Глазами физика

Думаю, теперь вас не удивит, что многие звезды, которые вы видите на небе – с телескопом любого типа или невооруженным глазом, – куда более сложны, чем просто удаленные версии нашего собственного, такого знакомого нам Солнца. Но вы, возможно, еще не знаете, что около трети звезд на небе вовсе не одиночные, а двойные. Это пары звезд, которые связаны силой гравитации и вращаются друг вокруг друга. Иначе говоря, когда вы смотрите на ночное небо, около трети звезд, которые вы там видите, представляют собой двойные системы, даже если кажутся вам одиночной звездой. Во Вселенной существуют даже системы тройных звезд – три звезды, вращающиеся друг вокруг друга, – но они менее распространены. Поскольку многие яркие источники рентгеновского излучения в нашей Галактике оказались двойными звездами, мне довольно часто приходилось иметь с ними дело. И они, признаться, завораживают.

Каждая звезда в двойной системе путешествует вокруг того, что мы называем центром массы двойной системы, то есть точки, расположенной между этими двумя звездами. Если обе звезды имеют одинаковую массу, то центр массы находится на равном расстоянии от центра обеих. Если их массы не совпадают, то центр масс находится ближе к более крупной звезде. Поскольку обе звезды полностью оборачиваются вокруг орбиты за совершенно одинаковый промежуток времени, более массивная звезда должна иметь меньшую орбитальную скорость, чем менее массивная.

Чтобы визуализировать этот принцип, представьте гантель с грифом, соединяющим два веса одинаковой массы, вращающуюся вокруг своей средней точки. А теперь представьте вторую гантель, с весом один килограмм на одном конце и пять килограммов на другом. Центр массы такой гантели находится ближе к более тяжелому концу, поэтому, если она начнет вращаться, вы увидите, что сторона с большей массой имеет меньшую орбиту, а стороне с меньшей массой приходится пройти за то же время большее расстояние. Если же вместо концов этой гантели будут две звезды, то звезда с меньшей массой будет вращаться на своей орбите со скоростью, в пять раз превышающей скорость своей громоздкой компаньонки.

Если одна из звезд гораздо крупнее второй, центр массы системы может даже находиться в самой массивной звезде. Например, в случае с Землей и Луной (которые представляют собой двойную систему) центр массы расположен почти на 1700 километров ниже поверхности Земли. (Я еще вернусь к этому вопросу в приложении II.)

Сириус, самая яркая звезда на небе (расположена на расстоянии около 8,6 световых года от Земли), тоже представляет собой систему из двух звезд, известных как Сириус А и Сириус Б. Они обращаются вокруг общего центра масс один раз за пятьдесят лет (мы называем это периодом орбитального движения).

Как же определить, что смотришь именно на двойную звезду? Увидеть эти звезды отдельно невооруженным глазом невозможно. Но, в зависимости от того, на каком расстоянии двойная звезда находится от Земли, и от мощности используемых телескопов, иногда можно получить визуальное подтверждение, увидев две такие звезды как отдельные небесные тела.

Известный немецкий математик и астроном Фридрих Вильгельм Бессель полагал, что самая яркая звезда на небе, Сириус, является двойной системой, состоящей из видимой и невидимой звезд. Он пришел к такому выводу на основании точных астрономических наблюдений: Бессель первым в 1838 году начал проводить параллакс-наблюдения (совсем чуть-чуть опередив Хендерсона – см. главу 2). В 1844 году он написал Александру фон Гумбольдту знаменитое письмо: «Я придерживаюсь убеждения, что звезда Сириус представляет собой двойную звезду, состоящую из видимой и невидимой звезд. Нет никаких оснований полагать, что светимость является неотъемлемым качеством космических тел. Видимость бесчисленных звезд не следует считать аргументом против невидимости столь же бесчисленного множества других». Это утверждение поистине огромной глубины, ведь мы, как правило, действительно не верим в то, что не можем увидеть. Бессель основал направление, которое сегодня называется астрономией невидимого.

