Читать книгу: «Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса», страница 3

При любых наблюдениях в электромагнитном спектре, надеетесь ли вы зарегистрировать видимый свет, радиосигналы или сигналы любых других длин волн, важно знать, в какую точку неба следует направить телескоп. К счастью, с помощью Virgo стало возможно определить местоположение источника сигнала. Без Virgo “окно ошибки” – вероятная область, в которой расположен источник сигнала, – было бы слишком велико для каких-либо целенаправленных оптических наблюдений. Все же координаты, предоставленные LIGO и Virgo, не могли настолько сузить область поиска, чтобы была возможность определить хотя бы галактику, где произошло столкновение. Они только указывали, что событие произошло в определенной области неба, площадь которой примерно в сто пятьдесят раз превышает площадь полной Луны.

Чтобы сузить окно наблюдения, Александер, Бергер и их коллеги прежде всего выбрали прибор для наблюдений – мощную оптическую камеру DEC am (Dark Energy Camera, “камера темной энергии”), установленную на телескопе Victor М. Blanco в Чили.

Управляя этой камерой из Гарварда, они быстро, снимок за снимком, осмотрели очень большую область неба. Им понадобился час, чтобы обнаружить галактику на расстоянии 130 миллионов световых лет, в которой они заметили яркий источник, раньше там не виденный, – галактику NGС 4993 в созвездии Гидра. Бергер говорит, что это напоминает крестик, очень точно отмечающий нужное место. Позже выяснилось, что их команда определила точное местоположение источника через несколько минут после SWOPE, а затем к финишу пришли телескопы обзорного проекта DLT40, входящие в обсерваторию Лас-Кумбрес в Панаме, VISTA из Паранальской обсерватории в Атакаме, MASTER в России и многие другие.

Взволнованный Бергер позвонил Метцгеру – человеку, теоретически предсказавшему существование килоновой в 2014 году. Волнение Метцгера описать трудно, особенно после того, как он обнаружил, что светимость и цвет килоновой точно совпадают с его расчетами. Это означало, что идет радиоактивное затухание тяжелых элементов, синтезированных во время слияния. Цвет облака радиоактивных осколков ярко-голубой – значит, оно, как кончики языков пламени газовой плиты, невероятно горячее. Несколько дней облако постепенно гасло, а телескопы по всему миру внимательно отслеживали все его оттенки. По мере остывания выброшенного материала облако из синего постепенно становилось темно-красным. Астрономы смогли детально изучить спектр (химические “отпечатки пальцев”) килоновой. Стало понятно, что многие тяжелые элементы, включая золото, платину и серебро, образуются при таких столкновениях. Так была решена загадка возникновения этих элементов.

Команда Бергера хотела получить еще и фантастические снимки килоновой в диапазоне более коротких длин волн. Чтобы провести измерения в ультрафиолетовом диапазоне, они подали заявку на работу с космическим телескопом “Хаббл”. Каждая длина волны “сообщает” что-то новое, и астрономы в тот момент пытались получить всю возможную информацию. Обычно, чтобы получить доступ к телескопу “Хаббл”, требуется позаботиться об этом заранее и ждать несколько недель. Но ситуация была экстраординарной, и время выделили из “резерва директора”. Заявка содержала всего два абзаца. По словам Бергера, это, возможно, самая короткая из всех когда-либо написанных заявок. В ней просто говорилось, что их группа впервые обнаружила электромагнитное излучение, сопровождающее слияние двойной нейтронной звезды, и им нужно иметь возможность увидеть его в ультрафиолетовом свете. Заявку одобрили, и Бергер с сотрудниками получил возможность провести наблюдения всего через пять дней после обнаружения гравитационных волн. А еще через девять дней космический рентгеновский телескоп Chandra увидел первые явные сигналы слияния в рентгеновском диапазоне.

После рентгеновского диапазона, с самого края электромагнитного спектра, располагается диапазон гамма-лучей – самого высокоэнергетического из известных нам излучений. Когда две нейтронные звезды сталкиваются, большая часть их вещества сливается, образуя один объект, и, скорее всего, под действием собственной гравитации происходит его быстрый коллапс в черную дыру. Однако какая-то часть вещества на большой скорости уносится наружу в виде джета, иначе говоря, узкой струи гамма-частиц, разлетающихся со скоростью, близкой к скорости света⁵. Именно этот очень короткий всплеск гамма-излучения зарегистрировал космический гамма-телескоп Fermi менее чем через две секунды после регистрации гравитационных волн LIGO и Virgo.

