մոլորակների վրա։ Սկզբում մարդիկ մտածում էին, թե լույսի մասնիկները շարժվում են անսահման մեծ արագությամբ, ուստի գրավիտացիոն դաշտն ի վիճակի չէ դանդաղեցնել նրանց ընթացքը։ Բայց Ռոեմերի հայտնագործությունը, ըստ որի լույսն ունի վերջավոր արագություն, վկայում էր, որ գրավիտացիան կարող է էական ազդեցություն թողնել լույսի վրա։
Այս ենթադրության հիման վրա Քեմբրիջի համալսարանի դասախոս Ջոն Միչելը 1783֊ին Լոնդոնի Թագավորական ընկերության փիլիսոփայական հաղորդակցություններում տպած մի հոդվածում ուշադրություն հրավիրեց այն հարցի վրա, որ, երբ աստղը բավականին զանգվածեղ և խիտ լինի, ապա այն պետք է այնպիսի գրավիտացիոն դաշտ ունենա, որ լույսը չկարողանա արձակվել, իսկ եթե, այնուամենայնիվ, որոշ լույս արձակվի աստղի մակերևույթից, ապա գրավիտացիոն դաշտը պետք է հետ քաշի այն և թույլ չտա իրենից հեռանալ։ Միչելը գտնում էր, որ այդպիսի աստղեր կարող են շատ լինել։ Չնայած մենք նրանց չենք կարող տեսնել, որովհետև նրանց լույսը մեզ չի հասնի, սակայն այդ աստղերի գրավիտացիոն ձգողականությունը կզգանք։ Հենց այսպիսի առարկաներն այն են, ինչ մենք անվանել ենք սև խոռոչներ, որովհետև դրանք, ըստ էության մթին դատարկություններ են տարածության մեջ։ Մի քանի տարի անց նմանօրինակ առաջարկություն արեց ֆրանսիացի գիտնական մարկիզ դը Լապլասը՝ ամենայն հավանականությամբ Միչելից անկախ։ Հետաքրքրական է բավականին, որ Լապլասը դա ներառել է իր՝ «Աշխարհի համակարգը» գրքի միայն առաջին և երկրորդ հրատարակություններում, սակայն ավելի ուշ հրատարակությունից հանել է, հավանաբար, ենթադրելով, որ անիմաստ է։ (Արդեն 19֊դարում լույսի մասնիկային տեսությունը մոռացվել էր և, կարծես ամեն ինչ կարելի էր բացատրել ալիքային տեսությամբ, որի համաձայն, ինչպես ասվեց, հստակ չէ գրավիտացիոն դաշտը կարո՞ղ էր արդյոք ներգործել ալիքային շարժման վրա ընդհանրապես)։
Իրականում, բոլորովին անտեղի էր լույսի մասնիկը պատկերել որպես թնդանոթի արկ, ինչպես դա արվում է Նյուտոնի ձգողականության տեսության մեջ, այն պատճառով, որ լույսի արագությունը հաստատուն է։ (Որովհետև դեպի վեր կրակված արկը աստիճանաբար կդանդաղի ձգողական ուժի ազդեցության տակ և վերջապես վայր կընկնի):<ref>Եթե արագությունը մեծ է որոշ կրիտիկական (տիեզերական) արժեքից, ապա արկը կպոկվի երկրի ձգողական ուժից և դուրս կգա երկրաշուրջ ուղեծիր կամ միջմոլորակային տարածություն։</ref>
Ֆոտոնը, սակայն, հաստատուն արագությամբ կշարունակի բարձրանալ վեր։ Ինչպե՞ս կարող է այժմ նյուտոնյան ձգողականությունը ազդել լույսի վրա։ Լուսի վրա գրավիտացիոն դաշտի ազդեցության հետևողական տեսությունը տվեց շատ ավելի ուշ՝ 1915֊ին, երբ Էյնշտեյն առաջարկեց ընդհանուր հարաբերականությունը։ Սակայն նույնիսկ դրանից հետո երկար ժամանակ պահանջվեց, որպեսզի հասկացվեր մեծ զանգված ունեցող աստղերի տեսության նշանակությունը։
Որպեսզի հասկանանք, թե ինչպես է առաջանում սև խոռոչը, առաջին հերթին հարկավոր է իմանալ, թե ի՞նչ բան է աստղի կյանքի շրջափուլը։ Աստղն առաջանում է, երբ մեծ քանակությամբ գազը (հիմնականում ջրածին) կոլապսվում է ինքն իր մեջ իր գրավիտացիոն ձգողության ազդեցությամբ։ Սեղմված գազի ատոմներն իրար ավելի հաճախ և աստիճանաբար ավելի մեծ արագությամբ են բախվում, և սեղմված գազը տաքանում է։ Վերջապես գազն այն աստիճան է տաքանում, որ իրար հետ բախվող ջրածնի ատոմները ոչ թե հետ են մղվում, այլ ընդհակառակը՝ իրար են միանում և առաջացնում հելիում։ Այս ռեակցիայի արդյունքում մեծ քանակի ջերմություն է անջատվում, ինչպես ջրածնային ռումբի պայթման ժամանակ, որից և աստղը փայլատակում է։ Այդ լրացուցիչ ջերմության շնորհիվ այնքան է բարձրանում գազի ճնշումը, մինչև որ բավարարի հավասարակշռելու գրավիտացիոն ձգողությունը, և գազի սեղմվելը դադարում է։ Այս վիճակը նման է օդապարիկի վիճակին, երբ գազի ներքին ճնշումը ձգտում է ընդարձակել օդապարիկը, իսկ ռետինե թաղանթի լարվածությունը՝ փոքրացնել ծավալը, և ստեղծվում է հավասարակշռություն։ Այդ նույն ձևով աստղերը կարող են այնքան ժամանակ կայուն մնալ, քանի դեռ միջուկային ռեակցիայի առաջացրած ջերմությունը հավասարակշռում է գրավիտացիոն ձգողականությանը։ Սակայն, ի վերջո, ջրածնի կամ այլ վառելանյութի պաշարները կսպառվեն։ Որքան էլ տարօրինակ է, ինչքան սկզբնական վառելանյութի պաշարը մեծ է, այնքան արագ է սպառվում այն։ Եվ որքան տաք է աստղը, այն այնքան արագ կսպառի իր պաշարը։ Մեր արեգակը հավանաբար բավական պաշար ունի՝ ավելի քան հինգ հազար միլիոն տարվա, բայց շատ ավելի զանգվածեղ աստղերն իրենց վառելայնությունը սպառած կլինեն ավելի փոքր՝ հարյուր միլիոն տարվա ընթացքում, որը շատ կարճ ժամանակամիջոց է տիեզերքի տարիքի համեմատ։ Երբ աստղերը սպառում են վառելանյութը, սկսում են սառչել և կծկվել։ Թե ինչպես է դա տեղի ունենում, պարզվեց միայն 1920֊ական թվականների վերջերին։