Никто не видел «невидимого» спутника (Сириус Б) до 1862 года, пока Элвин Кларк не испытал совершенно новый 18,5-дюймовый телескоп (самый большой на то время, изготовленный компанией отца Кларка) в своем родном городе Кембридже. Ученый направил телескоп на Сириус, который как раз вставал над горизонтом Бостона, просто чтобы протестировать аппаратуру, и обнаружил на небе Сириус Б, который оказался в 10 тысяч раз менее ярким, чем Сириус А.

Боже, благослови астроспектроскопию: фиолетовое и красное смещение

Проще всего выяснить, является ли звезда двойной, особенно если она находится очень далеко, прибегнув к помощи спектроскопии и измерению доплеровского сдвига. На свете, наверное, нет более мощного астрофизического инструмента, чем спектроскоп, и более важного открытия в астрономии за последние несколько столетий, чем доплеровский сдвиг.

Вы уже знаете, что достаточно горячие небесные объекты излучают видимый свет (излучение черного тела). Разложение солнечного света на составные части так, как это делает призма, капель дождя, из которых состоит радуга (глава 5), показывает нам континуум цветов от красного на одном конце до фиолетового на другом, называемый спектром. Если разложить на части свет звезды, тоже увидишь спектр, но цвета в нем могут быть не равной насыщенности. Например, чем холоднее звезда, тем она (и ее спектр) краснее. Температура Бетельгейзе (в созвездии Орион) всего 2000 К – это самая красная звезда в небе. А температура Беллатрикс, тоже из Ориона, 28 000 К – это самая фиолетовая и яркая звезда в небе (ее часто называют «Звездой амазонок»).

При пристальном взгляде на звездный спектр видны узкие промежутки, где цвета урезаны или даже полностью отсутствуют; это линии поглощения. В спектре Солнца, например, тысячи таких линий. Они вызваны наличием многих различных элементов в атмосферах звезд. Атомы, как известно, состоят из ядер и электронов. Электроны не могут обладать произвольной энергией: у них дискретные энергетические уровни, и они не могут иметь энергию, промежуточную между этими уровнями. Иными словами, их энергии «квантованы» – этот термин лег в основу такой области физики, как квантовая механика.

У нейтрального водорода один электрон. Если в него ударяет фотон, электрон сможет перейти с одного энергетического уровня на более высокий, поглощая энергию фотона. Но из-за квантования уровней энергии электрона это не может произойти с фотонами любой энергии. Подойдут только фотоны с нужной энергией (с конкретной частотой и длиной волны), позволяющей электрону совершить квантовый скачок с одного уровня на другой. Данный процесс (так называемое резонансное поглощение) убивает фотоны и создает на этой частоте отсутствие цвета в спектре, которое мы называем линией поглощения.

В видимой части спектра звезды имеются четыре линии поглощения водорода (на точно известных длинах волн, или цветах). Большинство элементов могут произвести гораздо большее число линий, потому что у них намного больше электронов, чем у водорода. По сути, у каждого элемента есть собственная уникальная комбинация линий поглощения, нечто вроде отпечатка пальцев. Мы точно знаем это благодаря исследованиям в лаборатории. Таким образом, тщательное изучение линий поглощения в спектре звезды может нам сказать, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

Однако когда звезда удаляется от нас, явление, известное как доплеровский сдвиг, заставляет весь ее спектр (в том числе и линии поглощения) смещаться в сторону красной части спектра (красное смещение). Если же спектр, наоборот, сдвинут в фиолетовую сторону, значит, звезда движется по направлению к нам. Тщательно измерив величину сдвига в длине волны линий поглощения звезды, можно вычислить скорость ее движется по отношению к нам.

Например, если мы наблюдаем двойную систему, каждая звезда будет двигаться половину своей орбиты в нашу сторону и вторую половину от нас. А ее спутник – наоборот. Если обе звезды достаточно яркие, мы увидим линии поглощения, смещенные и в красную, и в фиолетовую стороны спектра. Это укажет нам на то, что мы наблюдаем двойную звезду. Но из-за орбитального движения звезд линии поглощения будут двигаться вдоль спектра. Скажем, если орбитальный период составляет двадцать лет, каждая линия поглощения сделает полный проход по спектру за двадцать лет (десять лет на красное смещение и десять лет на фиолетовое).

