Если бросить на нейтронную звезду предмет с высоты всего один метр, то он успеет разогнаться менее чем за микросекунду на 7200000 км/час. Диаметр нейтронной звезды может быть всего 25 километров, но при этом по массе она равна 500000 масс Земли. Часть нейтронной звезды размером всего с сахарный кубик будет весить примерно столько же, сколько гора Эверест. Ядра же нейтронных звезд остаются для нас загадкой, и если что-либо приблизится к такому объекту, то судьба его будет стремительной, недолгой и страшной.

Нейтронные звезды – это удивительные и непредсказуемые объекты, рождающиеся в результате взрыва сверхновых звезд. Происходит это один или два раза в сто лет. Число этих звезд ученым неизвестно. Некоторые из них порождают черные дыры. Нейтронная звезда – близкая родственница черной дыры, которая не «схлопывается» до состояния черной дыры. Поэтому за нейтронными звездами, в отличие от черных дыр, можно наблюдать. Мы можем зафиксировать эмиссию, свет, идущий с поверхности нейтронных звезд. Это удивительные объекты. Они настолько плотные, что звезда радиусом всего 10 километров более чем в два раза тяжелее Солнца.

Существуют такие плотные звезды, что если взять чайную ложку материи такой звезды, она будет весить миллиард тонн. Нейтронные звезды состоят из материи, которой нет на Земле. Они необычны еще и потому, что очень быстро вращаются. Обычно они вращаются вокруг своей оси несколько раз в секунду, но известны звезды, которые делают это со скоростью в несколько сотен раз в секунду. Нам это известно, поскольку такие звезды также излучают свет. Эти лучи исходят от оси электромагнитного поля, которая не совмещена с осью собственного вращения звезды. Ось электромагнитного поля наклонена, и мы видим лучи света каждый раз, когда звезда вращается с пульсацией. Нейтронные звезды, совершающие такие действия, называются пульсарами и они подобны космическим маякам. Мы можем видеть их свет с очень большого расстояния, и благодаря световым импульсам можем измерить скорость вращения таких звезд с помощью телескопов, установленных на Земле. Обычно такие пульсары наблюдаются при помощи радиотелескопов, представляющих собой огромные тарелки, чувствительные к радиосоставляющей спектра.

Длина световой волны – от 10 до 20 сантиметров. Известно, что в нашей галактике существует много радиопульсаров, примерно 23 или 24 сотни. Мы наблюдали их на Млечном Пути и в нескольких смежных галактиках, хотя там их обнаружить гораздо сложнее. Одной из разновидностей пульсаров являются так называемые магнетары. Это нейтронные звезды, которые невероятно сильно намагничены. У обычных пульсаров есть магнитное поле, поэтому мы можем их видеть.

У магнетаров же магнитные поля самые сильные среди всех известных нам объектов во Вселенной. Они в триллионы раз сильнее полей на Солнце или на Земле. Если вы поместите магнетар на расстояние, на котором Луна находится от Земли, а сами будете на Земле, ваша кредитная карточка размагнитится. Такое сильное у него магнитное поле. Магнетары представляют особый интерес, поскольку мы полагаем, что их магнитные поля столь сильны, что могут привести к нестабильности звезды. Иногда, возможно, они становятся причиной того, что звезда трескается. Мы видим это как колоссальные взрывы, рентгеновские и гамма-лучи. Их изучают при помощи рентгеновских и гамма-лучевых телескопов. Они значительно отличаются от радиотелескопов. Радиотелескопы устанавливаются на земле, поскольку радиоволны могут проникать сквозь нашу атмосферу, в то время как рентгеновские телескопы представляют собой спутники, движущиеся по орбите, потому что рентгеновские лучи, к счастью для человечества, не могут проникать сквозь нашу атмосферу. Это касается и гамма-лучей, которые не могут проникать сквозь атмосферу. Поэтому для обнаружения таких объектов нужны движущиеся по орбите рентгеновские и гамма-лучевые телескопы. Одним из интересных свойств магнетаров является то, что некоторые из происходящих в них взрывов столь мощны, что они могут нейтрализовать детекторы на всех таких спутниках. Мы называем такие явления гигантскими вспышками. Они происходят очень редко, за прошедшее время мы наблюдали все три таких явления: в 1979, 1996 и 2004 годах. Эти события столь масштабны...

Крошечная нейтронная звезда диаметром от 10 до 20 километров может за одну минуту произвести больше энергии, чем Солнце за четверть миллиона лет. Каким-то образом, используя сильнейшие магнитные поля, эти объекты способны производить колоссальное количество энергии. Гигантская вспышка оказывает существенное воздействие на нашу атмосферу, в частности, на ионосферу. Это интересный феномен. Магнетары, несмотря на то, что они находятся очень и очень далеко, способны на такое. Одна из недавних интересных разработок в этой области – солнечный рентгеновский спутник Swift и спутник Fermi, оснащенный мониторами всплесков гамма-излучения. На этих спутниках есть приборы, позволяющие исследовать огромные космические пространства, в отличие от других спутников, зона наблюдения которых крайне мала. Мониторы с обозримостью всего неба могут вести наблюдение за большим участком неба, и они могут обнаруживать различные магнетары. С момента запуска таких спутников число известных нам магнетаров резко возросло.