1928֊ին հնդիկ մի շրջանավարտ՝ Սուբրահամանիան Չանդրասեկհարը, Անգլիա ժամանեց Քեմբրիջի համալսարանում աստղագետ սըր Արթուր Էդինգտոնի մոտ ուսումնասիրություններ կատարելու համար, մի մարդու, որը հարաբերականության ընդհանուր տեսության խոշոր մասնագետ էր։ (Ըստ լայնորեն տարածված լուրերի, 1920֊ի սկզբներին մի լրագրող Էդինգտոնին իբր հարցրել է, թե ինքը լսել է, որ աշխարհում լոկ երեք գիտնական կարող են հասկանալ ընդհանուր հարաբերականությունը։ Էդինգտոնը մի պահ լսել և պատասխանել է․ «Փորձում եմ մտաբերել, թե ո՞վ է այդ երրորդը»)։ Չանդրասեկհարը Հնդկաստանից ճանապարհորդության ընթացքում լուծել է հետևյալ հարցը․ ի՞նչ չափսի պետք է լինի աստղը, որ իր ամբողջ վառելանյութը սպառելուց հետո կարողանա իր գոյությունը պահպանել սեփական գրավիտացիոն դաշտում։ Հարցի էությունը հետևյալն էր․ երբ աստղը կծկվում է, նյութական մասնիկները շատ են մոտենում իրար և, համաձայն Պաուլիի արգելակման սկզբունքների, պետք է շատ տարբեր արագություններ ունենան։ Դա ստիպում է նրանց հեռանալ միմյանցից և պատճառ դառնում, որ աստղը ընդարձակվի։ Ուստի աստղը կարող է հաստատուն շառավղով իր գոյությունը պահպանել, եթե գրավիտացիոն ձգողականությունը հավասարակշռվի այն վանողությամբ, որը առաջանում է արգելակման սկզբունքի շնորհիվ ճիշտ այնպես, ինչպես աստղի կյանքի սկզբնական շրջանում գրավիտացիոն ձգողականությունը հավասարակշռում էր անջատված ջերմությամբ։
Ընդ որում Չանդրասեկհարը քաջատեղյակ էր, որ արգելակման սկզբունքով պայմանավորված վանողական ուժերը պետք է ինչ֊որ սահման ունենան։ Հարաբերականության տեսությունը աստղերում մասնիկների արագությունների միջև առավելագույն տարբերությունը սահմանափակում է լույսի արագությամբ։ Սա նշանակում է, որ երբ աստղը բավականաչափ խտացել է, անորոշության սկզբունքով պայմանավորված վանողականությունը գրավիտացիոն ձգողականությունից փոքր կլինի։ Չանդրասեկհարի հաշվումները ցույց տվեցին, որ, եթե սառը աստղի զանգվածը արեգակի զանգվածից մեծ է մոտ մեկուկես անգամ, ապա այն չի կարող դիմակայել իր գրավիտացիոն ձգողությանը։ (Այս զանգվածն այսօր հայտնի է որպես Չանդրասեկհարի սահման)։
Գրեթե միևնույն ժամանակ նման հայտնագործություն էր կատարել նաև ռուս գիտնական Լև Դավիդովիչ Լանդաուն։
Չանդրասեկհարի սահմանը կարևոր նշանակություն ունեցավ մեծ զանգվածով աստղերի ապագա վիճակի խնդրում։ Երբ աստղի զանգվածը փոքր է այդ սահմանային մեծությունից, ապա ի վերջո աստղը կդադարի կծկվել և կհասնի կայուն վիճակի, ինչպես «սպիտակ թզուկը», որի շառավիղը մի քանի հազար մղոն է, իսկ խտությունը՝ մի քանի տասնյակ տոննա խորանարդ դյույմում։ Սպիտակ թզուկն իր գոյությունը պահպանում է շնորհիվ էլեկտրոնների միջև առկա վանողական փոխազդեցության՝ համաձայն Պաուլիի արգելակման սկզբունքի։ Մենք մեծ թվով սպիտակ թզուկներ ենք հայտնաբերել։ Առաջիններից մեկը, որ հայտնաբերվել է, պտտվում է Սիրիուսի շուրջը, որը գիշերային երկնակամարի ամենափայլուն աստղն է։
Լանդաուն նշել է, որ արեգակից մեկ կամ երկու անգամ մեծ սահմանային զանգված ունեցող աստղի համար հնարավոր է սպիտակ թզուկից շատ ավելի փոքր մի այլ վերջնական վիճակ։ Այս աստղերը պետք է կայուն լինեն արգելակման սկզբունքով պայմանավորված նեյտրոնների և պրոտոնների, քան էլեկտրոնների միջև վանողական փոխազդեցության շնորհիվ։ Այդ պատճառով էլ դրանք կոչվեցին նեյտրոնային աստղեր։ Սրանց շառավիղը կլինի մոտ տասը մղոն, իսկ խտությունը՝ տասնյակ միլիոն տոննա խորանարդ դյույումում։ Այն ժամանակ, երբ դրանք կանխագուշակվեցին, նեյտրոնային աստղերի դիտման միջոցներ դեռևս չկային։ Դրանք շատ ավելի ուշ հնարավոր եղավ հայտնաբերել։
Չանդրասեկհարի սահմանից ավելի մեծ զանգված ունեցող աստղերի վիճակը, որոնք սպառում են իրենց վառելանյութը, խիստ հարցական է։ Որոշ դեպքերում կարող է պատահել, որ աստղը պայթի կամ կարողանա այնքան նյութ կորցնել, որ հասնի Չանդրասեկհարի սահմանին և խուսափի գրավիտացիոն կոլապսի աղետից։ Սակայն դժվար է հավատալ, որ այդպիսի բան միշտ կարող է պատահել, անկախ այն բանից, թե որքան մեծ է աստղը։ Այն ինչ իմանա, թե պետք է կշիռ կորցնել։ Եվ նույնիսկ, եթե ամեն աստղ կարողանա բավարար նյութ կորցնելով կոլապսից խուսափել, ապա ի՞նչ կպատահի, եթե թզուկին կամ նեյտրոնային աստղին հավելյալ նյութ ավելացվի, և նրանց զանգվածը անցնի սահմանից։ Այդ աստղերը, ուրեմն, կոլապսի՞ պիտի ենթարկվեն՝ հասնելով անվերջ խիտ վիճակի։ Էդինգտոնը ուղղակի ցնցված էր դրանից և հրաժարվեց ընդունել Չանդրասեկհարի եզրահնգումները։ Էդինգտոնը մտածում էր, որ պարզապես անհնար է, որ աստղը կարող է կոլապսվել և մի կետ դառնալ։ Այս նույն կարծիքին էր գիտնականների մեծամասնությունը․ Էյնշտեյնը հանդես եկավ մի հոդվածով, որում պնդում էր, թե աստղը չի կարող կծկվել մինչև զերո չափսը։ Գիտնականների և մանսավորապես իր նախկին ուսուցչի և աստղագիտության առաջնակարգ մասնագետ Էդինգտոնի անբայրացակամությունն այդ հարցում համոզեցին Չանդրասեկհարին հրաժարվել այդ ուղղությամբ իր ուսումնասիրություններից և նվիրվել աստղագիտության այլ հարցերի, ինչպես օրինակ, աստղային կույտերի շարժումներն են։ Այնուամենայնիվ, երբ 1983֊ին Չանդրասեկհարին շնորհվեց Նոբելյան մրցանակ, դա մասամբ սառը աստղերի սահմանային զանգվածի ուղղությամբ անցյալում նրա կատարած աշխատանքների համար էր։