Когда мы видим только красное смещение (или только фиолетовое) линий поглощения, мы все равно знаем, что это двойная система, если линии двигаются по спектру туда-сюда; а замер времени, которое требуется для совершения линиями полного цикла, позволит нам определить орбитальный период звезды. В каких случаях такое бывает? Например, тогда, когда одна из звезд слишком тусклая, чтобы ее было видно с Земли в оптическом диапазоне.

А теперь вернемся к источникам рентгеновского излучения.

Шкловский и другие

Еще в 1967 году советский физик Иосиф Самуилович Шкловский предложил модель для Sco X-1. «По всем своим характеристикам данная модель соответствует нейтронной звезде в состоянии аккреции[27]… естественным и очень эффективным источником поставки газа для такой аккреции является поток газа, вытекающий из вторичного компонента тесной двойной системы в сторону основного компонента, представляющего собой нейтронную звезду».

Я понимаю, что эти строки вряд ли потрясут вас до глубины души. Этому отнюдь не способствует и то, что сформулированы они довольно сухим техническим языком астрофизики. Но именно так общаются между собой специалисты практически в любой сфере деятельности. Моя же цель в учебной аудитории и главная причина, по которой я написал эту книгу, – перевести поистине поразительные, новаторские, иногда даже революционные открытия моих коллег-физиков на язык, понятный умному, любознательному неспециалисту. Иными словами, моя цель – навести мосты между миром ученых и вашим миром. Очень многие предпочитают говорить о деле исключительно с коллегами, что усложняет большинству людей – даже тем, кто действительно хочет разобраться в нашей науке, – задачу вхождения в этот мир.

Итак, давайте возьмем идею Шкловского и посмотрим, что же он предлагал. Система двойной звезды состоит из нейтронной звезды и спутника, материя из которого перетекает к нейтронной звезде. Таким образом, нейтронная звезда находится «в состоянии аккреции» – иными словами, она аккрецируется (накапливается) за счет материи своего спутника, звезды-донора. Какая странная идея, не так ли?

Как показало время, Шкловский был прав. Но вот что самое любопытное: он говорил только о Sco X-1, и многие астрономы отнеслись к его идее не слишком серьезно. Впрочем, для теорий это не редкость. Я не думаю, что обижу кого-либо из своих коллег-теоретиков, если скажу, что в астрофизике подавляющее большинство теорий оказываются неверными. И вполне логично, что многие люди, работающие в сфере наблюдательной астрофизики, их игнорируют.

Как оказалось, аккрецирующие нейтронные звезды представляют собой фактически идеальную среду для выработки рентгеновского излучения. А как же мы узнали, что Шкловский прав?

Только в начале 1970-х годов астрономы признали и приняли идею о двойной природе некоторых рентгеновских источников. Впрочем, это не означало, что эти источники непременно являются аккрецирующими нейтронными звездами. Первым источником, открывшим нам свои тайны, стал Cyg Х-1, и он оказался одним из самых важных в рентгеновской астрономии. Cyg Х-1 был обнаружен во время исследовательского полета ракеты в 1964 году; это очень яркий и мощный источник рентгеновского излучения, поэтому он и сегодня привлекает к себе огромное внимание рентгеновских астрономов.

Затем, в 1971 году, радиоастрономы обнаружили радиоволны от Cyg Х-1. Их радиотелескопы точно определили, что Cyg Х-1 расположен на участке неба (в окне ошибки) в 350 квадратных угловых секунд, то есть почти в 20 раз меньшем, чем возможное окно ошибки при отслеживании рентгеновского излучения. Затем исследователи начали искать его оптический аналог. Они хотели увидеть в видимом свете звезду, которая испускала эти загадочные рентгеновские лучи.