20-30 лет назад мы знали, что существует всего 3 или 4 магнетара. Сегодня нам известно примерно о двух дюжинах магнетаров, обнаруженных спутниками, которые сканируют небо и замечают, когда эти магнетары взрываются. Большинство взрывов не похожи на гигантские вспышки, но мониторы с обозримостью всего неба способны замечать даже небольшие взрывы. Интересно то, что, как оказалось, некоторые из этих объектов находятся гораздо ближе к Земле, чем мы предполагали ранее. Некоторые из них почти в 10 раз. Интересный вопрос, что произойдет, если в одном из близко расположенных к Земле магнетаров, которые мы обнаружили совсем недавно, произойдет гигантская вспышка, наподобие тех, что происходят в другом конце галактики? Каким образом это отразится на атмосфере Земли?

Интересно также понять, почему одни нейтронные звезды становятся магнетарами, а другие – нет. Крупные звезды разрушаются, образуя нейтронные звезды, но мы до сих пор не знаем, почему некоторые нейтронные звезды превращаются в обычные радиопульсары, а некоторые становятся магнетарами. В то же время с некоторыми нейтронными звездами вообще ничего не происходит. У них нет пульсаций. Это еще одна интересная проблема в наших исследованиях. Мы начали обнаруживать нейтронные звезды, которые пульсируют, но очень редко. Они пульсируют один раз и надолго исчезают. Затем они снова пульсируют. Мы называем такие звезды вращающимися радиотранзиентами, и пока они были замечены только при помощи радиоволн, но не рентгеновских лучей. Мы думаем, что они похожи на обычные радиопульсары, но пока не понимаем, почему они пульсируют спорадически. Это весьма интересные объекты. Они дают нам понять, что наши знания о нейтронных звездах в галактике, этих объектах, формирующихся после разрушения массивных звезд, могут быть довольно обрывочными. И мы хотели бы понять, каким образом звезды появились в нашей галактике, как они рождаются и умирают. Эти недавно обнаруженные объекты, которые время от времени взрываются, дают нам понять, что наших знаний о том, каким образом умирают крупные звезды и как часто они образуют нейтронные звезды в сравнении с черными дырами или другими объектами, недостаточно. Мы можем только примерно представить, сколько сверхновых взрывается за сто лет. Думаем, одна или две. Но мы не можем сказать, какого общее число нейтронных звезд.

Нейтронные звезды – это уникальные объекты, и многие считают, что самое интересное, что в них есть – это их недра. Иногда спрашивают, зачем вообще нужна астрономия, в чем её «народно-хозяйственное» значение? Основной ответ состоит в том, что астрономические объекты дают нам уникальный шанс исследовать вещество в экстремальных условиях, которые на Земле недоступны. А это всегда важно, поскольку если мы строим какую-то большую теорию, с совершенно понятным народно-хозяйственным выходом, например, электродинамику, мы хотим построить теорию, которая работала бы во всех параметрах.

Если мы хотим изучать очень сильные токи или очень сильные магнитные поля, нам нужно проверять предсказание теории, и единственный объект, где это можно делать, – нейтронные звезды. Так, если мы хотим иметь хорошую теорию гравитации, например, чтобы спутники по Солнечной системе летали так, как нам необходимо, нам надо в целом проверять эту теорию гравитации, искать какие-то экстремальные объекты, это будут тоже нейтронные звезды или черные дыры. Это же верно и для ядерной физики. Мы хотим знать, как взаимодействуют друг с другом протоны, нейтроны и другие частицы, как они превращаются друг в друга, при каких условиях. В том числе, как ведет себя вещество при очень высокой плотности.

На Земле самой высокой плотностью обладает атомное ядро. Мы все помним, что атом является эфемерным образованием, поскольку сам он большой только за счет того, что электроны крутятся вокруг ядра, вся масса сидит в маленьком ядрышке. Заставить ядро сжаться еще сильнее в земных условиях очень трудно, потому что мы сталкиваемся с сильным ядерным взаимодействием, с которым очень тяжело бороться. Единственный способ на земле поджать ядро – это разогнать и столкнуть на ускорителе два ядра. Но при этом получится горячее вещество. Ядра летят с огромной энергией, и в момент столкновения энергия выделяется, и получается облако горячей плазмы. Для каких-то приложений это хорошо, но для изучения того, как ведет себя холодное плотное вещество, – плохо, потому что получить его таким образом невозможно. И единственное место, где можно косвенно изучать вещество при высокой плотности, – это недра нейтронных звезд.