Չանդրասեկհարը ցույց էր տվել, որ արգելակման սկզբունքը բավարար չէ կանխելու այն աստղերի կոլապսումը, որոնց զանգվածը մեծ է Չանդրասեկհարի սահմանից։ Բայց թե ի՞նչ կպատահի այդպիսի աստղերի հետ ըստ հարաբերականության ընդհանուր տեսության, առաջինը պարզեց երիտասարդ ամերիկացի գիտնական Ռոբերտ Օպենհեյմերը 1939 թվականին։ Սակայն նրա եզրահանգումն այնպիսին էր, որ այդ ժամանակ օգտագործվող հեռադիտակներով հայտնաբերել և դիտել հնարավոր չէր։ Վրա հասավ Երկրորդ համաշխարհային պատերազմը, և Օպենհեյմերը մոտիկից ներգրավվեց ատոմական ռումբի ստեղծման աշխատանքներում։ Պատերազմի ավարտից հետո գրավիտացիոն կոլապսի հիմնահարցը հիմնովին մոռացության տրվեց, քանի որ գիտնականների մեծ մասն անցավ ատոմի միջուկի մասշտաբի հեռավորություններում տեղի ունեցող երևույթների ուսումնասիրությանը։ 1960֊ական թվականներին սակայն, շնորհիվ ժամանակակից տեխնիկական միջոցների կիրառման, հնարավոր եղավ աստղագիտական լայն մասշտաբի դիտարկումներ կատարել և հետքրքրությունը լայնամասշտաբ աստղագիտական և տիեզերագիտական ուսումնասիրությունների ուղղությամբ վերակենդանացավ։ Օպենհեյմերի աշխատանքները վերահայտնաբերվեցին, և շատերն այն ընդունեցին։
Օպենհեյմերի աշխատանքներից ելնելով՝ հարցը կարելի է պատկերացնել այսպես․ աստղի գրավիտացիոն դաշտը փոխում է տարածություն֊ժամանակի մեջ տարածվող լույսի ճառագայթների ուղին, և աստղը երևում է այնտեղ, որտեղ իրականում չկա։ Լուսակոները, որոնք ցույց են տալիս նրանց գագաթի արձակված լույսի ճառագայթների ուղին տարածություն֊ժամանակի մեջ, աստղի մակերևույթի մոտ թեթևակի դեպի ներս թեքված կլինեն։ Դա կարելի է տեսնել հեռավոր աստղերից եկող լույսի թեքման միջոցով, ինչը դիտվում է արեգակի խավարման ժամանակ։ Երբ աստղը կծկվում է, գրավիտացիոն դաշտն ավելի է մեծանում, և լուսակոների՝ դեպի ներս թեքվածությունը խորանում է։ Այսպիսով, դա դժվարացնում է լույսի ձերբազատումը աստղից, և հեռվից դիտողին նրանցից եկող լույսը թուլացած կարմիր է երևում։ Վերջապես, երբ կծկման հետևանքով աստղի շառավիղը հասնում է որոշակի կրիտիկական մեծության, և գրավիտացիոն դաշտի ուժն այն աստիճան է աճում, և կոները այն աստիճան են կորանում, որ լույսը բոլորովին չի կարող արձակվել (նկ․ 6.1)։ Համաձայն հարաբերականության տեսության ոչինչ չի կարող շարժվել լույսից ավելի արագ։ Եվ քանի որ չի կարողանում պոկվել գրավիտացիոն դաշտից, ուստի ոչինչ չի կարողանա դա անել, ու ամեն ինչ գրավիրացիոն դաշտի կողմից ետ կձգվի։ Այսպիսով գոյություն ունի պատահարների մի շարք՝ մի տիրույթ տարածություն֊ժամանակի մեջ, որտեղից հնարավոր չէ ձերբազատվել և հասնել հեռավոր դիտողին։ Հենց այդ տիրույթն էլ կոչվում է սև խոռոչ։ Նրա սահմանագիծը կոչվում է պատահույթի հորիզոն և համընկնում է լուսային ճառագայթների այն ուղու հետ, որից դուրս չի կարող անցնել սև խոռոչից արձակված լույսը։
Հասկանալու համար, թե մարդ ինչ կարող է տեսնել աստղի կոլապսի հետևանքով առաջացող սև խոռոչը դիտելիս, պետք է հիշել, որ համաձայն հարաբերականության տեսության, բացարձակ ժամանակ գոյություն չունի։ Յուրաքանչյուր դիտորդ ունի ժամանակի իր չափումը։ Աստղի գրավիտացիոն դաշտի պատճառով նրա վրա գտնվողի համար ժամանակն այլ է, քան նրանից որոշ հեռավորության վրա գտնվողի համար։ Ենթադրենք՝ մի անվեհեր տիեզերագնաց գտնվում է կոլապսի ենթարկվող աստղի մակերևույթին և աստղի հետ ինքն էլ է կոլապսվում և, իր ժամացույցով չափված, նա ամեն վայրկյան ազդանշան է ուղարկում դեպի աստղի շուրջ պտտվող տիեզերանավը։ Դիցուկ, նրա ժամացույցով ժամը 11.00֊ին աստղը կծկվելով փոքրացել է կրիտիկական շառավղից, և գրավիտացիոն դաշտը այնքան է ուժեղացել, որ որևէ ազդանշան այլևս չի կարող պոկվել նրանից և հասնել տիեզերանավին։ Մինչ ժամը մոտենում է 11.00֊ին, տիեզերանավի անձնակազմի համար ազդանշանների միջև ընկած ժամանակամիջոցները գնալով երկարում են, թեև այդ բանը ժամը 10 անց 59 րոպե 59 վայրկյանից առաջ շատ աննշան կլինի։ Այսպես, տիեզերագանացի10 անց 59 րոպե 58 վայրկյանին տրված ազդանշանից մինչև 10 անց 59 րոպե 59 վայրկյանի ազդանշանը մեկ վայրկյանից փոքր֊ինչ երկար կտևի, սակայն 11.00֊ի ազդանշանին նրանք կսպասեն անվերջ։ Տիեզերագնացի ժամացույցով ժամը 10 անց 59րոպե 59 վայրկանից մինչև 11.00֊ն աստղի մակերևույթից արձակված լույսի ալիքները ըստ տիեզերանավի անձնակազմի, կտարածվեն անսահման ժամանակամիջոցում։ Տիեզերանավին հասած՝ հաջորդական ալիքների միջև ընկած ժամանակամիջոցներն աստիճանաբար կերկարեն, ընդ որում աստղի ճառագայթումն աստիճանաբար ավելի կկարմրի և կթուլանա։ Ի վերջո աստղն այն աստիճան աղոտ կդառնա, որ տիեզերանավի համար կդառնա անտեսանելի, և այդ ամենի արդյունքում տիեզերքում կառաջանա մի սև խոռոչ։ Այնուամենայնիվ, աստղի գրավիտացիոն դաշտի ձգողության ուժը կգործի առաջվա նման, և տիեզերանավը կշարունակի պտտվել սև խոռոչի շուրջ։
