Но такой путь эволюции могут проделать только звезды, у которых массы, оставшиеся после сброса оболочки, не слишком велики, например не больше 1,2 солнечной массы. Звезды, у которых оставшаяся масса находилась в пределах 1,2–2,5 солнечных масс, как показывают надежные теоретические расчеты, не могут образовать устойчивую конфигурацию белого карлика. Они катастрофически быстро сжимаются до ничтожных размеров порядка 10 км, причем их средняя плотность достигает 1015 г/см3, что превышает плотность атомного ядра. Как показывают специальные теоретические исследования, вещество таких звезд состоит из чрезвычайно плотно «упакованных» нейтронов, ибо свободные электроны как бы «вдавливаются» в протоны. Именно поэтому такие объекты получили название «нейтронных звезд». Расчеты показывают, что первоначальная температура поверхности у нейтронных звезд около миллиарда кельвинов. В дальнейшем нейтронная звезда будет быстро остывать, а температура ее поверхности быстро падать.
Открытые теоретически «на кончике пера» нейтронные звезды должны были представлять собой объекты, чрезвычайно трудные для наблюдений. В самом деле, совершенно безнадежно обнаружить тепловое оптическое излучение такой звезды по причине ничтожно малой излучательной поверхности. Если, например, температура поверхности нейтронной звезды около 6000 К (т. е. такая же, как у Солнца), а радиус равен 6 км (т. е. примерно в 100000 раз меньше солнечного), то светимость ее будет в десять миллиардов раз меньше, чем у Солнца. Это означает, что ее абсолютная величина будет близка к 30. Если бы даже такая звезда находилась, от нас на расстоянии всего лишь 1 пк (т. е. ближе любой другой звезды), ее блеск соответствовал бы объекту 25-й величины.
Высокая температура поверхности образовавшихся после взрыва сверхновых нейтронных звезд позволяла надеяться, что можно будет обнаружить их рентгеновское излучение.
В самом деле, если температура поверхности такой звезды миллиард кельвинов, то, согласно известному закону Стефана — Больцмана, поток излучения с единицы поверхности нагретого непрозрачного тела пропорционален четвертой степени его температуры; наша крохотная нейтронная звезда будет излучать ~ 1045 эрг/с, т. е. больше, чем вся наша Галактика. Однако совершенно очевидно, что такую огромную мощность нейтронная звезда будет излучать только очень короткий промежуток времени. Остывание будет происходить главным образом за счет излучения нейтрино, которые в больших количествах образуются во всем ее объеме при столь высокой температуре. Но даже если температура поверхности была бы «всего лишь» 10 млн. кельвинов, мощность ее рентгеновского излучения была бы ~ 1037 эрг/с, что в несколько тысяч раз больше мощности всего излучения Солнца.
Еще в 1963 г. в созвездии Скорпиона был открыт с помощью счетчика фотонов, установленного на борту ракеты, первый рентгеновский источник, находящийся за пределами Солнечной системы. Вскоре было открыто рентгеновское излучение от Крабовидной гуманности (см. выше). В настоящее время известно уже несколько сотен рентгеновских источников, причем многие из них отождествляются с туманностями — остатками вспышек сверхновых. Большая часть рентгеновских источников — звездообразные объекты. Сразу же после открытия в 1964–1965 гг. многие астрономы и физики решили, что наконец-то долгожданные нейтронные звезды обнаружены… Увы, их ликование, как это часто бывало в истории астрономии, оказалось преждевременным. Понадобилось еще 20 лет, чтобы обсерватория «Эйнштейн» обнаружила в некоторых остатках вспышек сверхновых точечные рентгеновские источники, которые можно интерпретировать как излучение поверхности нейтронной звезды. Теоретики подсчитали, что остывание нейтронных звезд происходит даже быстрее, чем считали раньше: всего лишь за несколько месяцев температура поверхности нейтронной звезды упадет значительно ниже десяти миллионов кельвинов, а такой объект методами современной рентгеновской астрономии уже не сможет быть обнаружен. Столь быстрый срок остывания нейтронных звезд, во всяком случае за время, много меньшее, чем средний промежуток между вспышками сверхновых, как будто бы означает, что среди наблюдаемых космических рентгеновских источников нейтронных звезд быть не может. (И все же оказалось, что рентгеновские звезды — это нейтронные звезды в двойных системах (см. гл. 8). Но это стало ясно только после 1970 г.)
Таким образом, надежда обнаружить нейтронные звезды по их тепловому рентгеновскому излучению оказалась вроде бы преждевременной.