Впервые гамма-вспышки этого типа были зафиксированы 2 июля 1967 года двумя американскими спутниками Vela 5 и Vela 4. Сначала ученые ошибочно приняли их за последствия испытаний ядерного оружия в Советском Союзе. Потребовалось десять лет наблюдений, чтобы стало понятно: источник этих гамма-вспышек, которые могут длиться от нескольких миллисекунд до нескольких часов, находится в далеком космосе. Сверхкороткие вспышки, продолжающиеся менее двух секунд, назвали гамма-всплесками²⁵. Всплески, обнаруженные телескопом Fermi, подтвердили наконец давний вывод теоретиков: слияние нейтронных звезд может быть источником коротких гамма-всплесков (SGRB), которые, как считают ученые, являются наиболее мощными взрывами во Вселенной.

С другого конца электромагнитного спектра находится область очень длинных волн. Речь идет о радиоволнах. Традиционно нейтронные звезды и черные дыры наблюдают с помощью радиоантенн, и для анализа последствий слияния использовались десятки таких антенн. Кейт Александер возглавляла группу, изучающую спектр радиоволн с помощью VLA (Very Large Array) – очень большой антенной системы из двадцати семи радиотелескопов в штате Нью-Мексико, прославившейся благодаря кинофильму “Контакт” с Джоди Фостер. По прошлым наблюдениям гамма-вспышек Кейт знала, что их излучение в радио- и рентгеновском диапазонах обусловлено попаданием потоков частиц в межзвездную среду, то есть в газ, заполняющий пространство между звездами, где и двигались по спирали друг относительно друга две нейтронные звезды перед столкновением.

Сначала астрономам вообще не удавалось заметить радиоволны от столкновения. Наконец, 5 сентября 2017 года, через полных шестнадцать дней после начала поиска, их заметила группа из Техасского технологического университета под руководством Алессандры Кореи. Группа Александер тоже зарегистрировала сигнал. Задержка произошла из-за того, что джет, образовавшийся в результате столкновения, был направлен не прямо на Землю, а двигался под углом. Еще несколько месяцев ученым удавалось регистрировать эти волны, пока они в конце концов не исчезли окончательно.

Радиоволны. Микроволновое излучение. Инфракрасное излучение. Видимый свет. Ультрафиолетовое излучение. Рентгеновское излучение. Гамма-излучение. Гравитационные волны. Впервые в истории многоканальная астрономия, проводя наблюдения двух очень отдаленных сверхплотных объектов, столкнувшихся друг с другом более 130 миллионов лет тому назад и тем самым завершивших свое существование во Вселенной, продемонстрировала свои невероятные возможности. У статьи, описывающей это слияние нейтронных звезд, оказалось более четырех тысяч соавторов – около трети всех астрономов в мире. Для анализа собранных ими данных потребуются годы.

Однако о нейтронных звездах нам все еще известно очень мало. И возможно, наблюдая подобные катаклизмы с нашего наблюдательного пункта, голубой точки в пространстве, нам удастся пролить свет на внутреннюю структуру нейтронных звезд. Мы попытаемся понять, что такое их ни на что не похожие джеты, выбрасывающие частицы и посылающие в космос излучение. Мы разберемся с природой их невероятных магнитных полей, самых мощных во Вселенной, и раскроем еще многие их секреты. Совершить путешествие к нейтронным звездам мы никогда не сможем, но многоканальная астрономия, на службу которой поставлена мощь самых разных телескопов по всему миру, и использование гигантских ускорителей элементарных частиц помогут нам в скором времени узнать о них больше. Может быть, полученные знания о нейтронных звездах позволят понять, как происходит расширение Вселенной, что происходит со сверхмассивными черными дырами, притаившимися в центре галактик, и, наконец, раз и навсегда выяснить, были ли действительно правильны все предсказания общей теории относительности Эйнштейна. Если добавить к этому астрономию высоких энергий с ее новыми рентгеновскими телескопами, такими как немецкий ROSAT, XMM и Chandra, и детекторы гамма-излучения, такие как гамма-телескоп Fermi и LIGO /Virgo, ученые получили возможность изучать эти загадочные объекты совершенно новыми, поражающими воображение способами²⁶.

