Загадки для знатоков: История открытия и исследования пульсаров - [37]

Итак, в начале шестидесятых годов почти все современные теоретические представления о сверхплотных звездах уже сложились. Во-первых, стало ясно, что никакая статическая сверхплотная звезда не может быть массивнее, чем примерно две массы Солнца. Во-вторых, стало ясно, что нейтронная звезда вовсе не является шариком из нейтронов. Структура ее сложнее. В центре — небольшое ядро, состоящее из гиперонов. Плотность ядра выше, чем миллиард тонн в кубическом сантиметре! Основную долю массы звезды составляет нейтронная жидкость, обладающая, как показали дальнейшие исследования, весьма необычными свойствами. Например, она сверхтекуча. Вот парадокс! На Земле с трудом удается получить сверхтекучие жидкости — приходится охлаждать вещество почти до абсолютного нуля, до минус 273 градусов Цельсия. А в недрах нейтронной звезды температура достигает сотен тысяч или миллионов градусов, и все же нейтронная звезда сверхтекуча. Это естественно — при сверхвысокой плотности сотня тысяч градусов все равно что нуль…

Ближе к поверхности звезды в нейтронной жидкости появляется примесь из ядер железа и вырожденного электронного газа. Эта область похожа по своей структуре на белый карлик, там и плотность такая же, около тонны в кубическом сантиметре. А еще выше, у самой поверхности, тоненькая твердая кора из обычного невырожденного вещества. Толщина коры ничтожна — всего несколько сантиметров! Вот что такое нейтронная звезда, если описать ее языком теоретиков.

Но для того чтобы опознать нейтронную звезду по этим признакам, нужно ее вскрыть и заглянуть внутрь. Для астронома-наблюдателя важны внешние признаки. Теория давала и их. Если температура на поверхности нейтронной звезды превышает миллион градусов, то такая звезда должна быть источником рентгеновского излучения.

Рентгеновское излучение из космоса действительно было обнаружено. Вскоре после второй мировой войны в небо поднялись первые мирные ракеты с гейгеровскими счетчиками на борту. Они изучали рентгеновское излучение Солнца. Пятнадцать лет велись такие исследования, но никто не предполагал, что на небе, кроме Солнца, могут быть и другие источники рентгеновского излучения. Это естественно. Солнце лишь миллионную долю своего полного излучения отдает в рентгеновский диапазон. Приборы были способны обнаружить рентгеновский поток от Солнца только потому, что до Солнца «рукой подать». Ближайшая звезда в сотни тысяч раз дальше от Земли, чем Солнце. Рентгеновский поток слабее в миллиарды раз. Все понимали, что нет никакой возможности такое излучение обнаружить.

Правда, могут быть звезды более горячие, чем Солнце. По теории излучение звезды приходится в рентгеновскую область, если температура поверхности достигает миллиона градусов. А температура обычной звезды (на так называемой главной последовательности звезд) тем больше, чем больше ее масса. Сириус втрое массивнее Солнца и вдвое горячее его. Для того чтобы звезда была в сотни раз горячее Солнца, масса ее тоже должна составлять сотни солнечных масс. Такие массивные звезды вряд ли существуют в природе. Если бы такая звезда и образовалась, она была бы разорвана внутренним давлением (тот случай, когда газовое давление превосходит тяжесть!). Ну, а раз таких звезд нет, то и искать рентгеновское излучение, не связанное с Солнцем, смысла нет. Его и не искали.

В возможность открытия рентгеновского излучения других звезд не верили настолько, что считали: скорее уж можно зарегистрировать рентгеновское излучение… Луны. Да, Луны, которая холодна и светит отраженным светом Солнца. Но Луну бомбардируют потоки космических лучей. До Земли они не долетают — мешает магнитное поле. На Луне же магнитного поля практически нет. Быстрые частицы врезаются в лунные породы, отдают свою энергию, заставляют поверхность Луны флюоресцировать. Примерно так, как испускала рентгеновские лучи трубка Крукса в том знаменитом опыте, когда К. Рентген обнаружил икс-лучи, получившие затем его имя. Вот эту рентгеновскую флюоресценцию Луны и хотели обнаружить американские ученые из группы Б. Росси, запустившие 18 июня 1962 года ракету типа «Аэроби» в верхние слои атмосферы. Обнаружить свечение Луны не удалось, но неожиданно был зарегистрирован сильный рентгеновский поток из области, близкой по направлению на центр нашей Галактики. Ничего больше о новом источнике узнать тогда не удалось.

Начали готовить следующий запуск. Новые счетчики могли локализовать источник на небесной сфере — если его удастся вновь обнаружить — с точностью до двух-трех угловых градусов. Для начала шестидесятых годов это была неплохая точность. Полет состоялся год спустя. Ракета «Аэроби» подняла счетчики на высоту 500 км. Напряженное ожидание — ведь миновал год после первого полета! — оказалось не напрасным. Источник был зафиксирован вновь. Удалось определить, что он находится в созвездии Скорпиона. И вот что удивительно! Во время второго полета приборы обнаружили еще один источник, и расположен он был в направлении на Крабовидную туманность.

Теперь предстояло выяснить, что же излучает — вся туманность или знаменитая южная звезда? Дело в том, что спектр синхротронного излучения Крабовидной туманности совершенно не похож на обычный спектр нагретого газа. Быстрые электроны, если уж каким-то образом они образуются в туманности, если они дают излучение в оптическом диапазоне, могут в принципе дать и более жесткое излучение — ультрафиолетовое и даже рентгеновское.