На протяжении десятилетий, начало которым было положено в 1970‐х гг., ни одна другая отрасль астрономии не извлекла таких выгод из оборудования, установленного на борту ракет и спутников, как астрофизика высоких энергий. Эти исследования предусматривают использование излучения на очень коротких волнах – рентгеновских и гамма-лучей с длинами волн, примерно обозначенными на ил. 237 выше на с. 927. Название «астрофизика высоких энергий» возникло в силу того факта, что фотоны, порции излучения, на этих длинах волн обладают гораздо большей энергией, чем фотоны видимого света.

Как известно, Солнце является источником рентгеновского излучения. В 1962 г. в созвездии Скорпион обнаружили самый мощный источник рентгеновских лучей на нашем небе, Скорпион X-1. Это одно из тех открытий, что совершаются на отшибе профессиональной астрономии. Бруно Росси, профессор физики в Массачусетском технологическом институте (МТИ), являлся также главой компании (Американская научно-техническая корпорация), основанной бывшим студентом Мартином Аннисом. Компания наняла итальянского физика, специалиста по космическим лучам, чтобы начать программу космических исследований, и он, совместно с другим физиком из МТИ, Джорджем Кларком, занимался конструированием приборов для рентгеновских наблюдений Солнца, Луны и некоторых звезд, например, сверхновых. НАСА отклонило одну из их заявок, но военно-воздушные силы поддержали попытку изучать рентгеновскую флуоресценцию, излучаемую Луной, и в ходе этого исследования выяснилось, что фоновое рентгеновское излучение неба полностью искажает всякую лунную флуоресценцию, которая могла бы иметь место. Удалось обнаружить рентгеновские источники, но удивительным оказалось не столько их существование, сколько интенсивность. На деле, команда исследователей уже знала о более ранних неопубликованных работах, где высказывались осторожные предположения об обнаружении источников рентгеновского излучения. Их подготовили Герберт Фридман и Джеймс Куппериан-младший в 1957 г., но не опубликовали, поскольку результаты наблюдений не удалось подтвердить в ходе последующих полетов.

Никто не ожидал, что отдельные звезды в Галактике, являющиеся источником рентгеновского излучения, могут высвобождать такое громадное количество энергии. Некоторые из них излучают в 100 000 раз больше энергии, чем наше Солнце. 12 декабря 1970 г. другой американский спутник, на сей раз специально предназначенный для изучения звездных рентгеновских источников, был запущен из Кении. (В честь празднования независимости этой страны его назвали «Ухуру», что означает «свобода» на языке суахили.) Это событие открыло эпоху картографирования положений наиболее мощных источников рентгеновского излучения. Исходной целью «Ухуру» было открытие рентгеновских источников за пределами нашей Галактики, но количество обнаруженных скоплений галактик и квазаров оказалось значительно ниже ожидаемого, и наибольшего успеха ему удалось добиться в пределах нашей Галактики. Среди 339 источников, идентифицированных с помощью спутника «Ухуру», открыт наиболее яркий во всей Галактике, а именно – Лебедь X-1. Этот источник совпадает с оптически видимым голубым гигантом, массой в 20 солнечных масс, и его невидимым компаньоном, масса которого была впоследствии оценена в 8,5 солнечной массы (специалисты утверждают, что это черная дыра, поскольку ее масса превышает теоретический предел для нейтронной звезды).

Другой спутник, созданный с той же целью, «HEAO-2» (преемник «HEAO‐1»), был запущен в 1978 г. и в итоге переименован в «Эйнштейн» в честь столетия со дня рождения Альберта Эйнштейна (1879). В предшествующий период американские и европейские спутники не могли получать прямых изображений и обладали точностью не более одного градуса. «HEAO-2» нес на борту широкий набор приборов, способных получать непосредственные изображения, и мог локализовать источники рентгеновского излучения с точностью до 2 секунд дуги, а это почти всегда позволяло идентифицировать их с оптическими источниками. Еще одна орбитальная обсерватория астрономии высоких энергий, запущенная примерно в то же время, что и «HEAO-2», – японский спутник для исследования рентгеновского излучения «Хакутё» (лебедь), запущенный в 1979 г., к которому через четыре года присоединился спутник «Тенма» (пегас).

Получив столь энергичное начало, спутниковая эра продолжалась, хотя и ей приходилось считаться с экономическим спадом. Однако мы достигли этапа, когда простое перечисление многочисленных спутников, используемых астрономами, стало столь же бессмысленным занятием, как и создание списка телескопов, скажем, во времена Гершеля. Каждый спутник играет свою роль в создании существенно нового ви́дения различных космических объектов и их места в модели космоса. Вскоре стало широко признано, что источники рентгеновского излучения соответствуют системам, включающим очень компактные звезды того или иного типа (белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры) с высокой гравитационной энергией, которая может порождать излучение высоких энергий, главным образом рентгеновское излучение и гамма-лучи. Как и в случае с телескопами, технологические возможности в оснащении спутников таят в себе огромный потенциал, и поэтому легко забыть о том, что это не самоцель, а задача состоит в получении и интерпретации данных. Бо́льшая часть последовавших дискуссий по вопросу о существовании черных дыр сосредоточилась на данных, полученных от мощного источника Лебедь X-1. В данном случае (как и во многих других) удалось обнаружить, что здесь присутствует двойная система; компактный компонент, судя по всему, перетягивает на себя вещество своего соседа – нормальной звезды. Это, как выяснилось, может происходить самыми разными способами, в зависимости от размеров и пространственной близости компонентов.