Оценки показывают, что в центре нейтронной звезды плотность может быть в десять раз больше, чем у атомного ядра. И там могут происходить очень интересные превращения. Во-первых, вещество на Земле состоит из протонов и нейтронов, соотношение которых примерно поровну. Но если мы начинаем сжимать вещество, то нейтронов становится больше. В некоторых моделях в центральных частях нейтронных звезд нейтронов действительно больше в 9 раз, чем протонов. Именно поэтому нейтронные звезды и имеют такое название. Но могут происходить и другие превращения, когда может быть выгодным окажется превращение нейтронов и протонов в другие частицы. Существуют модели, где возникают такие гиперонные звезды, есть сценарии, где в центральных частях нейтронных звезд возникают конденсаты других частиц, например, пионов.

Есть еще более экзотические модели — модели кварковых, или странных, звезд. Мы помним, что протоны и нейтроны состоят из трех маленьких частиц, кварков, которые обладают интересной особенностью. Мы не можем получить отдельный кварк вот здесь и как-то его начать изучать. Если мы, например, пытаемся взять кварк из протона или какой-то другой частицы, то мы затрачиваем так много энергии, что, выдернув кварк, этой энергии хватит, чтобы родить еще один кварк, и получится снова частица, состоящая из двух кварков. А если есть недра компактной звезды, то из-за большой гравитации создастся такая высокая плотность, что кварки станут свободными в этой области, и вещество будет состоять уже не из протонов, нейтронов, гиперонов, а именно из свободных кварков, некой кварковой плазмы. И единственное место, где действительно это можно достаточно надежно изучать, – это недра нейтронных звезд.

Проблема в том, что, во-первых, нейтронные звезды находятся далеко. А во-вторых, если это их недра, то нам нужно, наблюдая поверхности, процессы снаружи нейтронной звезды, понять, как она устроена внутри. И здесь возникает такая типичная астрономическая задача, когда эксперимент невозможен, а можно лишь только наблюдать. Например, можно наблюдать остывающие нейтронные звезды. Нейтронные звезды рождаются горячими, с температурой поверхности в несколько миллионов градусов. Однако за несколько лет наблюдений за остывающими нейтронными звездами мы можем видеть, как температура падает. И это дает нам информацию, что происходит внутри, потому что нейтронная звезда, как ни странно, остывает изнутри. Мы же привыкли, что тела остывают снаружи, и горячий объект снаружи холоднее, чем в центре. У нейтронных звезд ситуация иная: такие звезды все равно в центре горячее, но энергия извергается не фотонами на поверхность, а уносится нейтрино прямо из недр. Нейтронная звезда прозрачна для нейтрино, и поэтому остывание происходит из недр. Тепло течет во внутрь и оттуда испускается в виде нейтрино. Поэтому, наблюдая температуру поверхности, мы наблюдаем косвенно информацию о том, что происходит в центре. И, действительно, кварковые звезды должны остывать не так, как звезды, состоящие из протонов и нейтронов.

Существует другой способ узнать, что находится в недрах нейтронной звезды. Представим, что у нас есть нейтронная звезда, и мы начинаем потихонечку кидать в нее вещество. Масса ее растет, и в конце концов она схлопывается в черную дыру. В этот момент мы узнаем, как долго вещество может выдерживать давление перед тем как превратиться в черную дыру. Другими словами, узнаем, при какой центральной плотности происходит этот коллапс. Это тоже нам очень много скажет о том, как взаимодействуют друг с другом частицы при высокой плотности, когда наконец их давление уже не хватит для того, чтобы удержать звезду от коллапса.

В ближайшие годы, когда заработают усовершенствованные установки для наблюдения гравитационных волн, то, наблюдая слияние нейтронных звезд, мы можем узнать, что происходит у них в недрах, потому что если здесь нам ядра приходится самим разгонять и сталкивать, то там у нас будет естественный эксперимент по сталкиванию двух нейтронных звезд, и именно по гравитационно-волновому сигналу мы сможем установить, с какой-то степенью точности, как у нейтронных звезд устроено вещество внутри.

Нейтронные звезды, которые часто называют «мертвыми», являются удивительнейшими объектами. Их изучение в последние десятилетия превратилось в одну из самых увлекательных и богатых открытиями областей астрофизики. Интерес к нейтронным звездам обусловлен не только загадочностью их строения, но и колоссальной плотностью, и сильнейшими магнитными и гравитационными полями. Материя там находится в особом состоянии, напоминающем огромное атомное ядро, и эти условия невозможно воспроизвести в земных лабораториях.

Открытие в 1932 году новой элементарной частицы – нейтрона заставило астрофизиков задуматься над тем, какую роль он может играть в эволюции звезд. Два года спустя было высказано предположение о том, что взрывы сверхновых звезд связаны с превращением обычных звезд в нейтронные. Затем были выполнены расчеты структуры и параметров последних, и стало ясно, что если небольшие звезды (типа нашего Солнца) в конце своей эволюции превращаются в белых карликов, то более тяжелые становятся нейтронными. В августе 1967 года радиоастрономы при изучении мерцаний космических радиоисточников обнаружили странные сигналы – фиксировались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения, повторявшиеся через строго определенный интервал времени (порядка одной секунды). Это было совершенно не похоже на обычную хаотическую картину случайных нерегулярных колебаний радиоизлучения. После тщательной проверки всей аппаратуры пришла уверенность, что импульсы имеют внеземное происхождение. Астрономов трудно удивить объектами, излучающими с переменной интенсивностью, но в данном случае период был столь мал, а сигналы – столь регулярны, что ученые всерьез предположили, что они могут быть весточками от внеземных цивилизаций.