В то время как в гостиной Марика Бранчези напряженно всматривалась в экран компьютера, где разворачивалась далекая космическая драма, за происходящим наблюдал и ее старший сын Диего. Вдруг он обратился к ней, тщательно обдумывая и четко произнося каждое слово: “Мам, когда ты закончишь со слиянием двойных нейтронных звезд, мы сможем пойти поесть?”

Чуть глубже: Происхождение золота

Откуда взялся наш мир? Как образовались элементы? Все элементы, существующие на Земле, так или иначе созданы в космосе. В периодической таблице Менделеева 118 элементов, и 94 из них встречаются в природе. Но сразу после Большого взрыва, 13,7 миллиарда лет назад, элементов вообще не было. Существовали только их элементарные составляющие – кварки. Из кварков, обычно встречающихся в триплетах, строятся привычные нам нейтроны и протоны, а из них, в свою очередь, атомы. В эпоху своего младенчества Вселенная была необычайно горячей и плотной, и поэтому кварки не могли связываться. По крайней мере несколько минут кварки существовали в состоянии своеобразного “кваркового супа”. Когда Вселенная несколько расширилась и охладилась, стало возможным объединение кварков в протоны (ядра водорода) и нейтроны, а затем из двух протонов и двух нейтронов образовались ядра гелия.

Расширение Вселенной продолжалось, ее температура продолжала падать. Однако потребовалось еще 380 тысяч лет, чтобы замедлившиеся электроны оказались в ловушках – на орбитах вокруг замедлившихся ядер – и образовались первые, очень легкие атомы. Главным образом это были атомы водорода и гелия, а также, в небольшом количестве, лития. Перенесемся еще на 1,6 миллиона лет вперед, в то время, когда под действием гравитации из облаков межзвездного газа образовались первые звезды и галактики. Тогда же образовались более тяжелые атомы – углерод, кислород и железо. Массивные звезды стали гигантами, и в их ядрах в результате термоядерного синтеза гелий превращается в углерод и появляются магний, азот, кислород, неон и железо. Появление железа означает конец термоядерного синтеза. Но когда звезды умирают в результате взрыва сверхновой, образуются еще более тяжелые элементы – никель, кобальт, медь, марганец, цинк и ванадий.

Однако компьютерные расчеты показали, что мощности взрыва сверхновой недостаточно для образования элементов заметно тяжелее железа. Тогда откуда же появилось все серебро, золото, платина, ртуть, молибден, уран и другие подобные элементы? Ученые предположили, что эти элементы могли образоваться при слиянии нейтронных звезд в ходе так называемого r-процесса – быстрого захвата нейтронов. Буква r указывает на скорость процесса (rapid), при котором в результате последовательности ядерных реакций быстрого захвата нейтронов тяжелыми зародышевыми ядрами (наподобие железа) создаются элементы тяжелее железа. При слиянии нейтронных звезд высвобождается огромное число нейтронов. Нагретые до экстремальных температур нейтроны бомбардируют окружающие их атомы, что и приводит к появлению более тяжелых элементов. Когда впервые удалось обнаружить слияние двух нейтронных звезд, ученые смогли наблюдать голубую килоновую и радиоактивный распад тяжелых элементов, образовавшихся при столкновении.

Другой вопрос, как эти тяжелые элементы попали на Землю. Некоторые из них могли быть доставлены метеоритами. Например, никель и кобальт часто находят в железных метеоритах: железо, никель или кобальт образуются одновременно в процессе нуклеосинтеза при взрывах сверхновых. С другой стороны, они, возможно, присутствовали в веществе, из скопления которого около 4,5 миллиарда лет назад образовалась Солнечная система, а затем со временем эти элементы высвободились из земной коры.

Чуть глубже: Почему килоновая была голубой?

Цвет космического объекта зависит от длины волны излучаемого им света. В разных условиях свет ведет себя либо как волна, либо как частица, а длина волны – это расстояние между двумя гребнями (или двумя впадинами) волны. Длина волны зависит от того, к какому диапазону электромагнитного спектра относится излучаемый свет: длины волн гамма-излучения самые короткие, а радиоволн – самые длинные. Энергия каждого отдельного фотона – элементарной составляющей света – обратно пропорциональна длине волны. Это значит, что чем меньше длина волны, тем больше энергия, соответствующая данному типу излучения. Энергия гамма-лучей очень велика, у радиоволн она гораздо меньше, а энергия видимого света где-то посередине.