Այս սցենարը, սակայն, լրիվ չի համապատասխանում իրականությանը հետևյալ պատճառով․ ձգողության ուժը թուլանում է աստղի մակերևույթից հեռանալիս, հետևաբար, այն միշտ ավելի ուժեղ կլինի մեր անվեհեր տիեզերագնացի ոտքերի մոտ, քան գլխի վրա։ Ուժերի այս տարբերությունը տիեզերագնացին կձգի մակարոնի նման և կամ բաժան֊բաժան կանի նրան՝ աստղը դեռ իր կրիտիկական շառաղվին չհասած, երբ ձևավորվում է պատահույթի հորիզոնը։ Սակայն մենք կարծում ենք, որ տիեզերքում կան ավելի զանգվածեղ մարմիններ, ինչպես գալակտիկաների կենտրոնական տիրույթները, որոնք կարող են գրավիտացիոն կոլապսի ենթարկվել և սև խոռոչ առաջացնել։ Այդ տեղերից մեկում գտնվող տիեզերագնացը մինչև սև խոռոչ առաջանալը կտոր֊կտոր չի լինի։ Կրիտիկական շառաղվին հասնելիս նա, փաստորեն, առանձնահատուկ ոչինչ չի զգում և անցում է կատարում դեպի անդարձություն՝ դա չնկատելով։ Այնուամենայնիվ, մինչ տիրույթը շարունակում է կոլապսվել, մի քանի ժամվա ընթացքում գրավիտացիոն ձգողական ուժերի տարբերությունը տիեզերագնացի ոտքերի և գլխի վրա այն աստիճան կմեծանա, որ նրան դարձյալ բաժան֊բաժան կանի։
1965֊ից մինչև 1970 թվականը Ռոջեր Պենրոուզի հետ իմ կատարած աշխատանքը ցույց տվեց, որ, ըստ հարաբերականության ընդհանուր տեսության, սև խոռոչում պետք է գոյություն ունենա անսահման խտություն և տարածություն֊ժամանակի կորության մի եզակիություն։ Սա բավականին նման է ժամանակի սկզբնավորման Մեծ պայթյունին, միայն այն տարբերությամբ, որ դա կոլապսվող մարմնի և տիեզերագնացի համար ժամանակի վերջն է։ Այս եզակիության համար գիտության օրենքներն ու մեր կանխագուշակման կարողությունը կորցնում են իրենց ուժը։ Բայց սև խոռոչից դուրս գտնվող ցանկացած դիտորդի համար կանխագուշակելու անկարողությունը որևէ նշանակություն չունի, որովհետև ո՛չ լույս, ո՛չ էլ որևէ այլ ազդանշան եզակիությայն կետից նրան չի կարող հասնել։ Այս ուշագրավ փաստը պատճառ դարձավ, որ Ռոջեր Պենրոուզը առաջարկեր տիեզերային գրաքննության վարկածը, որը կարելի է ձևակերպել հետևյալ կերպ․ «Աստված ատում է մերկ եզակիությունը»։ Այսինքն՝ գրավիտացիոն կոլապսի առաջացրած եզակիություններն առկա են միայն այնպիսի տեղերում, ինչպիսիք են սև խոռոչները, որոնք դրսից ղիտողներից պատշաճորեն թաքնվում են պատահութային հորիզոնով։ Խստորեն ասած, սա հայտնի է որպես թույլ տիեզերային գրաքննության վարկած․ դա սև խոռոչից դուրս գտնվող դիտորդներին պաշտպանում է եզակիության մեջ կանխատեսման անհնար լինելու հետևանքներից, սակայն ոչնչով չի օգնում խեղճ, դժբախտ տիեզերագնացին, որն ընկնում է խոռոչի մեջ։
Ընդհանուր հարաբերականության հավասարումներն ունեն մի քանի լուծումներ, որոնք թույլ են տալիս տիեզերագնացին դիտել մերկ եզակիությունը․ նա կարող է ի վիճակի լինել խուսափելու եզակիության հետ բախումից և փոխարենն ընկնել «որդնածակի» մեջ ու դուրս գալ տիեզերքի մի այլ տիրույթ։ Կարծես լայն հնարավորություններ են ստեղծվում տարածության և ժամանակի մեջ ճամփորդելու համար, բայց, դժբախտաբար, ինչպես պարզվում է, այս լուծումները կարող են շատ անկայուն լինել՝ նվազագույն խանգարող հանգամանքն անգամ, ինչպես հենց տիեզերագնացի ներկայությունն այդ տիրույթում կարող է լուծումն այնպես փոխել, որ տիեզերագնացը չնշմարի եզակիությունը, մինչև չբախվի նրա հետ և չավարտվի նրա կյանքի ժամանակը։ Այլ խոսքով ասած, եզակիությունը միշտ կլինի նրա ապագայում, ոչ թե անցյալում։ Տիեզերային գրաքննության վարկածի խիստ տարբերակի համաձայն, երբ լուծումն իրական է, եզակիությունները կամ լրիվ ապագայում կլինեն (ինչպես գրավիտացիոն կոլապսի եզակիությունը), կամ՝ լրիվ անցյալում (ինչպես Մեծ պայթյունը)։ Պետք է հուսալ, նաև, որ կլինի գրաքննչական վարկածի ինչ֊որ մի տարբերակ, երբ տարածության֊ժամանակի մերկ եզակիություններին շատ մոտ հնարավոր կլինի գնալ դեպի անցյալը։ Այդպիսի ճամփորդությունը թերևս արկածային վեպերի հեղինակներին ոգևորի, բայց կնշանակի, որ մեզանից ոչ ոքի կյանքն ապահովագրված չի լինի՝ մեկը կարող է մուտք գործել անցյալի մեջ և սպանել հորդ կամ մորդ՝ քո ձևավորվելուց դեռևս առաջ։