А потому первый пульсар получил название LGM-1 (от английского Little Green Men – «Маленькие Зеленые Человечки»), хотя попытки найти какой-либо смысл в принимаемых импульсах окончились безрезультатно. Вскоре были обнаружены еще 3 пульсирующих радиоисточника. Их период опять оказался много меньше характерных времен колебания и вращения всех известных астрономических объектов. Из-за импульсного характера излучения новые объекты стали называть пульсарами. Это открытие буквально всколыхнуло астрономию, и из многих радиообсерваторий начали поступать сообщения об обнаружении пульсаров. После открытия пульсара в Крабовидной Туманности, возникшей из-за взрыва сверхновой в 1054 году (эта звезда была видна днем, о чем упоминают в своих летописях китайцы, арабы и североамериканцы), стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с вспышками сверхновых звезд. Скорее всего, сигналы шли от объекта, оставшегося после взрыва. Прошло немало времени, прежде чем астрофизики поняли, что пульсары – это и есть быстро вращающиеся нейтронные звезды, которые они так долго искали.

Пульсар – это просто огромный намагниченный волчок, крутящийся вокруг оси, не совпадающей с осью магнита. Если бы на него ничего не падало и он ничего не испускал, то его радиоизлучение имело бы частоту вращения и мы никогда бы его не услышали на Земле. Но дело в том, что данный волчок имеет колоссальную массу и высокую температуру поверхности, да и вращающееся магнитное поле создает огромное по напряженности электрическое поле, способное разгонять протоны и электроны почти до световых скоростей. Причем все эти заряженные частицы, носящиеся вокруг пульсара, зажаты в ловушке из его колоссального магнитного поля. И только в пределах небольшого телесного угла около магнитной оси они могут вырваться на волю (нейтронные звезды обладают самыми сильными магнитными полями во Вселенной, достигающими 1010-1014 гаусс, для сравнения: земное поле составляет 1 гаусс, солнечное – 10-50 гаусс). Именно эти потоки заряженных частиц и являются источником того радиоизлучения, по которому и были открыты пульсары, оказавшиеся в дальнейшем нейтронными звездами. Поскольку магнитная ось нейтронной звезды необязательно совпадает с осью ее вращения, то при вращении звезды поток радиоволн распространяется в космосе подобно лучу проблескового маяка – лишь на миг прорезая окружающую мглу.

Согласно современной теории эволюции массивные звезды заканчивают свою жизнь колоссальным взрывом, превращающим большую их часть в расширяющуюся газовую туманность. В итоге от гиганта, во много раз превышавшего размерами и массой наше Солнце, остается плотный горячий объект размером около 20 километров, с тонкой атмосферой (из водорода и более тяжелых ионов) и гравитационным полем, в 100 миллиардов раз превышающим земное. Его и назвали нейтронной звездой, полагая, что он состоит главным образом из нейтронов. Вещество нейтронной звезды – самая плотная форма материи (чайная ложка такого суперядра весит около миллиарда тонн). Очень короткий период излучаемых пульсарами сигналов был первым и самым главным аргументом в пользу того, что это и есть нейтронные звезды, обладающие огромным магнитным полем и вращающиеся с бешеной скоростью. Только плотные и компактные объекты (размером всего в несколько десятков километров) с мощным гравитационным полем могут выдерживать такую скорость вращения, не разлетаясь на куски из-за центробежных сил инерции.

Нейтронная звезда состоит из нейтронной жидкости с примесью протонов и электронов. «Ядерная жидкость», очень напоминающая вещество из атомных ядер, в 1014 раз плотнее обычной воды. Это огромное различие вполне объяснимо – ведь атомы состоят в основном из пустого пространства, в котором вокруг крошечного тяжелого ядра порхают легкие электроны. Ядро содержит почти всю массу, так как протоны и нейтроны в 2000 раз тяжелее электронов. Экстремальные силы, возникающие при формировании нейтронной звезды, так сжимают атомы, что электроны, вдавленные в ядра, объединяются с протонами, образуя нейтроны. Таким образом рождается звезда, почти полностью состоящая из нейтронов. Сверхплотная ядерная жидкость, если ее принести на Землю, взорвалась бы, подобно ядерной бомбе, но в нейтронной звезде она устойчива благодаря огромному гравитационному давлению. Однако во внешних слоях нейтронной звезды (как, впрочем, и всех звезд) давление и температура падают, образуя твердую корку толщиной около километра. Как полагают, состоит она в основном из ядер железа.