В том же радиоокне ошибки находился ярко-фиолетовый сверхгигант, известный как HDE 226868. Учитывая его вид, астрономы могли сравнить его с другими очень похожими звездами и довольно точно оценить массу. В итоге сразу пять астрономов, в том числе всемирно известный Аллан Сандаж, пришли к выводу, что HDE 226868 – просто «обычный сверхгигант B₀, без каких-либо особенностей», отказавшись от идеи, что это оптический аналог Cyg Х-1. Но другие (в те времена менее известные) представители оптической астрономии изучили звезду более внимательно и сделали ряд поистине эпохальных открытий.

Они обнаружили, что эта звезда – член двойной системы с периодом орбитального движения 5,6 дня, и доказали, что сильный рентгеновский поток от этой двойной системы обусловлен аккрецией газа из оптической звезды (донора) очень маленьким – компактным – объектом. Только потоком газа, направленного в сторону массивного, но очень маленького объекта, можно было объяснить обильное рентгеновское излучение.

Астрономы провели измерения доплеровского сдвига линий поглощения в спектре звезды-донора, вращающейся по своей орбите (помните, что когда звезда движется в направлении Земли, спектр смещается в сторону фиолетового конца, а когда от Земли – в сторону красного), и пришли к выводу, что генерирующая рентгеновское излучение звезда-спутник слишком массивна, чтобы быть нейтронной звездой или белым карликом (еще одна компактная, очень плотная звезда, как Сириус Б). Но если объект не был ни тем ни другим и если он массивнее нейтронной звезды, то чем еще он мог быть? Конечно же, черной дырой! Именно этот вывод и сделали астрономы.

Однако, будучи учеными-наблюдателями, они высказали эти идеи с большой осмотрительностью. Например, Луиза Уэбстер и Пол Мердин, отчет которых был опубликован в журнале Nature 7 января 1972 года, сформулировали свой вывод следующим образом: «Масса звезды-спутника, по всей видимости, больше двух масс Солнца, следовательно, мы неизбежно должны предположить, что данный объект может быть черной дырой». А вот что написал Том Болтон месяц спустя в том же Nature: «В связи с этим возникает весьма явная вероятность, что спутник [аккретор] является черной дырой».

Таким образом, три замечательных астронома – Уэбстер и Мердин из Англии и Болтон из Торонто – разделили между собой честь открытия рентгеновских двойных систем и обнаружения первой черной дыры в нашей Галактике. (Болтон так гордился этим открытием, что даже много лет ездил на машине с номерными знаками Cyg X-1.)

Я всегда считал странным, что эти ученые не получили главного приза за это абсолютно феноменальное открытие. В конце концов, они попали в самую точку целой области науки – и были первыми! Это они обнаружили первую рентгеновскую двойную систему. И это они заявили, что аккретор, вероятно, является черной дырой. Просто отличная работа!

В 1975 году не кто иной, как сам Стивен Хокинг, побился об заклад со своим другом, физиком-теоретиком Кипом Торном, что Cyg Х-1 вовсе не черная дыра, хотя большинство астрономов к тому времени считали именно так. В конце концов, пятнадцать лет спустя Стивен признался, что проиграл, – я думаю, с немалым удовольствием, поскольку значительная часть его работы была связана с черными дырами. Согласно последним и наиболее точным измерениям, масса черной дыры в Cyg Х-1 составляет около пятнадцати солнечных масс (я это знаю из личного общения с Джерри Оросом и моим бывшим студентом Джеффом Мак-Клинтоком).

Если вы человек внимательный, то наверняка сейчас подумали: «Погодите-ка! Вы же говорили, что черные дыры ничего не излучают, что ничто не может покинуть их гравитационное поле. Как же они могут излучать рентгеновские лучи?» Хороший вопрос, и я обещаю позже на него ответить, а пока скажу только: рентгеновские лучи, испускаемые черной дырой, выходят не изнутри горизонта событий – их испускает материя на пути в черную дыру. Черная дыра объяснила то, что мы видели при наблюдении Cyg Х-1, но она не могла объяснить то, что мы наблюдали в форме рентгеновского излучения, исходящего от других двойных звезд. Для этого требовались нейронные двойные звезды, которые и были вскоре открыты благодаря замечательному спутнику «Ухуру».