Պատահութային հորիզոնը, այսինքն՝ տարածության֊ժամանակի այն տիրույթի սահմանագիծը, որից դուրս ոչինչ չի կարող անցնել, կարելի է պատկերել որպես սև խոռոչը շրջափակող միակողմանի թաղանթ։ Ամեն ինչ, ինչպես անզգույշ տիեզերագնացը, կարող է պատահութային հորիզոնն անցնել և ընկնել սև խոռոչի մեջ, սակայն այնտեղից ոչինչ չի կարող դուրս գալ։ (Հիշեք, որ պատահությային հորիզոնը լույսի սահմանագիծն է և ոչինչ չի կարող լույսից ավելի արագ շարժվել)։ Պատահութային հորիզոնի մասին կարելի է կրկնել բանաստեղծ Դանթեի խոսքերը, արտասանված դժոխքի մուտքի առաջ․ «Ով մտնողներ, թողեք ձեր հույսը համայն» (թրգմ․ Ա․ Տայան)։ Ամեն ոք և ամեն ինչ, որ ներս է ընկնում պատահութային հորիզոնից, շուտով հասնում է անսահման մեծ խտության և ժամանակի վերջի տիրույթ։
Ընդհանուր հարաբերականությունը կանխագուշակում է, որ ծանր առարկաները շարժվելիս, տարածության կորության մեջ առաջացնում են գրավիտացիոն ալիքներ (կոհակներ), որոնք տեղաշարժվում են լույսի արագությամբ։ Սրանք նման են լույսի ալիքների, որոնք էլեկտրամագնիսական դաշտի կոհակներ են, սակայն ավելի դժվար են հայտնաբերվում։ Լույսի նման, դրանք կրում են իրենց արձակած առարկայի (աղբյուրի) էներգիան։ Սպասելի է, որ մեծ զանգված ունեցող առարկաներն ի վերջո կհասնեն ստացիոնար վիճակի, որովհետև շարժման էներգիան կտարվի արձակվող գրավիտացիոն ալիքներով։ (Երևույթը նման է այն դեպքին, երբ խցանը նետում են ջրի մեջ․ սկզբում խցանը թափով վեր ու վար է շարժվում ջրի մեջ, սակայն երբ կոհակները ցրում են նրա էներգիան, այն աստիճանաբար հանդարտվում է և հասնում ստացիոնար վիճակի)։ Օրինակ, երկրի շրջապտույտն իր ուղեծրով արեգակի շուրջ առաջացնում է գրավիտացիոն ալիքներ։ Էներգիայի կորստի հետևանքով երկրի ուղեծիրը պիտի որ փոխվի, և երկիրն աստիճանաբար մոտենա արեգակին, բախվի նրա հետ և հասնի ստացիոնար վիճակի։ Այս դեպքում էներգիայի կորուստը շատ փոքր է՝ այն հազիվ կարող է բավարարել մի փոքրիկ էլեկտրական ջեռուցիչ աշխատեցնելու համար։ Դա նշանակում է, որ հազար միլիոն միլիոն միլիոն միլիոն տարի հետո միայն երկիրը կընկնի արեգակի վրա, այնպես որ, մտահոգվելու հարկ չկա։ Երկրի ուղեծրի փոփոխությունն այն աստիճան աննշան է, որ դիտարկելի չէ, բայց նման երևույթ վերջին տարիներին դիտվել է, այսպես կոչված, PSR 1913 + 16 համակարգում։ (PSR նշանակում է «պուլսար որը յուրահատուկ նեյտրոնային աստղ է և կանոնավոր կերպով ռադիոալիքներ է առաքում): Այս համակարգը պարունակում է երկու նեյտրոնային աստղեր, որոնք պտտվում են միմյանց շուրջ, և արձակված գրավիտացիոն ալիքներով նրանց կորցրած էներգիան ստիպում է, որ այդ երկու աստղերը պարուրաձև մոտենան իրար։
Սև խոռոչ առաջացնելիս աստղի գրավիտացիոն կոլապսի ընթացքում շարժումները շատ արագ են տեղի ունենում և, հետևաբար, էներգիայի ցրման արագությունը ևս կլինի շատ բարձր։ Այդ պատճառով դա շուտով կհասնի ստացիոնար վիճակի։ Ի՞նչ տեսք կունենա այդ վերջնական վիճակը։ Կարելի է ենթադրել, որ դա կախված կլինի աստղի բոլոր բարդ առանձնահատկություններից, որոնցից այն կազմված է․ ոչ միայն նրա զանգվածից և պտույտի արագությունից, այլև տարբեր մասերի խտություններից և աստղի մեջ գտնվող գազերի խճճված շարժումներից։ Եթե առաջացած սև խոռոչներն այնպես տարբեր լինեն, ինչպես դրանք առաջացնող կոլապսվող մարմինները, ապա ընդհանրապես սև խոռոչների մասին կանխագուշակումներ անելը շատ դժվար կլինի։
1967֊ին, սակայն, սև խոռոչների ուսումնասիրության բնագավառում հեղաշրջում կատարեց կանադացի գիտնական Վերներ Իսրայելը (ծնվել է Բեռլինում, սովորել Հարավային Աֆրիկայում և դոկտորական աստիճան ստացել Իռլանդիայում)։ Իսրայելը ցույց տվեց, որ, համաձայն հարաբերականության ընդհանուր տեսության, պտտական շարժումից զրկված սև խոռոչները պետք է շատ պարզ լինեն, նրանք կատարյալ գնդաձև են, նրանց չափը կախված է միայն զանգվածից, և ցանկացած երկու սև խոռոչներ, որոնք նույն զանգվածն ունեն, նույնական են։ Դրանք փաստորեն, կարելի է նկարագրել Էյնշտեյնյան հավասարումների մասնակի լուծումներով, որոնք հայտնի են դեռևս 1917֊ից և հայտնագործվել են Կարլ Շվարցշիլդի կողմից՝ հարաբերականության ընդհանուր տեսության ստեղծումից անմիջապես հետո։ Սկզբնական շրջանում շատերը, այդ թվում նաև Իսրայելը գտնում էին՝ քանի որ սև խոռոչները կատարյալ գնդաձև են, ուստի պիտի առաջացած լինեն կատարյալ գնդաձև մարմինների կոլապսի հետևանքով։ Հետևաբար, որևէ իրական աստղ, որ երբեք կատարյալ գնդաձև չէ, կոլապսի հետևանքով կարող է առաջացնել միայն մի մերկ եզակիություն։
Սակայն կար Իսրայելի տվյալների այլ մեկնաբանություն, ինչը արեցին մասնավորապես Ռոջեր Պենրոուզը և Ջոն Ուիլերը։ Նրանք պնդում էին, որ աստղի կոլապսի ընթացքում տեղի են ունենում արագ շարժումներ, ինչի հետևանքով արձակված գրավիտացիոն ալիքներն աստղն ավելի գնդաձև են դարձնում, ընդ որում, երբ այն հասնում է ստացիոնար վիճակի, արդեն ճշգրիտ գնդաձև է լինում։ Ըստ այս տեսակետի, յուրաքանչյուր աստղ, որ զրկված է պտտական շարժումից, որքան էլ բարդ ներքին կառուցվածք և ձև ունենա, գրավիտացիոն կոլապսից հետո կառաջացնի կատարելապես գնդաձև սև խոռոչ, որի շառավիղը կախված կլինի միայն նրա զանգվածից։ Հետագա հաշվումներն ապացուցեցին այս տեսակետի ճշտությունը, և այն շուտով ընդհանուր առմամբ ընդունվեց։