Колоссальная рентгеновская вспышка 5 марта 1979 года, оказывается, произошла далеко за пределами нашей Галактики, в Большом Магеллановом Облаке – спутнике нашего Млечного Пути, находящемся на расстоянии 180 тысяч световых лет от Земли. Совместная обработка гаммавсплеска 5 марта, зафиксированного семью космическими кораблями, позволила достаточно точно определить положение данного объекта, и то, что он находится именно в Магеллановом Облаке, сегодня практически не вызывает сомнений. Событие, случившееся на данной далекой звезде 180 тысяч лет назад, трудно представить, но вспыхнула она тогда, как целых 10 сверхновых звезд, более чем в 10 раз превысив светимость всех звезд нашей Галактики.

Вспышка сверхновой звезды – это просто переход части гравитационной энергии в тепловую. Когда в старой звезде заканчивается топливо и термоядерная реакция уже не может разогреть ее недра до нужной температуры, происходит как бы обрушение – коллапс газового облака на его центр тяжести. Высвобождающаяся при этом энергия разбрасывает внешние слои звезды во все стороны, образуя расширяющуюся туманность. Если звезда маленькая, типа нашего Солнца, то происходит вспышка и образуется белый карлик. Если масса светила более чем в 10 раз превышает Солнечную, то такое обрушение приводит к вспышке сверхновой звезды и образуется обычная нейтронная звезда. Если же сверхновая вспыхивает на месте совсем большой звезды, с массой 20-40 Солнечных, и образуется нейтронная звезда с массой большей трех Солнц, то процесс гравитационного сжатия приобретает необратимый характер и образуется черная дыра. Твердая корка внешних слоев нейтронной звезды состоит из тяжелых атомных ядер, упорядоченных в кубическую решетку, с электронами, свободно летающими между ними, чем напоминает земные металлы, но только намного более плотные.

Хотя нейтронные звезды интенсивно изучаются уже около трех десятилетий, их внутренняя структура доподлинно неизвестна. Более того, нет твердой уверенности и в том, что они действительно состоят в основном из нейтронов. С продвижением вглубь звезды давление и плотность увеличиваются и материя может быть настолько сжата, что она распадется на кварки – строительные блоки протонов и нейтронов. Согласно современной квантовой хромодинамике кварки не могут существовать в свободном состоянии, а объединяются в неразлучные «тройки» и «двойки». Но, возможно, у границы внутреннего ядра нейтронной звезды ситуация меняется и кварки вырываются из своего заточения. Чтобы глубже понять природу нейтронной звезды и экзотической кварковой материи, астрономам необходимо определить соотношение между массой звезды и ее радиусом (средняя плотность). Исследуя нейтронные звезды со спутниками, можно достаточно точно измерить их массу, но определить диаметр – намного труднее. Совсем недавно ученые, используя возможности рентгеновского спутника «XMM-Ньютон», нашли способ оценки плотности нейтронных звезд, основанный на гравитационном красном смещении. Необычность нейтронных звезд состоит еще и в том, что при уменьшении массы звезды ее радиус возрастает – в результате наименьший размер имеют наиболее массивные нейтронные звезды.

Взрыв сверхновой звезды достаточно часто сообщает новорожденному пульсару немалую скорость. Такая летящая звезда с приличным собственным магнитным полем сильно возмущает ионизированный газ, заполняющий межзвездное пространство. Образуется своеобразная ударная волна, бегущая впереди звезды и расходящаяся широким конусом после нее. Совмещенное оптическое (сине-зеленая часть) и рентгеновское (оттенки красного) изображение показывает, что здесь мы имеем дело не просто со светящимся газовым облаком, а с огромным потоком элементарных частиц, испускаемых данным миллисекундным пульсаром. Линейная скорость Черной Вдовы равна 1 миллион км/час, оборот вокруг оси она делает за 1,6 мс, лет ей уже около миллиарда, и у нее есть звезда-компаньон, кружащаяся около Вдовы с периодом 9,2 часа. Свое название пульсар B1957+20 получил по той простой причине, что его мощнейшее излучение просто сжигает соседа, заставляя «кипеть» и испаряться образующий его газ. Красный сигарообразный кокон позади пульсара – это та часть пространства, где испускаемые нейтронной звездой электроны и протоны излучают мягкие гамма-кванты.

Результат компьютерного моделирования позволяет очень наглядно, в разрезе, представить процессы, происходящие вблизи быстро летящего пульсара. Расходящиеся от яркой точки лучи – это условное изображение того потока лучистой энергии, а также потока частиц и античастиц, который исходит от нейтронной звезды. Красная обводка на границе черного пространства вокруг нейтронной звезды и рыжих светящихся клубов плазмы – это то место, где поток релятивистских, летящих почти со скоростью света, частиц встречается с уплотненным ударной волной межзвездным газом. Резко тормозя, частицы испускают рентгеновское излучение и, потеряв основную энергию, уже не так сильно разогревают налетающий газ.