Источники рентгеновского излучения, как стало известно, варьируются по мощности, часто являются периодическими, но иногда порождают неожиданно мощные вспышки, длящиеся всего лишь несколько часов или дней. Удалось зарегистрировать периодические вспышки, длившиеся по нескольку секунд. Было обнаружено, что в некоторых из этих случаев, названных «барстерами», речь идет о двойных системах, но периодическое затмевание, ранее предлагавшееся в качестве объяснения колебаний интенсивности блеска, уже недостаточно для объяснения более сложных схем рентгеновской пульсации. Удалось отыскать относительно простые варианты объяснений, построенные на эффектах, связанных с быстрым вращением одиночной звезды с окружающим ее асимметричным диском или существованием потоков выбрасываемого вещества; но в других случаях пульсация оказалась слишком быстрой. Высокая концентрация рентгеновских барстеров (звезд, демонстрирующих неожиданные мощные вспышки, длящиеся обычно в течение нескольких дней, но без всякой периодической зависимости) была обнаружена в галактической плоскости. На раннем этапе спутниковых исследований удалось обнаружить, что шаровые скопления также являются мощными источниками рентгеновского излучения.

Гамма-излучение, как и рентгеновское излучение, легче всего наблюдать из космоса, поскольку бо́льшая его часть поглощается нашей атмосферой. Однако, как уже в 1948 г. показал английский физик Патрик М. С. Блэкетт, очень высокие энергии (более нескольких десятков миллиардов электронвольт) можно зарегистрировать и с поверхности Земли. Он понимал, что при входе в атмосферу такое излучение должно создавать каскады частиц, производящие в свою очередь вспышки голубого цвета, а именно – излучение Черенкова. Этот голубой свет (по всей видимости, лучше всего известный сегодня по изображениям топливных элементов с водяным охлаждением в ядерных реакторах) был назван по имени советского физика Павла Черенкова, который открыл его в 1930‐х гг. Он испускается, когда заряженная частица или излучение высокой энергии проходит через прозрачную среду быстрее, чем фазовая скорость света в среде, и его уподобляют звуковому хлопку, производимому самолетом, преодолевающим звуковой барьер. Таким образом, появившийся свет дает представление о скорости и направлении вызвавших его высокоэнергетичных частиц, или излучения. При воздействии гамма-лучей он очень слабый и непродолжительный и длится лишь несколько наносекунд. Космические лучи дают аналогичный эффект гораздо большей интенсивности, но в возникающих вспышках черенковского излучения существует два типа отличий, порождаемых тем, что от гамма-лучей на поверхности Земли образуется эллиптическое пятно размером примерно с футбольное поле. В XXI в. это «пятно» фиксируется с помощью установок, состоящих из телескопических зеркал и фотоумножителей. Изучение гамма-источников, например остатков сверхновых, началось с использования построенного в 2003 г. в Намибии черенковского телескопа H. E. S. S. – установки, названной в честь Виктора Франца Гесса, лауреата Нобелевской премии, полученной им за открытие космических лучей, о чем уже говорилось ранее. Эта установка построена при участии восьми европейских и африканских стран, прежде всего Германии и Франции.

После того как Блэкетт постулировал существование черенковского излучения, первая успешная наземная регистрация вторичных частиц ливня была осуществлена в 1953 г. двумя физиками Британского научно-исследовательского института атомной энергии в Харуэлле. Двое специалистов, У. Гэлбрейт и Дж. В. Джелли, использовали детектор, сделанный из зеркала еще одного списанного армейского прожектора, домашнего мусоросборника из гальванизированного железа и фотоэлектронного умножителя. Более значительная новаторская работа последовала в 1970‐х гг.: в Соединенных Штатах, на Канарских островах и в Австралии под руководством Теда Тервера из Даремского университета, и в Астрономической обсерватории им. Уиппла, в Аризоне, под руководством Тревора Уикса. Первым, кто предложил исключительно важный способ проведения различия между характеристиками черенковского излучения, возникающего от гамма-лучей и пестрого собрания различных частиц космических лучей, стал член группы Уикса Майкл Хиллас.