Իսրայելի եզրահանգումները վերաբերում էին միայն այն սև խոռոչներին, որոնք առաջանում են պտտական շարժումից զրկված մարմիններից։ Նորզելանդացի գիտնական Ռոյ Քերն 1963֊ին հարաբերականության ընդհանուր տեսության հավասարումների այնպիսի լուծումների շարք գտավ, որոնք նկարագրում էին պտտվող սև խոռոչները։ Այսպես կոչված «Քեր» սև խոռոչները պտտվում են հաստատուն արագությամբ, նրանց չափն ու ձևը կախված են միայն պտտական արագությունից և զանգվածից։ Եթե պտույտը հավասար է զերոյի, ապա սև խոռոչը կատարյալ գնդաձև է, և լուծումը նույնական է Շվարցշիլդի առաջարկած լուծման հետ։ Եթե պտույտը զերոյական չէ, ապա սև խոռոչը հասարակածում ինչ֊որ չափով դուրս է ցցվում (ինչպես երկիրը կամ արեգակն են դուրս ցցվում պտույտի շնորհիվ), և դա մեծ է այնքան, որքան արագ է պտույտը։ Այսպիսով, Իսրայելի տեսությունը տարածելով նաև պտտվող մարմինների վրա ենթադրվեց, որ կոլապսի ենթարկվող ցանկացած պտտվող մարմին, որն առաջացնում է սև խոռոչ, ի վերջո կհասնի այնպիսի մի ստացիոնար վիճակի, որը նկարագրվում է Քերի լուծումով։
1970֊ին այս ենթադրությունն ապացուցելու գործին ձեռնամուխ եղավ իմ գործընկեր և ասպիրանտ Բրանդոն Քարտերը։ Նա ցույց տվեց, որ եթե պտտվող ստացիոնար սև խոռոչն ունենա համաչափության առանցք, ինչպես պտտվող հոլը, ապա խոռոչի չափն ու ձևը կախված կլինեն միայն նրա զանգվածից և պտտման արագությունից։ Իսկ 1971֊ին ես ապացուցեցի, որ որևէ պտտվող սև խոռոչ անպայման այդպիսի համաչափության առանցք պետք է ունենա։ Վերջապես, 1973֊ին Լոնդոնի Թագավորական քոլեջում Դեյվիդ Ռոբինսոնը, օգտագործելով Քարտերի և իմ տվյալները, ցույց տվեց, որ այդ ենթադրությունը ճիշտ է, և այդպիսի սև խոռոչն իրոք ունի Քերի լուծում։ Այսպիսով, գրավիտացիոն կոլապսից հետո առաջացած սև խոռոչը կհասնի մի վիճակի, որում այն կարող է պտտվել, բայց չի բաբախի։ Դեռ ավելին, նրա չափն ու ձևը կախված կլինեն լոկ նրա զանգվածից և պտտման արագությունից և ո՛չ սև խոռոչն առաջացնող կոլապսվող մարմնի բնույթից։ Այս արդյունքն արտահայտված է հետևյալ ասացվածքի մեջ․ «Սև խոռոչը գեսեր չունի»։ Այս «անգիսության» թեորեմը մեծ կիրառական կարևորություն ունի, որովհետև մեծ չափով սահմանափակում է սև խոռոչների հնարավոր տեսակների առկայությունը։ Այսպիսով, հնարավոր է սև խոռոչներ պարունակող առարկաների համար մանրամասն մոդելներ ստեղծել, կանխագուշակումներ անել և դրանք համեմատել դիտարկումների հետ։ Դա նշանակում է նաև, որ սև խոռոչ առաջացնող մարմնի կոլապսից հետո նրա մասին տեղեկությունների մեծ մասր կորչում է, որովհետև մենք ստացիոնար վիճակում կարող ենք չափել միայն նրա զանգվածն ու պտտման արագությունը։ Այս բանի նշանակությունը մենք կտեսնենք հաջորդ գլխում։
Սև խոռոչը գիտության պատմության այն հազվադեպ երևույթներից մեկն է, որի տեսությունը մաթեմատիկական մեծ մանրամասնությամբ մշակվեց՝ դրա ակներևությունը դիտարկումներով ապացուցող որևէ փաստ ունենալուց առաջ։ Սև խոռոչների գոյության հակառակորդների գլխավոր փաստարկը հենց փորձնական տվյալների բացակայությունն էր․ ինչպե՞ս կարելի է հավատալ այն մարմինների գոյությանը, որոնց միակ ապացույցը հիմնված էր ընդհանուր հարաբերականության կասկածելի հաշվումների վրա։ Սակայն, ահա 1963֊ին Կալիֆոռնիայի Պալոմարի աստղադիտարանի աստղագետներից մեկը՝ Մարտեն Շմիդտը չափեց աղոտ աստղանման մի մարմնի կարմիր շեղումը՝ 3C273 կոչված ռադիոալիքների աղբյուրի ուղղությամբ (ռադիոաղբյուրների Քեմբրիջի 3֊րդ գրացուցակի 273 համարն է)։ Նա գտավ, որ դա շատ մեծ է գրավիտացիոն դաշտով պայմանավորված լինելու համար, եթե դա իրոք գրավիտացիոն կարմիր շեղումը լիներ, ապա այդ մարմինը այնքան զանգվածեղ և մեզ այնքան մոտ պետք է լիներ, որ պիտի խախտեր Արեգակնային համակարգի մոլորակների ուղեծրերը։ Սա նշանակում էր, որ կարմիր շեղումը տիեզերքի ընդարձակման արդյունք է, որն իր հերթին նշանակում է, որ թույլ լուսատու մարմինը շատ հեռու է գտնվում։ Հետևաբար, որպեսզի այդ մեծ հեռավորության վրա մարմինը տեսանելի լինի, պետք է այն շատ պայծառ լինի, կամ, այլ խոսքերով ասած, մեծ քանակի էներգիա արձակի։ Իսկ այդքան մեծաքանակ էներգիայի առաջացման միակ մեխանիզմը, որ մարդ կարող է ենթադրել, կարող է լինել ոչ թե մի աստղի, այլ գալակտիկայի ամբողջ կենտրոնական շրջանի գրավիտացիոն կոլապսը։ Մի շարք նման և «քվազիաստղային մարմիններ» կամ քվազարներ հայտնաբերվեցին՝ բոլորը մեծ կարմիր շեղումներով։ Սակայն, այս բոլորը չափազանց հեռավոր մարմիններ են, այդ պատճառով նրանց դիտարկումը դժվար է իրականացնել և ունենալ սև խոռոչների առկայության համոզիչ փաստարկներ։