Пульсары считаются одной из ранних стадий жизни нейтронной звезды. Благодаря их изучению ученые узнали и о магнитных полях, и о скорости вращения, и о дальнейшей судьбе нейтронных звезд. Постоянно наблюдая за поведением пульсара, можно точно установить: сколько энергии он теряет, насколько замедляется, и даже то, когда он прекратит свое существование, замедлившись настолько, что не сможет излучать мощные радиоволны. Эти исследования подтвердили многие теоретические предсказания относительно нейтронных звезд.

Уже к 1968 году были обнаружены пульсары с периодом вращения от 0,033 секунды до 2 секунд. Периодичность импульсов радиопульсара выдерживается с удивительной точностью, и поначалу стабильность этих сигналов была выше земных атомных часов. И все же по мере прогресса в области измерения времени для многих пульсаров удалось зарегистрировать регулярные изменения их периодов. Конечно, это исключительно малые изменения, и только за миллионы лет можно ожидать увеличения периода вдвое. Отношение текущей скорости вращения к замедлению вращения – один из способов оценки возраста пульсара. Несмотря на поразительную стабильность радиосигнала, некоторые пульсары иногда испытывают так называемые «нарушения». За очень короткий интервал времени (менее 2 минут) скорость вращения пульсара увеличивается на существенную величину, а затем через некоторое время возвращается к той величине, которая была до «нарушения». Полагают, что «нарушения» могут быть вызваны перегруппировкой массы в пределах нейтронной звезды. Но в любом случае точный механизм пока неизвестен. Так, пульсар Вела примерно раз в 3 года подвергается большим «нарушениям», и это делает его очень интересным объектом для изучения подобных явлений.

Некоторые нейтронные звезды, названные источниками повторяющихся всплесков мягкого гамма-излучения – SGR, испускают мощные всплески «мягких» гамма-лучей через нерегулярные интервалы. Количество энергии, выбрасываемое SGR при обычной вспышке, длящейся несколько десятых секунды, Солнце может излучить только за целый год. Четыре известные SGR находятся в пределах нашей Галактики и только один – вне ее. Эти невероятные взрывы энергии могут быть вызваны звездотрясениями – мощными версиями землетрясений, когда разрывается твердая поверхность нейтронных звезд и из их недр вырываются мощные потоки протонов, которые, увязая в магнитном поле, испускают гамма- и рентгеновское излучение. Нейтронные звезды были идентифицированы как источники мощных гамма-всплесков после огромной гаммавспышки 5 марта 1979 года, когда было выброшено столько энергии в течение первой же секунды, сколько Солнце излучает за 1000 лет. Недавние наблюдения за одной из наиболее «активных» в настоящее время нейтронных звезд, похоже, подтверждают теорию о том, что нерегулярные мощные всплески гамма- и рентгеновского излучений вызваны звездотрясениями.

В 1998 году внезапно очнулся от «дремоты» известный SGR, который 20 лет не подавал признаков активности и выплеснул почти столько же энергии, как и гамма-вспышка 5 марта 1979 года. Больше всего поразило исследователей при наблюдении за этим событием резкое замедление скорости вращения звезды, говорящее о ее разрушении. Для объяснения мощных гамма и рентгеновских вспышек была предложена модель магнетара – нейтронной звезды со сверхсильным магнитным полем. Если нейтронная звезда рождается, вращаясь очень быстро, то совместное влияние вращения и конвекции, которая играет важную роль в первые несколько секунд существования нейтронной звезды, может создать огромное магнитное поле в результате сложного процесса, известного как «активное динамо» (таким же способом создается поле внутри Земли и Солнца). Теоретики были поражены, обнаружив, что такое динамо, работая в горячей, новорожденной нейтронной звезде, может создать магнитное поле, в 10000 раз более сильное, чем обычное поле пульсаров. Когда звезда охлаждается (секунд через 10 или 20), конвекция и действие динамо прекращаются, но этого времени вполне достаточно, чтобы успело возникнуть нужное поле.

Магнитное поле вращающегося электропроводящего шара бывает неустойчивым, и резкая перестройка его структуры может сопровождаться выбросом колоссальных количеств энергии (наглядный пример такой неустойчивости – периодическая переброска магнитных полюсов Земли). Аналогичные вещи случаются и на Солнце, во взрывных событиях, названных «солнечными вспышками». В магнетаре доступная магнитная энергия огромна, и этой энергии вполне достаточно для мощи таких гигантских вспышек, как 5 марта 1979 и 27 августа 1998 годов. Подобные события неизбежно вызывают глубокую ломку и изменения в структуре не только электрических токов в объеме нейтронной звезды, но и ее твердой коры. Другим загадочным типом объектов, которые испускают мощное рентгеновское излучение во время периодических взрывов, являются так называемые аномальные рентгеновские пульсары – AXP. Они отличаются от обычных рентгеновских пульсаров тем, что излучают только в рентгеновском диапазоне. Ученые полагают, что SGR и AXP являются фазами жизни одного и того же класса объектов, а именно магнетаров, или нейтронных звезд, которые излучают мягкие гамма-кванты, черпая энергию из магнитного поля. И хотя магнетары на сегодня остаются детищами теоретиков и нет достаточных данных, подтверждающих их существование, астрономы упорно ищут нужные доказательства.

