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… 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.