Սև խոռոչների գոյության մասին հուսադրող փաստեր տվեց Քեմբրիջի համալսարանի ասպիրանտ Ջոնսելին Բելը 1967֊ին երկնակամարում հայտնաբերելով կանոնավոր ռադիոալիքներ առաքող բաբախող մարմիններ։ Սկզբում Բելը և նրա ղեկավար Էնտոնի Հյուիշը մտածեցին, թե կարող է կապ են հաստատել գալակտիկայում արտերկրային քաղաքակրթության հոտ։ Արդարև, երբ սեմինարին նրանք զեկուցում էին այդ հայտնագործության մասին, հիշում եմ, իրենց գտած առաջին աղբյուրն անվանեցին ՓԿՄ 1―4, (անգլ․LGM՝ 1-4 «Little Gres Men», Փոքրիկ կանաչ մարդիկ)։ Հետագայում հեղինակները, ինչպես նաև մյուս գիտնականները, հանգեցին նվազ ռոմանտիկ այն եզրակացությանը, որ այդ երկնային մարմինները, որոնք կոչվեցին պուլսարներ, պտտվող նեյտրոնային աստղեր են, որոնք իրենց մագնիսական դաշտի և շրջակա նյութի մի բարդ փոխազդեցությունների շնորհիվ ռադիոալիքներ են արձակում՝ բաբախելով։ Իհարկե, տիեզերական արկածների հեղինակների համար սա վատ լուր էր, սակայն այդ ժամանակ սև խոռոչների գոյությանը հավատացող մեր փոքրաթիվ խմբին հույսեր էր ներշնչում․ սա նեյտրոնային աստղերի մասին առաջին դրական ապացույցն էր։ Նեյտրոնային աստղի շառավիղը մոտավորապես 10 մղոն է, միայն մի քանի անգամ է մեծ աստղի այն կրիտիկական շառավղից, որի դեպքում վերածվում է սև խոռոչի։ Ուրեմն, եթե մի աստղ կարող է կծկվել այդքան փոքր չափերի, ապա հակատրամաբանական չէ սպասել, որ այլ աստղեր կոլապսի հետևանքով կկծկվեն ավելի փոքր չափերի և կվերածվեն սև խոռոչների։
Հարց է ծագում, քանի որ սև խոռոչից լույսի արձակումը հնարավոր չէ, ապա ի՞նչ հույս կա այն հայտնաբերելու։ Դա մի փոքր նման է ածխի պահեստում սև կատու փնտրելուն։ Բարեբախտաբար, դրա միջոցը կա։ Ջոն Միչելի՝ 1783֊ին հրատարած առաջին հաղորդագրության մեջ նշվում է, որ սև խոռոչը դեռևս ազդում է շրջապատի մարմինների վրա գրավիտացիոն ուժով։ Աստղագետները դիտարկել են շատ համակարգեր, որոնց երկու աստղեր պտտվում են իրար շուրջ և միմյանց ձգում գրավիտացիոն ուժով։ Դիտվել են նաև այնպիսի համակարգեր, որոնցում միայն մի տեսանելի աստղ պտտվում է ինչ֊որ անտեսանելի զուգընկերոջ շուրջ։ Ոչ ոք չի կարող, իհարկե, անմիջապես եզրակացնել, թե այդ անտեսանելի զուգընկերը սև խոռոչ է, որովհետև բացառված չէ, որ դա թույլ լուսատվություն ունեցող մի աստղ լինի։ Այնուամենայնիվ, այս համակարգերի մի մասը, ինչպես Սիգնուս X-1 կոչվողը (նկ․ 6.2), նաև ուժեղ ռենտգենյան ճառագայթման աղբյուրներ են։ Այս երևութի լավագույն բացատրությունն է նյութի ժայթքումը տեսանելի աստղի մակերևույթից։ Այդ նյութը անտեսանելի զուգընկերոջ վրա թափվելով, առաջացնում է պարուրաձև շարժում (ինչպես լողարանի ջուրը տաշտի անցքից դուրս հոսելիս), այն շատ է տաքանում և արձակում է ռենտգենյան ճառագայթներ (նկ․ 6.3)։ Որպեսզի այդպիսի բան պատահի, անհրաժեշտ է, որ անտեսանելի առարկան շատ փոքր լինի, ինչպես Սպիտակ թզուկը, նեյտրոնային աստղը կամ սև խոռոչը։ Տեսանելի աստղի ուղեծրի դիտարկումը թույլ է տալիս հաշվել անտեսանելի մարմնի հնարավոր նվազագույն զանգվածը։ Սիգնուս X-1֊ի դեպքում անտեսանելի մարմնի զանգվածը արեգակի զանգվածից մեծ է մոտ վեց անգամ, որը համաձայն Չանդրասեկհարի սահմանային օրենքի, շատ մեծ է Սպիտակ թզուկ լինելու համար։ Նեյտրոնային աստղ լինելու համար այս զանգվածը նույնպես շատ մեծ է։ Հետևաբար, թվում է, թե դա պետք է սև խոռոչ լինի։
Կան այլ մոդելներ, որոնք Սիգնուս x-1 համակարգում բացառում են սև խոռոչի առկայությունը, սակայն դրանք շատ անբնական բնույթ ունեն։ Դիտարկվածի ամենահավանական բացատրությունը կարելի է համարել սև խոռոչի առկայությունը։ Հակառակ դրա ես գրազ եմ եկել Կալիֆոռնիայի տեխնոլոգիական ինստիտուտից Քիպ Թոռնի հետ, որ իրականում Սիգնուս X-1֊ի համակարգում սև խոռոչ գոյություն չունի։ Այս քայլին դիմելով, ես ինքս ինձ ապահովագրել եմ։ Ես մեծ աշխատանք եմ կատարել սև խոռոչների բնագավառում, և այն իզուր կանցնի, եթե սև խոռոչներ գոյություն չունենան։ Բայց այդ դեպքում գոնե գրազը կշահեմ և որպես մխիթարանք՝ Պրայվիթ Ս հանդեսի չորս տարվա բաժանորդագրություն կստանամ։ Իսկ եթե սև խոռոչներ գոյություն ունենան, Քիպը Պենթհաուզի տարեկան բաժանորդագրություն ձեռք կբերի։ 1975֊ին, երբ գրազ բռնվեցինք, մենք 80 տոկոսով վստահ էինք, որ Սիգնուսը սև խոռոչ է։ Այժմ կարող եմ ասել, որ վստահ ենք 95 տոկոսով, սակայն գրազը դեռ շարունակվում է։