Астрономы уже так основательно изучили нашу родную галактику Млечный Путь, что им ничего не стоит изобразить ее вид сбоку, обозначив на нем положение наиболее замечательных из нейтронных звезд. Ученые полагают, что AXP и SGR – это просто две стадии жизни одного и того же гигантского магнита – нейтронной звезды. Первые 10000 лет магнетар – это SGR – пульсар, видимый в обычном свете и дающий повторяющиеся вспышки мягкого рентгеновского излучения, а последующие миллионы лет он, уже как аномальный пульсар AXP, исчезает из видимого диапазона и попыхивает только в рентгеновском.

Анализ данных, полученных спутником RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) при наблюдениях необычного пульсара SGR 1806-20, показал, что этот источник является самым мощным из известных на сегодняшний день магнитов во Вселенной. Величина его поля была определена не только на основании косвенных данных (по замедлению пульсара), но и практически прямо – по измерению частоты вращения протонов в магнитном поле нейтронной звезды. Магнитное поле вблизи поверхности этого магнитара достигает 1015 гаусс. Находись он, например, на орбите Луны, все магнитные носители информации на нашей Земле были бы размагничены. Правда, с учетом того, что его масса примерно равна Солнечной, это было бы уже неважно, поскольку даже если бы Земля и не упала на эту нейтронную звездочку, то вертелась бы вокруг нее как угорелая, делая полный оборот всего за час.

Все мы знаем, что энергия любит переходить из одной формы в другую. Электричество легко превращается в тепло, а кинетическая энергия – в потенциальную. Огромные конвективные потоки электропроводящей магмы плазмы или ядерного вещества, оказывается, тоже могут свою кинетическую энергию преобразовать во что-нибудь необычное, например в магнитное поле. Перемещение больших масс на вращающейся звезде в присутствии небольшого исходного магнитного поля могут приводить к электрическим токам, создающим поле того же направления, что и исходное. В результате начинается лавинообразное нарастание собственного магнитного поля вращающегося токопроводящего объекта. Чем больше поле, тем больше токи, чем больше токи, тем больше поле – и все это из-за банальных конвективных потоков, обусловленных тем, что горячее вещество легче холодного, и потому всплывает…

Знаменитая космическая обсерватория «Чандра» обнаружила сотни объектов (в том числе и в других галактиках), свидетельствующих о том, что не всем нейтронным звездам предназначено вести жизнь в одиночестве. Такие объекты рождаются в двойных системах, которые пережили взрыв сверхновой, создавший нейтронную звезду. А иногда случается, что одиночные нейтронные звезды в плотных звездных областях типа шаровых скоплений захватывают себе компаньона. В таком случае нейтронная звезда будет «красть» вещество у своей соседки. И в зависимости от того, насколько массивная звезда составит ей компанию, эта «кража» будет вызывать разные последствия. Газ, текущий с компаньона, массой, меньшей, чем у нашего Солнца, на такую «крошку», как нейтронная звезда, не сможет сразу упасть из-за слишком большого собственного углового момента, поэтому он создает вокруг нее так называемый аккреционный диск из «украденной» материи. Трение при накручивании на нейтронную звезду и сжатие в гравитационном поле разогревает газ до миллионов градусов, и он начинает испускать рентгеновское излучение. Другое интересное явление, связанное с нейтронными звездами, имеющими маломассивного компаньона, – рентгеновские вспышки (барстеры). Они обычно длятся от нескольких секунд до нескольких минут и в максимуме дают звезде светимость, почти в 100 тысяч раз превышающую светимость Солнца.

Эти вспышки объясняют тем, что, когда водород и гелий переносятся на нейтронную звезду с компаньона, они образуют плотный слой. Постепенно этот слой становится настолько плотным и горячим, что начинается реакция термоядерного синтеза и выделяется огромное количество энергии. По мощности это эквивалентно взрыву всего ядерного арсенала землян на каждом квадратном сантиметре поверхности нейтронной звезды в течение минуты. Совсем другая картина наблюдается, если нейтронная звезда имеет массивного компаньона. Звезда-гигант теряет вещество в виде звездного ветра (исходящего от ее поверхности потока ионизированного газа), и огромная гравитация нейтронной звезды захватывает часть этого вещества себе. Но здесь вступает в свои права магнитное поле, которое заставляет падающее вещество течь по силовым линиям к магнитным полюсам.

