Загадки для знатоков: История открытия и исследования пульсаров - [40]

! Чем может помочь эта непустая пустота?

На этот вопрос ответил в 1964 году советский ученый Я. Б. Зельдович, с именем которого связано развитие релятивистской астрофизики в нашей стране. Пусть в межзвездном газе движется звезда. Она притягивает все вокруг, в том числе, конечно, и частицы газа. Газ начинает падать на звезду. Газ достигает поверхности звезды, и накопленная им при падении кинетическая энергия выделяется в виде тепла. Газ нагревается и излучает. Вот и источник энергии.

О том, что звезды могут в принципе захватывать газ, было известно и раньше. Такой процесс называется аккрецией. Как-то предлагали аккрецию для объяснения, почему светят звезды. Было это, конечно, до открытия ядерных источников звездной энергии. Но расчеты показали, что звезда захватывает слишком мало вещества, объяснить с помощью аккреции свечение звезд совершенно невозможно.

Но сейчас речь идет не об обычных звездах, а о нейтронных. Частица, достигшая поверхности нейтронной звезды, обладает энергией в 20 тысяч раз большей, чем такая же частица, упавшая на Солнце. При аккреции межзвездного газа на нейтронную звезду на каждый грамм падающего вещества выделяется в 20 тысяч раз больше энергии, чем при аккреции на звезду обычную. Теоретики подсчитали, что звезда с массой, равной массе Солнца, ежесекундно может захватить из межзвездного пространства около миллиарда тонн вещества. По нашим земным меркам это очень много. Но давайте считать дальше. Если все это вещество упадет на Солнце, выделится около 10³⁰ эрг энергии. Это в 4 тысячи раз меньше, чем Солнце в действительности излучает. Значит, излучение Солнца аккрецией никак не объяснить. А теперь вернемся к нейтронной звезде. Миллиард тонн вещества, упавший на ее поверхность, выделит до 10³⁵ эрг энергии.

Это много, но не очень. Светимость рентгеновских источников, как мы видели, может быть в сотни раз больше. Нужно, однако, учесть, что выше речь шла об аккреции «обычного» межзвездного газа с плотностью одна частица в кубическом сантиметре. А в Галактике много плотных газовых облаков, где в каждом кубическом сантиметре находятся сотни и тысячи атомов. Соответственно возрастает скорость аккреции, увеличивается рентгеновская светимость источника…

Однако описанный процесс слишком оптимистичен. В действительности есть силы, уменьшающие аккрецию. Советский астрофизик В. Ф. Шварцман, много сделавший для теории аккреции, пришел к выводу, что релятивистская звезда не в состоянии захватить столько межзвездного вещества, чтобы обеспечить светимость даже 10³⁵ эрг/с, не говоря о более высокой. Точный расчет показал, что максимум, на который можно надеяться, это всего лишь 10³⁰ эрг/с. Обнаружить такой слабый источник двадцать лет назад нечего было и пытаться…

Но может быть, существуют другие способы обнаружения нейтронных звезд? Давайте применим морфологический метод. Построим морфологический ящик, куда включим все возможные свойства нейтронных звезд и все внешние тела и процессы.

Во-первых, нейтронная звезда проявляет себя силой тяжести. Во-вторых, если она нагрета, то проявляет себя излучением. В-третьих… Пожалуй, все.

Не много. Попробуем другую ось. Что находится вне нейтронных звезд? Во-первых, межзвездный газ. Во-вторых, другие звезды — обычные…

Достаточно. Ящик еще почти пуст, а неплохая идея найдена. Вспомним открытие белого карлика — спутника Сириуса. Так же можно поступить и сейчас, только с еще большими шансами на успех. Ведь масса нейтронной звезды больше массы белого карлика. Представьте, что спутником Сириуса является нейтронная звезда, а не белый карлик. В телескопы мы ничего не увидим — в отличие от белого карлика нейтронная звезда быстро остывает. Однако, пользуясь законами небесной механики, мы могли бы определить массу невидимого тела в системе Сириуса и сказали бы: вот странная звезда! Масса ее больше, чем масса самого Сириуса, но мы ее не видим. А между тем звезда должна светить тем ярче, чем она массивнее. Значит, мы обнаружили необычную звезду. Но и не белый карлик — слишком велика масса. Остается одно — объявить, что в системе Сириуса находится звезда сверхплотная. Та, которую мы ищем.

Описанный метод поиска нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах был предложен советскими учеными Я. Б. Зельдовичем и О. X. Гусейновым в 1965 году. В том же году Я. Б. Зельдович и И. Д. Новиков сделали еще одно интересное заключение. Представьте опять двойную систему, состоящую из обычной и сверхплотной звезд. Обычные звезды теряют свое вещество — существует, например, звездный ветер, как у Солнца. Но Солнце «худеет» очень медленно. В двойной системе звезда способна терять вещество значительно быстрее. Это вещество — точнее, его часть — захватывается полем тяжести сверхплотной звезды. Такой процесс эффективнее процесса аккреции межзвездного газа. Значит, нейтронная звезда или черная дыра в двойной системе могут стать рентгеновскими источниками большой яркости!

Итак, вот уже несколько способов обнаружения нейтронных звезд. Первый — горячие нейтронные звезды. Второй — нейтронные звезды, заглатывающие межзвездный газ. Третий — нейтронные звезды в двойных системах.