Первая регистрация высокоэнергетичных космических гамма-лучей осуществлена в 1961 г. спутником «Эксплорер-XI», а спустя некоторое время удалось зарегистрировать и гамма-барстеры, хотя это случилось лишь в 1967 г. Их распределение, как выяснилось, не соответствует распределению рентгеновских барстеров. Сначала казалось, что они расположены близко, поток излучения от них слабый и, вероятнее всего, речь идет об одиночных нейтронных звездах. Первый такой объект обнаружил американский военный спутник («Vela»), предназначенный для обнаружения относительно слабых советских атомных взрывов. Некоторые из найденных гамма-барстеров отождествлялись с оптически наблюдаемыми объектами. Одно из замечательных событий, зарегистрированное 5 марта 1979 г. по крайней мере девятью спутниками, состояло из очень короткого импульса, с последовавшей за ним серией из примерно двух дюжин импульсов с 8-секундным интервалом. Состоялось много дискуссий по поводу возможного механизма этой вспышки, источником которой, по всей вероятности, была нейтронная звезда, но особенно интересным сделало этот инцидент то, что источник, судя по всему, совпадал с остатком сверхновой в Большом Магеллановом Облаке, то есть он находился за пределами нашей Галактики.

Усилиями пяти научно-исследовательских институтов – Европейского космического агентства, Франции, Нидерландов, Италии и Германии – был создан спутник с детектором гамма-лучей, который, как показала практика, функционировал в течение необычайно длительного периода (с 1975 по 1982). С помощью этого спутника, названного «Cos-B», удалось составить обширную карту источников, многие из которых оказались удивительно мощными. Почти все из двух дюжин самых мощных источников расположены либо непосредственно в плоскости галактического диска, либо очень близко к нему. Указанный факт в течение нескольких лет задавал стандарт астрономических рассуждений на эту тему, пока НАСА в 1991 г. не был запущен на орбиту крупный спутник весом 17 тонн, что в шестьдесят раз превышало массу «Cos-B». Цель этого космического аппарата, названного сначала «GRO» (Gamma Ray Observatory – Гамма-обсерватория), а затем переименованного в гамма-обсерваторию «Комптон» в честь физика-первопроходца Артура Холли Комптона, заключалась в том, чтобы придать гамма-астрономии статус, полученный двумя десятилетиями ранее рентгеновской астрономией. В число ее объектов наблюдения входили сверхновые звезды других галактик, пульсары, активные ядра галактик, а также гамма-барстеры. Последние, как предполагалось, будут концентрироваться в плоскости галактического диска – там, где обнаруживались нейтронные звезды; но выяснилось, что это не так. Они наблюдались по всему небу. Источники гамма-излучения в который раз серьезно поколебали астрономические представления.

Массивная «GRO» (одни лишь ее инструменты весили шесть тонн) стала второй из серии больших обсерваторий НАСА, ей предшествовал космический телескоп «Хаббл», а следом за ней были введены в эксплуатацию рентгеновская обсерватория «Чандра» и космический телескоп «Спитцер». (Лайман Спитцер являлся ключевой фигурой в разработке и изготовлении космического телескопа «Хаббл», лоббируя его как в Конгрессе, так и перед широким научным сообществом.) В 1993 г. «GRO» составила первую карту источников гамма-излучения всего неба и выявила среди обнаруженных источников необычайно большое количество активных галактических ядер (АГЯ). (АГЯ – обозначение очень небольшой области в центре галактики с колоссальным выделением энергии в виде излучения или выбросов высокоскоростных частиц. Эта энергия могла превышать энергию всей остальной галактики. Как широко признано в настоящее время, АГЯ – это сверхмассивные черные дыры в центре галактик, и наблюдаемая энергия вырабатывается в процессе аккреции на них вещества, а также его разогрева в непосредственной близости от них в результате высокоскоростных столкновений.)

Как мы уже видели, термин «пульсар» использовался для обозначения пульсирующих звезд самых разных типов, среди которых нейтронные звезды, обладающие высокой скоростью вращения, предоставляли наилучший вариант объяснения их поведения. Сложность порождаемых ими физических проблем стала еще более наглядной, когда в Большом Магеллановом Облаке обнаружили пульсар с периодом вращения менее одной десятой доли секунды. Его следовало рассматривать как самый необычный из всех источников рентгеновского излучения, обнаруженных с помощью спутников, поскольку он излучал столько, сколько все известные рентгеновские источники в нашей Галактике, вместе взятые. Как же он называется? Если в Солнечной системе многие каменные глыбы скромных размеров носят человеческие имена, то этот объект получил наименование AO 538-66, и он, похоже, поразил воображение астрономов. Судя по всему, это обычная звезда массой примерно двенадцать солнечных масс в паре с черной дырой (необходимой для объяснения энергии этого объекта) или нейтронной звездой (необходимой для объяснения его пульсации). По всей вероятности, в конечном счете решение в пользу выбора одной из этих альтернатив – черной дыры или нейтронной звезды – будет основываться на определении массы этого объекта. Если она больше, чем примерно три солнечные массы, то теория склонна делать выбор в пользу черной дыры. В течение первых двух десятилетий рентгеновской астрономии удалось выявить лишь горстку кандидатов, пригодных для проведения такого различия, и каждый случай был предметом острых разногласий. Однако теория черных дыр может найти применение в гораздо большем масштабе, а именно она может быть применена к ядрам галактик, масса которых достигает порядка миллиарда звездных масс, а сама черная дыра способна ежегодно поглощать количество вещества (газа), эквивалентное нескольким солнечным массам.