Это означает, что рентгеновское излучение прежде всего генерируется в горячих точках на полюсах, и если магнитная ось и ось вращения звезды не совпадают, то яркость звезды оказывается переменной – это тоже пульсар, но только рентгеновский. Нейтронные звезды в рентгеновских пульсарах имеют компаньонами яркие звезды-гиганты. В барстерах же компаньонами нейтронных звезд являются слабые по блеску звезды малых масс. Возраст ярких гигантов не превышает нескольких десятков миллионов лет, тогда как возраст слабых звезд-карликов может насчитывать миллиарды лет, поскольку первые гораздо быстрее расходуют свое ядерное топливо, чем вторые. Отсюда следует, что барстеры – это старые системы, в которых магнитное поле успело со временем ослабеть, а пульсары – относительно молодые, и потому магнитные поля в них сильнее. Может быть, барстеры когда-то в прошлом пульсировали, а пульсарам еще предстоит вспыхивать в будущем. С двойными системами связывают и пульсары с самыми короткими периодами (менее 30 миллисекунд) – так называемые миллисекундные пульсары. Несмотря на их быстрое вращение, они оказываются не молодыми, как следовало бы ожидать, а самыми старыми.

Возникают они из двойных систем, где старая, медленно вращающаяся нейтронная звезда начинает поглощать материю со своего, тоже уже состарившегося компаньона (обычно красного гиганта). Падая на поверхность нейтронной звезды, материя передает ей вращательную энергию, заставляя крутиться все быстрее. Происходит это до тех пор, пока компаньон нейтронной звезды, почти освобожденный от лишней массы, не станет белым карликом, а пульсар не оживет и не начнет вращаться со скоростью сотни оборотов в секунду. Впрочем, недавно астрономы обнаружили весьма необычную систему, где компаньоном миллисекундного пульсара является не белый карлик, а гигантская раздутая красная звезда. Ученые полагают, что они наблюдают эту двойную систему как раз в стадии «освобождения» красной звезды от лишнего веса и превращения в белого карлика. Если эта гипотеза неверна, тогда звезда-компаньон может быть обычной звездой из шарового скопления, случайно захваченной пульсаром. Почти все нейтронные звезды, которые известны в настоящее время, найдены или в рентгеновских двойных системах, или как одиночные пульсары.

И вот недавно «Хаббл» заметил в видимом свете нейтронную звезду, которая не является компонентом двойной системы и не пульсирует в рентгеновском и радиодиапазоне. Это дает уникальную возможность точно определить ее размер и внести коррективы в представления о составе и структуре этого причудливого класса выгоревших, сжатых гравитацией звезд. Эта звезда была обнаружена впервые как рентгеновский источник и излучает в этом диапазоне не потому, что собирает водородный газ, когда движется в пространстве, а потому, что она все еще молода. Возможно, она является остатком одной из звезд двойной системы. В результате взрыва сверхновой эта двойная система разрушилась и бывшие соседи начали независимое путешествие по Вселенной.

Как камни падают на землю, так и большая звезда, отпуская по кусочку свою массу, постепенно перемещается на маленького да удаленького соседа, имеющего огромное гравитационное поле вблизи своей поверхности. Если бы звезды не крутились вокруг общего центра тяжести, то газовая струя могла бы просто течь, как поток воды из кружки, на маленькую нейтронную звезду. Но поскольку звезды кружатся в хороводе, то падающая материя, прежде чем она окажется на поверхности, должна потерять большую часть своего момента импульса. И здесь взаимное трение частиц, двигающихся по различным траекториям, и взаимодействие ионизированной плазмы, образующей аккреционный диск, с магнитным полем пульсара помогают процессу падения материи успешно закончиться ударом о поверхность нейтронной звезды в области ее магнитных полюсов.

Загадка 4U2127 разгадана. Эта звезда более 10 лет морочила голову астрономам, проявляя странную медленную изменчивость своих параметров и вспыхивая каждый раз по-разному. Только новейшие исследования космической обсерватории «Чандра» позволили разгадать загадочное поведение этого объекта. Оказалось, что это не одна, а две нейтронные звезды. Причем обе они имеют компаньонов – одну звезду, похожую на наше Солнце, другую – на небольшую голубую соседку. Пространственно эти пары звезд разделены достаточно большим расстоянием и живут независимой жизнью. А вот на звездной сфере они проецируются почти в одну точку, поэтому так долго их и считали одним объектом. Находятся эти четыре звездочки в шаровом скоплении М15 на расстоянии 34 тысяч световых лет.

Всего на сегодняшний день астрономы обнаружили около 1200 нейтронных звезд. Из них более 1000 являются радиопульсарами, а остальные – просто рентгеновскими источниками. За годы исследований ученые пришли к выводу, что нейтронные звезды – настоящие оригиналы. Одни – очень яркие и спокойные, другие – периодически вспыхивающие и видоизменяющиеся звездотрясениями, третьи – существующие в двойных системах. Эти звезды относятся к самым загадочным и неуловимым астрономическим объектам, соединяющим в себе сильнейшие гравитационные и магнитные поля и экстремальные плотности и энергии. И каждое новое открытие из их бурной жизни дает ученым уникальные сведения, необходимые для понимания природы Материи и эволюции Вселенной.