И вдруг, буквально «как гром среди ясного неба», было сделано открытие, превратившее таинственные нейтронные звезды в наблюдаемые объекты. Речь идет об открытии пульсаров, едва ли не самом впечатляющем открытии в астрономии за несколько последних десятилетий.
Мы слишком часто злоупотребляем словом «открытие», отчего оно постепенно «стирается». Между тем в истории науки количество подлинных открытий очень невелико…
Даже по. самым строжайшим критериям обнаружение пульсаров действительно является подлинным открытием. Это открытие, как это всегда бывает, с настоящим открытием, произошло случайно. Летом 1967 г. аспирантка известного английского радиоастронома Хьюиша мисс Бэлл неожиданно обнаружила на небе совершенно необычный радиоисточник. Этот источник излучал кратковременные радиоимпульсы, которые строго периодически, через каждые 1,33 секунды, повторялись. Вскоре были обнаружены еще три таких же источника с другими также «почти секундными» периодами.
Это открытие настолько ошеломило исследователей, что они, заподозрив, что эти сигналы имеют искусственное происхождение и посылаются некими «сверхцивилизациями» (см. часть 3 нашей книги), засекретили эти наблюдения и в течение почти полугода никто об этом не знал — случай беспрецедентный в истории астрономии… Только после того, как они убедились, что эти сигналы — не результат активности внеземных разумных цивилизаций, результаты наблюдений были опубликованы.
Не сразу было понято, что причиной строгой периодичности радиоимпульсов от этих новых источников (получивших название «пульсары») является быстрое вращение звездообразных объектов. Только вращение массивного тела может объяснить удивительное постоянство (с точностью до стомиллионной доли) периодов пульсаров. Более тщательные наблюдения показали, что на самом деле периоды не строго постоянны, а медленно растут. Представим себе, что излучение радиоволн не равномерно по всем направлениям, а сосредоточено внутри некоторого конуса, ось которого образует определенный угол с осью вращения. Теперь вообразим себе наблюдателя, который в какой-то момент времени находится на продолжении оси конуса. Ясно, что он сможет наблюдать радиоизлучение. Это будет возможно в течение некоторого времени до тех пор, пока из-за вращения звезды ось конуса уйдет, достаточно далеко. Однако через промежуток времени, равный периоду вращения звезды, радиоизлучение снова можно будет наблюдать. Эта простая модель пульсара изображена на рис. 25.
Что же это за звезды, быстрое вращение которых есть причина наблюдаемого явления пульсаров? В 1967 г. был открыт пульсар с рекордно коротким периодом в 0,033 сек. (об этом замечательном пульсаре речь пойдет дальше). Так быстро вращаться может только очень маленькое тело. Ведь линейная скорость вращения на экваторе определяется школьной формулой: v = 2πR/T, где R — радиус вращающегося тела, T — период его вращения. Из этой формулы следует, что при T = 1/30 сек., учитывая, что скорость вращения никак не может превышать скорость света, радиус тела не превышает 1500 км, что в 4 раза меньше Земли. Но это является очень грубой оценкой верхней границы размеров вращающегося тела. Так как линейная экваториальная скорость вращения по простым причинам должна быть в десятки раз меньше скорости света, непосредственно ясно, что линейные размеры пульсаров не могут превышать несколько десятков километров. Но если это так, то пульсары — это не что иное, как нейтронные звезды!
Имеется и другое доказательство этого важнейшего вывода. Упомянутый выше рекордно-короткопериодический пульсар (получивший название NP 0532) расположен… в центре Крабовидной туманности! Другой пульсар, период которого всего лишь в три раза длиннее (0,089 с), также находится внутри туманности, являющейся более старым остатком вспышки сверхновой. Итак, пульсары находятся там, где положено находиться нейтронным звездам, которые должны образоваться при вспышках сверхновых! То обстоятельство, что не во всех остатках вспышек сверхновых наблюдаются пульсары и только малая часть пульсаров (их сейчас известно свыше трехсот) находится в остатках сверхновых, не должно нас смущать. Дело в том, что пульсар может быть обнаружен только при «благоприятной» по отношению к нам ориентации его оси вращения. Это ясно из рис. 25. Если учесть это, оказывается, что едва ли 5 % всех пульсаров можно хотя бы в принципе наблюдать. Поразительно, что Крабовидная туманность, помимо тех замечательных особенностей, о которых говорилось выше, еще имеет и пульсар, «удачно» ориентированный по отношению к Земле…