Մենք այժմ փաստեր ունենք մեր գալակտիկայում Սիգնա x―1֊ի նման համակարգերում և երկու հարևան գալակտիկաներում, որոնք կոչվում են Մագելանի ամպեր, մի քանի այլ խոռոչների գոյության մասին նույնպես։ Սակայն, տարակույս չկա, որ հավանաբար սև խոռոչների թիվն ավելի մեծ է․ տիեզերքի տևական պատմության ընթացքում բազմաթիվ աստղեր սպառած պիտի լինեին իրենց միջուկային վառելանյութը և կոլապսի ենթարկված։ Սև խոռոչների թիվը կարող է ավելի մեծ լինել, քան տեսանելի աստղերինը, ինչր միայն մեր գալակտիկայում հասնում է հարյուր հազար միլիոնի։ Ավելի մեծ թվով սև խոռոչների հավելյալ գրավիտացիոն ձգողական ուժը կարող է բացատրել մեր գալակտիկայի պտտական շարժման արագությունը․ տեսանելի աստղերի զանգվածը բավարար չէ դրա համար։ Որոշ փաստեր ունենք նաև այն մասին, որ մեր գալակտիկայի կենտրոնում մի մեծ սև խոռոչ կա, որի զանգվածը մոտ հարյուր հազար անգամ մեծ է արեգակի զանգվածից։ Գալակտիկայի այն աստղերը, որոնք մոտենում են այդ հսկա մեծ խոռոչին, դրան մոտ և հեռավոր կողմերի վրա ազդող գրավիտացիոն ուժերի տարբերության պատճառով, կտոր֊կտոր են լինում։ Դրանց մնացորդները և այդ աստղերից ժայթքող գազերն ընկնում են սև խոռոչի մեջ։ Ինչպես Սիգնուս x―1֊ի պարագայում գազերը պարուրաձև ներս են քաշվում և տաքանում, թեև ոչ այն աստիճան, ինչպես Սիգնուսի դեպքում։ Այստեղ ջերմությունը չի բավարարում ռենտգենյան ճառագայթների համար, սակայն բավարար է ռադիոալիքների և ինֆրակարմիր ճառագայթման շատ խիտ աղբյուր լինելու համար, որը և դիտվում է գալակտիկայի կենտրոնում։
Այն կարծիքը կա, թե նման և նույնիսկ ավելի մեծ սև խոռոչներ կան քվազարների կենտրոններում, որոնց զանգվածն արեգակի զանգվածից մեծ է մոտ հարյուր միլիոն անգամ։ Միայն այդպիսի գերզանգված ունեցող սև խոռոչների մեջ նյութի մուտքը կարող է առաջացնել հզոր էներգիայի աղբյուր, որով և բացատրվում է դրանցից հսկայական էներգիայի արձակումը։ Երբ նյութը պարուրաձև մտնում է սև խոռոչի մեջ, վերջինիս ստիպում է պտտվել նույն ուղղությամբ և առաջացնել մագնիսական դաշտ՝ հար և նման երկրի մագնիսական դաշտին։ Ներս լցվող նյութը պատճառ է դառնում, որ սև խոռոչի մոտերքում առաջանան շատ բարձր էներգիա ունեցող մասնիկներ։ Մագնիսական դաշտն այնքան հզոր կլինի, որ նրա ազդեցության տակ մասնիկները կկիզակետվեն և դուրս կժայթքեն սև խոռոչի պտտման առանցքի ուղղությամբ, այսինքն՝ դրա հյուսիսային և հարավային բևեռների ուղղությամբ։ Այդպիսի ժայթքումներ իրոք դիտվել են մի շարք գալակտիկաներում և քվազարներում։
Կարելի է նաև ենթադրել, որ արեգակից շատ փոքր զանգված ունեցող սև խոռոչներ նույնպես կան։ Այդպիսի սև խոռոչները չեն կարող առաջացած լինել գրավիտացիոն կոլապսից, քանի որ նրանց զանգվածները Չանդրասեկհարի սահմանային մեծությունից փոքր են․ այդքան փոքր զանգված ունեցող աստղերը կարող են դիմակայել գրավիտացիոն ուժերին, անգամ եթե սպառել են իրենց միջուկային վառելանյութը։ Փոքր զանգված ունեցող սև խոռոչները կարող են առաջանալ այն ժամանակ, երբ նյութը չափազանց խտանում է շատ բարձր արտաքին ճնշումների ազդեցությամբ։ Այսպիսի պայմաններ կարող են ստեղծվել շատ մեծ ջրածնային ռումբի մեջ։ Ֆիզիկոս Ջոն Ուիլերը հաշվել է, որ եթե աշխարհի բոլոր օվկիանոսներում եղած ամբողջ ծանր ջուրը<ref>Ծանր ջրի մոլեկուլներում ջրածնի բոլոր ատոմները փոխարինված են ծանր ջրածնի (դեյտերիումի) ատոմներով։ Սովորական ջուրը, այսպես ասած, «թեթև» և «ծանր» ջրերի խառնուրդ է, իսկ «ծանր» և «թեթև» ջրածինները իրարից տարբերվում են միջուկում եղած նեյտրոնների թվով (առաջինում մեկ, երկրորդում՝ զերո)։</ref> հավաքենք, ապա դրանից պատրաստված ջրածնային ռումբն այնպիսի մի ճնշում կառաջացնի, և նյութը կենտրոնում այն աստիճան կսեղմվի, որ կառաջանա մի սև խոռոչ։ (Իհարկե, մարդ չի մնա դա դիտելու համար)։ Գործնականում հնարավոր է, որ տիեզերքի սկզբնական շրջանում բարձր ճնշման և ջերմաստիճանի պայմաններում փոքր զանգված ունեցող սև խոռոչներ առաջացած լինեն։ Սև խոռոչներ կարող էին առաջանալ, եթե նախնական տիեզերքը կատարյալ հարթ և միօրինակ եղած չլիներ, որովհետև միայն միջինից ավելի խիտ մի տիրույթ կարող էր այն աստիճան սեղմվել, որ սև խոռոչ առաջանար։ Սակայն մենք գիտենք, որ ինչ֊որ խախտումներ պետք է եղած լինեն, հակառակ դեպքում նյութը մինչև օրս կատարյալ միօրինակ ձևով բաշխված կլիներ, աստղերով և գալակտիկաներով խմբավորված լինելու փոխարեն։
Թե աստղերի և գալակտիկաների առաջացման համար անհրաժեշտ այդ խախտումները պատճառ եղե՞լ են արդյոք, որպեսզի որոշակի քանակությամբ «նախասկզբնական» սև խոռոչներ ևս ստեղծվեին՝ կախված է միայն նախնական տիեզերքի պայմանների մանրամասներից։ Հետևաբար, եթե կարողանանք որոշել, թե որքան նախասկզբնական սև խոռոչներ կան այսօր, մենք շատ բան կիմանանք տիեզերքի շատ վաղ անցյալի վիճակի մասին։ Նախասկզբնական այնպիսի սև խոռոչները, որոնց զանգվածը հազար միլիոն տոննայից մեծ է (մեծ լեռան զանգվածի չափ), կարելի է հայտնաբերել միայն, որոշելով նրանց գրավիտացիոն ազդեցությունը այլ տեսանելի նյութի կամ տիեզերքի ընդարձակման վրա։ Սակայն ինչպես հաջորդ գլխում կտեսնենք, սև խոռոչները իրականում այնքան էլ սև չեն, նրանք տաք մարմնի նման լուսարձակում են և որքան փոքր են, այնքան ուժեղ է լուսարձակումը։ Այսպիսով, որքան էլ պարադոքսային թվա, ստացվում է, որ փոքրիկ, սև խոռոչներն ավելի հեշտ է հայտնաբերել, քան մեծերը։