Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

В массивных сверхгигантах возможно образование не толь­ко описанного выше двуслойного источника энерговыделения, но и образование большего числа энерговыделяющих слоев. Внутри таких звезд идут реакции на углероде и т. д. — вплоть до «железного пика». Элементы тяжелее железа и никеля в недрах спокойно горящих звезд не образуются, поскольку реакции, при­водящие к их образованию, «энергетически невыгодны». Они идут с поглощением энергии, из-за чего падает температура и вероятность этих реакций снижается до нуля — типичный слу­чай отрицательной обратной связи.

Что же ждет звезду дальше? Мы знаем, что белый карлик — устойчивая конфигурация для звезд (в данном случае — ком­пактных звездных ядер) с массой не более чандрасекаровского предела, равного 1,2 массы Солнца. Но как быть, если масса ядра превышает этот предел? Допустим, протяженная оболочка крас­ного гиганта сброшена целиком, но ведь масса-то ядра никуда не Делась! Если конфигурация белого карлика не может обеспечить равновесия звезды, то каким будет следующее равновесное со­стояние?

187

Теория предсказала это еще в 30-х годах XX века. При массах от 1,2 до 2,4 солнечной массы гравитационный коллапс (сжатие) остановится, когда звезда достигнет состояния нейтронной звез­ды. Что это такое?

Размеры нейтронной звезды всего лишь порядка ю км — это при звездных-то массах! — а значит, плотность ее превышает ядерную. Вещество нейтронной звезды состоит из очень плот­но упакованных нейтронов. Известно, что нейтрон в свободном состоянии нестабилен, но в нейтронных звездах, окруженный себе подобными, он «и хотел бы распасться, да не может». В ка­честве примеси этот нейтронный коллектив может содержать неразрушенные ядра и электроны, причем этих «маргиналов» тем меньше, чем глубже. Внутренние части нейтронных звезд, где плотность вещества на порядок выше и достигает ю¹⁵ г/см³, по-видимому, состоят из более тяжелых частиц — гиперонов, а также пи- и К-мезонов. Не исключено, что самые центральные области нейтронных звезд состоят из субатомных частиц — квар­ков. Довольно тонкий поверхностный слой, напротив, состоит из неразрушенных ядер.

Но перо теоретика — это лишь перо теоретика. Теории требо­валось наблюдательное подтверждение.

Мыслилось следующее. Наверняка нейтронные звезды из­лучают очень слабо и не так уж часто встречаются, а значит, чересчур самонадеянно было бы искать нейтронную звезду на малом (скажем, 5-10 пк) расстоянии от нас. Следовательно, вряд ли возможно найти такой объект по его оптической све­тимости. Рентгеновская светимость очень горячей нейтронной звезды велика и могла бы быть обнаружена на очень значи­тельных расстояниях, но увы, расчеты показали, что первона­чально очень горячие нейтронные звезды остывают прискорб­но быстро и перестают эффективно излучать в рентгене. Какие еще параметры есть у нейтронной звезды? Масса, момент вра­щения и магнитное поле. Наиболее перспективным поиско­вым параметром астрономам казалась масса. Предполагалось, что некоторые невидимые спутники звезд могут быть нейтрон­

188

ными звездами, но проверить это не представлялось возмож­ным.

А между тем нейтронные звезды буквально «кричали» на всех длинах волн о своем существовании и были открыты во многом случайно.

С1964 года в Кавендишской лаборатории Кембриджского уни­верситета проводились исследования сцинтилляций (быстрых неправильных вариаций) потока радиоизлучения от космиче­ских источников. Сцинтилляции возникают при прохождении радиоизлучения через неоднородности плазмы внешней коро­ны Солнца и прилегающих областей. Для этих исследований ис­пользовался довольно большой по тем временам радиотелескоп метрового диапазона. Поскольку изучались быстротекущие про­цессы, постоянная времени («время накопления» сигнала) аппа­ратуры была очень малой, что, вообще говоря, совсем не харак­терно для радиоастрономии — ведь при уменьшении постоянной времени во столько же раз падает чувствительность аппаратуры! Естественно, постоянную времени увеличивали насколько воз­можно, чтобы «вытянуть» слабый сигнал из шума, но при этом теряли информацию о быстротекущих процессах. Впрочем, по этому поводу особенно не расстраивались...

И вот летом 1967 года аспирантка Джоселин Белл показала профессору Хыоишу сигналы от неизвестного источника, пока­зывающего сцинтиляцию ночью, что ни в какие ворота не лезло. В том же году после незначительной модернизации аппаратуры было установлено: сигнал имеет космическое происхождение и представляет собой короткие, длительностью около 50 миллисе­кунд, импульсы равной амплитуды, повторяющиеся через стро­го постоянный промежуток времени. К зиме того же года были открыты еще два аналогичных источника (сейчас они насчиты­ваются сотнями).

Чем бы это могло быть? После многих сомнений (не искус­ственного ли происхождения эти сигналы, не привет ли это нам от внеземных цивилизаций?) Хьюиш и его сотрудники все-таки опубликовали результаты. Таинственные источники периоди­

189

ческих сигналов были названы пульсарами. Но назвать-то про­сто — сложнее объяснить.