Излучение гравитационных волн следует из теории относительности Эйнштейна. Гравитационные волны подобны электромагнитным волнам, которые оторвались от своего источника и распространяются в пространстве с предельно большей скорость — скоростью света. Одновременно гравитационные волны являются изменяющимся гравитационным полем, которое оторвалось от своего источника. Это поле летит в пространстве со скоростью света.

Главный вопрос состоит в том, как измерить гравитационные волны, тем более что они очень слабые. Как измерять электромагнитные волны — известно. Для этого достаточно взять электрически заряженный шарик и наблюдать за ним. Когда на этот шарик будет падать электромагнитная волна, он начнет колебаться. Гравитационные волны так обнаружить нельзя. Но можно взять два шарика и расположить их на некотором расстоянии друг от друга. Если на эти шарики будет падать гравитационная волна, шарики будут то несколько сближаться, то удаляться. Затем, измерив расстояние между шариками, можно получить параметры гравитационной волны. Дело в том, что два шарика подвергаются воздействию гравитационного поля чуть-чуть по-разному. Между шариками возникает относительное движение. Это движение и надо измерять.

Гравитационные волны излучаются при движении массивных тел с ускорением. Но даже при движении небесных тел излучение гравитационных волн ничтожно. Так, когда планеты движутся в Солнечной системе, излучаются гравитационные волны с энергией, которая равна всего лишь энергии сотни электрических лампочек. Это слишком мало. Измерить такое слабое гравитационное излучение пока что не удалось.

О существовании гравитационных волн можно судить по некоторым космическим явлениям. Так, гравитационные волны должны излучаться при движении звезд в двойных звездных системах. При этом гравитационные волны должны уносить энергию. Правда, эта энергия очень мала. Чем больше масса движущихся небесных тел и чем меньше расстояние между ними, тем интенсивнее излучение. Поскольку в системе двойной звезды энергия теряется на излучение гравитационных волн, то звезды постепенно сближаются, и в результате этого уменьшается период их обращения вокруг центра масс. Этот процесс очень медленный. Тем не менее с помощью специальных способов наблюдения такое уменьшение периода было измерено. Результаты измерений полностью соответствовали теории относительности Эйнштейна.

При движении тела вокруг черной дыры излучаются гравитационные волны. Поскольку часть энергии уносится гравитационной волной, то радиус орбиты движущегося тела будет постепенно уменьшаться. Это уменьшение будет продолжаться до тех пор, пока радиус не уменьшится до трех гравитационных радиусов. При дальнейшем уменьшении расстояния движение тела становится неустойчивым.

Поскольку излучение гравитационных волн происходит очень долго, то общая излученная энергия достаточно большая, несмотря на то, что излучаемые волны несут мало энергии.

Что же произойдет с телом, когда оно попадет в черную дыру? Опишем этот процесс последовательно. При этом будем рассматривать не просто движущееся тело, а движущегося наблюдателя. Предположим, что наблюдатель находится на поверхности звезды, которая сжимается. В процессе сжатия размеры звезды уменьшаются до гравитационного радиуса и дальше продолжают сжиматься. За короткий промежуток времени (если следить за временем на поверхности звезды) эта звезда сожмется в точку, а плотность вещества станет бесконечной. Физики такое состояние называют сингулярным. При таком состоянии приливные гравитационные силы стремятся к бесконечности. Они обязательно разорвут данное тело. Именно это произойдет с телом, которое падает в черную дыру уже после сжатия звезды. Это тело также достигает состояния сингулярности. Если тело уже перешло гравитационный радиус, то оно неизбежно должно перейти в состояние сингулярности. Любое тело может просуществовать внутри черной дыры всего одну стотысячную долю секунды.

Что собой представляет сингулярность? Ученые считают, что в сингулярности пространство и время не только «искривляются» сильнейшим образом, но и утрачивают свой непрерывный характер.