Состояние дел в рентгеновской астрономии резко изменилось в декабре 1970 года, когда на орбиту вышел первый спутник, использовавшийся исключительно для соответствующих исследований. Запущенный из Кении в седьмую годовщину кенийской независимости, он получил свое имя от слова uhuru, что в переводе с суахили означает «свобода».

«Ухуру» начал в астрофизике революцию, которая продолжается по сей день. Только представьте, что может делать спутник: наблюдения 365 дней в году, двадцать четыре часа в день, при полном отсутствии атмосферы! «Ухуру» имел возможность осуществлять наблюдения разными способами, о которых около полутора десятков лет назад мы могли только мечтать. Чуть больше чем за два года спутник составил карту рентгеновского неба, используя для этого датчики, способные улавливать источники радиации, в 500 раз более слабые, чем Крабовидная туманность, и в 10 тысяч раз слабее, чем Sco X-1. Спутник нашел 339 таких источников (мы же до этого – всего несколько десятков) и составил первую в истории астрономии рентгеновскую карту всего неба.

Освободив нас от ненавистных атмосферных ограничений, спутниковые обсерватории в корне изменили наше представление о Вселенной, потому что благодаря им мы научились видеть глубокий космос – и удивительные объекты в нем – в любой части электромагнитного спектра. Космический телескоп «Хаббл» расширил обзор оптической вселенной, а рентгеновские обсерватории сделали то же самое для вселенной рентгеновской. А в настоящее время существуют еще и гамма-обсерватории, позволяющие наблюдать еще более высокоэнергетическую вселенную.

В 1971 году «Ухуру» обнаружил 4,84-секундные пульсации от Cen Х-3 (в созвездии Центавр). На протяжении однодневного интервала спутник наблюдал десятикратное изменение потока рентгеновского излучения примерно за один час. Период пульсаций сначала уменьшался, а затем увеличивался приблизительно на 0,02–0,04 процента; каждое изменение имело место где-то в течение часа. Все это было чрезвычайно интересно, но сильно озадачивало. Такая пульсация не могла быть результатом вращения нейтронной звезды; их периоды вращения отличаются потрясающей стабильностью. Ни один из известных пульсаров не мог менять свой период пульсации на 0,04 процента в час.

Пазл сложился, когда группа операторов «Ухуру» несколько позже выяснила, что Cen X-3 – двойная система с периодом орбитального движения 2,09 дня, а 4,84-секундные пульсации – следствие вращения аккрецирующей нейтронной звезды. Очевидность этого была поистине ошеломляющей. Во-первых, астрономы ясно видели повторяющиеся затмения (каждые 2,09 дня), когда нейтронная звезда пряталась за звезду-донора, блокирующего рентгеновские лучи. И во-вторых, они смогли измерить доплеровский сдвиг в периоды пульсаций. Когда нейтронная звезда движется по направлению к нам, период пульсации немного короче, а при удалении немного дольше. Эти невероятной важности результаты были опубликованы в марте 1972 года и логично объяснили явления, которые еще в 1971 году казались неимоверно загадочными. Все было точно так, как предсказывал Шкловский относительно Sco X-1: исследуемый объект оказался двойной системой, состоящей из звезды-донора и аккрецирующей нейтронной звезды.

Позднее в том же году группа Джаккони нашла еще один источник с пульсациями и затмениями – Her X-1 (от названия Гекулес). Еще одна рентгеновская двойная система нейтронной звезды!

Это были совершенно потрясающие открытия, в корне изменившие рентгеновскую астрономию и определившие доминирующие в этой области представления на несколько ближайших десятилетий. Рентгеновские двойные чрезвычайно редки: возможно, только одна из ста миллионов двойных звезд в нашей Галактике является рентгеновской двойной. Тем не менее теперь мы знаем о существовании нескольких сотен таких звезд. В большинстве случаев компактный объект, аккретор, представлен белым карликом или нейтронной звездой, но есть по крайней мере два десятка известных систем, в которых аккретором является черная дыра.

