Вселенная, жизнь, разум. Иосиф Шкловский

достигает 10¹⁵ г/см³, что превышает плотность атомного ядра. Как показывают специальные теоретические исследования, вещество таких звезд состоит из чрезвычайно плотно «упакованных» нейтронов, ибо свободные электроны как бы «вдавливаются» в протоны. Именно поэтому такие объекты получили название «нейтронных звезд». Расчеты показывают, что первоначальная температура поверхности у нейтронных звезд около 1 млрд К. В дальнейшем нейтронная звезда будет быстро остывать, а температура ее поверхности – быстро падать.

      Открытые теоретически «на кончике пера» нейтронные звезды должны были представлять собой объекты, чрезвычайно трудные для наблюдений.

      В самом деле, совершенно безнадежно обнаружить тепловое оптическое излучение такой звезды по причине ничтожно малой излучательной поверхности. Если, например, температура поверхности нейтронной звезды около 6000 К (т. е. такая же, как у Солнца), а радиус равен 6 км (т. е. примерно в 100 000 раз меньше солнечного), то светимость ее будет в 10 млрд раз меньше, чем у Солнца. Это означает, что ее абсолютная величина будет близка к 30. Если бы даже такая звезда находилась от нас на расстоянии всего лишь 1 пк (т. е. ближе любой другой звезды), ее блеск соответствовал бы объекту 25-й величины.

      Высокая температура поверхности образовавшихся после взрыва сверхновых нейтронных звезд позволяла надеяться, что можно будет обнаружить их рентгеновское излучение. В самом деле, если температура поверхности такой звезды 1 млрд К, то, согласно известному закону Стефана – Больцмана, поток излучения с единицы поверхности нагретого непрозрачного тела пропорционален четвертой степени его температуры; наша крохотная нейтронная звезда будет излучать ~10⁴⁵ эрг/с, т. е. больше, чем вся наша Галактика. Однако совершенно очевидно, что такую огромную мощность нейтронная звезда будет излучать только очень короткий промежуток времени. Остывание будет происходить главным образом за счет излучения нейтрино, которые в больших количествах образуются во всем ее объеме при столь высокой температуре. Но даже если температура поверхности была бы «всего лишь» 10 млн К, мощность ее рентгеновского излучения была бы ~ 10³⁷ эрг/с, что в несколько тысяч раз больше мощности всего излучения Солнца.

      Еще в 1963 г. в созвездии Скорпиона был открыт с помощью счетчика фотонов, установленного на борту ракеты, первый рентгеновский источник, находящийся за пределами Солнечной системы. Вскоре было открыто рентгеновское излучение от Крабовидной туманности (см. выше). В настоящее время известно уже несколько сотен рентгеновских источников, причем многие из них отождествляются с туманностями – остатками вспышек сверхновых. Большая часть рентгеновских источников – звездообразные объекты. Сразу же после открытия в 1964–1965 гг. многие астрономы и физики решили, что наконец-то долгожданные нейтронные звезды обнаружены… Увы, их ликование, как это часто бывало в истории астрономии, оказалось преждевременным. Понадобилось еще 20 лет, чтобы обсерватория