Помните 2,3-минутную периодичность, которую моя группа обнаружила в 1970 году (еще до запуска «Ухуру»)? В то время мы понятия не имели, что означали эти периодические изменения. Что ж, теперь мы знаем, что GX 1 + 4 – это рентгеновская двойная с орбитальным периодом около 304 дней, а аккрецирующая нейтронная звезда вращается с периодом примерно 2,3 минуты.

Рентгеновские двойные: как это работает

Когда нейтронная звезда спаривается со звездой-донором нужного размера на нужном расстоянии, она может выдавать потрясающие фейерверки. Где-то там, в бесконечном пространстве, звезды, которых сэр Исаак Ньютон не мог себе даже представить, исполняют прекрасный танец, в то же время неразрывно привязанный к законам классической механики, которые знает и понимает любой студент-естественник.

Чтобы было понятнее, предлагаю начать с очень близкого нам примера. Земля и Луна – двойная система. Если провести линию от центра Земли к центру Луны, на ней будет точка, в которой гравитационная сила, направленная в сторону Луны, равна, но противоположно направлена силе гравитации Земли. Если бы вы там оказались, результирующая сила, действующая на вас, равнялась бы нулю. Если бы вы сделали шаг в одну сторону от этой точки, то свалились бы на Землю, если бы ступили в другую – упали бы на Луну. У этой точки есть имя – внутренняя точка Лагранжа. Конечно, она находится намного ближе к Луне, ведь масса Луны почти в 80 раз меньше массы Земли.

Теперь вернемся к рентгеновским двойным системам, состоящим из аккрецирующей нейтронной звезды и значительно большей звезды-донора. Когда две звезды находятся очень близко друг к другу, внутренняя точка Лагранжа может лежать ниже поверхности звезды-донора. Если это так, то некоторая материя звезды-донора будет испытывать на себе гравитационную силу, направленную к нейтронной звезде, превышающую силы гравитации, направленную к центру звезды-донора. Следовательно, материя – горячий газ-водород – будет перетекать со звезды-донора на нейтронную звезду. Поскольку эти звезды вращаются вокруг общего центра масс, материя не может упасть прямо на нейтронную звезду. Прежде чем достичь ее поверхности, она падает на орбиту вокруг нейтронной звезды, создавая вращающийся диск горячего газа, или аккреционный диск. Часть этого газа на внутреннем кольце диска в конечном счете находит свой путь далее вниз, к поверхности нейтронной звезды.

Тут в дело вступает интересная часть физики, с которой вы знакомы в несколько ином контексте. Поскольку газ очень горячий, он ионизирован и состоит из положительно заряженных протонов и отрицательно заряженных электронов. Но из-за того что у нейтронных звезд очень сильные магнитные поля, эти заряженные частицы вынуждены держаться линии магнитного поля звезды, в результате чего большая часть этой плазмы попадает на магнитные полюса нейтронной звезды (как в полярном сиянии на Земле). Эти магнитные полюса (где материя буквально обрушивается на нейтронную звезду) становятся горячими точками с температурой в миллионы градусов Кельвина, излучающими рентгеновские лучи. А учитывая, что магнитные полюса, как правило, не совпадают с полюсами оси вращения (см. главу 12), мы на Земле получим высокоэнергетический поток рентгеновского излучения, только когда это горячее пятно повернуто в нашу сторону. И так как нейтронная звезда вращается, нам она кажется пульсирующей.

Каждая двойная рентгеновская система имеет аккреционный диск, вращающийся по орбите вокруг аккретора, будь то нейтронная звезда, белый карлик или, как в случае с Cyg Х-1, черная дыра. Аккреционные диски – одни из самых необычных объектов во Вселенной, и почти никто, кроме профессиональных астрономов, о них никогда не слышал.

Аккреционные диски есть вокруг всех черных дыр рентгеновских двойных звезд. Аккреционные диски, вращающиеся вокруг сверхмассивных черных дыр, есть в центре многих галактик, хотя, как выясняется, такого диска вокруг сверхмассивной черной дыры в центре нашей Галактики, судя по всему, нет.

Исследование аккреционных дисков сегодня стало отдельной областью астрофизики. Вы можете увидеть их удивительные образы, введя в поисковую строку фразу «Xray binaries». Существует множество аккреционных дисков, о которых мы не знаем. Одна из самых сложных проблем науки заключается в том, что она до сих пор до конца не понимает, как материя в них находит свой путь к компактным объектам. Другой пока еще нерешенной проблемой является отсутствие понимания природы нестабильности в аккреционных дисках, приводящей к изменчивости в потоке этой материи на компактный объект и изменчивости рентгеновской светимости. Знание радиопотоков, присутствующих в некоторых рентгеновских двойных, также пока оставляет желать лучшего.

Звезда-донор может передавать аккрецирующей нейтронной звезде до примерно 10¹⁸ граммов материи в секунду. Это кажется довольно большой величиной, но даже при такой огромной скорости для передачи количества материи, равного массе Земли, потребовалось бы 200 лет. Материя с диска течет по направлению к аккретору под воздействием его мощного гравитационного поля, разгоняющего газ до чрезвычайно высокой скорости – от трети до половины скорости света. Гравитационная потенциальная энергия, освобождаемая этой материей, преобразуется в кинетическую энергию (примерно 5 × 10³⁰ Вт) и нагревает стремительно летящий водород до температуры в миллионы градусов.

Вы уже знаете, что, нагреваясь, материя испускает излучение черного тела (см. главу 14). Чем выше температура, тем высокоэнергетичнее это излучение, из-за чего его волны становятся короче, а частота повышается. Когда материя достигает температуры 10–100 миллионов кельвинов, генерируемое ею излучение представлено в основном рентгеновскими лучами. Почти все 5 × 10³⁰ Вт испускаются в виде рентгеновского излучения; сравните это с полной светимостью Солнца (4 × 10²⁶ Вт), которое генерирует в виде рентгеновских лучей всего около 10²⁰ Вт. Да поверхность нашего Солнца по сравнению с этой материей просто ледяная!

Сами нейтронные звезды слишком малы, чтобы быть увиденными оптическими методами, но с помощью оптического телескопа мы можем наблюдать гораздо большие звезды-доноры и аккреционные диски. Диски сами могут излучать немного света – отчасти вследствие процесса, который называется нагреванием рентгеновским излучением. Когда материя с диска обрушивается на поверхность нейтронной звезды, получившиеся в результате рентгеновские лучи расходятся во всех направлениях и, следовательно, проходят через сам диск, нагревая его до еще более высоких температур. Я расскажу об этом подробнее в следующей главе, посвященной рентгеновским вспышкам.

Открытие рентгеновских двойных стало разгадкой первой загадки рентгеновского излучения вне Солнечной системы. Теперь мы понимаем, почему рентгеновская светимость источника, например Sco X-1, в 10 тысяч раз больше его оптической светимости. Рентгеновские лучи испускаются очень горячей нейтронной звездой (ее температура составляет несколько десятков миллионов кельвинов), а видимый свет – намного более холодной звездой-донором и аккреционным диском.

И вот, когда мы решили, что наконец-то полностью поняли, как работают рентгеновские двойные звезды, природа преподнесла нам очередной сюрприз. Рентгеновские астрономы начали делать открытия, явно опережавшие теоретические модели.

В 1975 году открытие действительно странного явления привело меня к наивысшей точке научной карьеры. Я полностью погрузился в наблюдения, изучение и попытки объяснить это замечательное и загадочное явление – рентгеновские вспышки.

История рентгеновских вспышек, между прочим, включает мою борьбу с русскими учеными, которые неверно толковали собственные данные, а также с некоторыми из моих коллег из Гарварда, полагавшими, что рентгеновские вспышки – результат деятельности очень массивных черных дыр (бедные черные дыры, их несправедливо обвиняли в очень многих бедах!). Хотите верьте, хотите нет, мне даже приказывали (и не раз) не публиковать кое-какие данные о вспышках из соображений национальной безопасности.