Рассмотрим подробнее часть спектра, соответствующую видимому свету. В голубой части спектра длины волн очень короткие. Когда мы сдвигаемся к другому его концу, красному, они постепенно становятся все больше. Есть тела, идеально поглощающие свет. Это так называемые абсолютно черные тела. Как и многие твердые тела и плотные газы, Солнце – черное тело. Спектр излучения можно связать с температурой тела: длина волны, на которой излучается больше света, обратно пропорциональна температуре. Значит, чем холоднее объект, тем краснее его цвет, а чем он горячее – тем ближе его цвет к синему. (Это находится в противоречии с тем, что обычно кран с горячей водой помечен красным, а с холодной – синим.) Некоторые звезды голубые, и это значит, что они действительно очень, очень горячие: их температура порядка 7000 градусов Цельсия. Другие, более холодные, красные. Их температура всего 4000 градусов Цельсия. При температуре ниже 4000 градусов излучение видимого света незаметно, хотя оно по-прежнему будет более интенсивным в красной области спектра, чем в голубой⁶. На Земле мы ассоциируем тепло с чем-то красным, напоминающим костер, но это главным образом потому, что трудно поднять температуру пламени настолько высоко, чтобы оно стало голубым.

После слияния двух нейтронных звезд оптические телескопы зарегистрировали голубое свечение, обусловленное радиоактивным распадом тяжелых элементов, – килоновую. Прежде ученые считали, что килоновая, образовавшаяся в результате слияния нейтронных звезд, должна быть исключительно красной. Они объясняли это тем, что при r-процессе самые тяжелые элементы (те, которые находятся в самом низу периодической таблицы и имеют атомную массу больше 140) очень хорошо поглощают голубой свет и “не выпускают” его из газопылевого облака, выброшенного при слиянии нейтронных звезд.

Но в 2014 году Брайан Метцгер и его коллега астроном Родриго Фернандес предположили, что килоновая “разделяет” голубые и красные компоненты. Не все вещество газопылевого облака, сформировавшегося как результат слияния нейтронных звезд, утверждал Метцгер, обязательно содержит настолько тяжелые элементы, что их атомная масса превышает 140. Если в результате r-процессов данной части выброшенного облака синтезируются только более легкие элементы с атомной массой меньше 140, то излучение килоновой из этой части будет голубым. И поскольку, говорил он, элементы в выброшенном веществе будут из разных частей аккреционного диска, у некоторых атомная масса будет больше 140 (с ними связано красное свечение), а у других меньше (что приводит к голубому свечению), причем и то и другое можно наблюдать при одном и том же событии.

Тогда оказывается, что интенсивность голубого цвета килоновой зависит от состава выброса и числа нейтронов и протонов, которое, в свою очередь, зависит от времени жизни нейтронной звезды после слияния, до того как произойдет ее коллапс в черную дыру. Чем дольше проживет нейтронная звезда, тем больше доля легких элементов, синтезированных при r-процессе, а значит, тем синее килоновая. В ее цвете закодирована информация о том, когда образуется черная дыра.

Действительно, килоновая, наблюдавшаяся во время слияния, особенно в первые часы, была ярко-голубой. Красное свечение появилось позже. По словам Метцгера, это свидетельство того, что нейтронная звезда долго не протянула. Он думает, что черная дыра, вероятно, образовалась уже через несколько сотен миллисекунд после слияния.

Глава 2
Открытие нейтронных звезд… и маленькие зеленые человечки?

“«Межпланетная сцинтилляционная матрица» не в лучшем состоянии. Украли всю медную проволоку”. Малкольм Лонгейр, жизнерадостный седовласый семидесятисемилетний английский астрофизик, неодобрительно качает головой. Лонгейр не просто астрофизик – в прошлом он королевский астроном Шотландии и директор Кавендишской лаборатории в Кембриджском университете. Мы стоим в поле перед частой, колючей и, что досадно, очень высокой изгородью. За ней когда-то располагалась “Межпланетная сцинтилляционная матрица” (Interplanetary Scintillation Array), которая представляла собой напоминающий виноградник пустырь, утыканный сотнями столбов из кедра, высотой около трех с половиной метров каждый. Между столбами было натянуто около двухсот километров медной проволоки. Именно этот радиотелескоп 6 августа 1967 года впервые уловил сигнал пульсара, подтвердив существование нейтронных звезд. До тех пор они существовали только в теории¹.

Лонгейр показывал мне это место промозглым январским днем, но сначала мы ненадолго зашли в Кавендишскую лабораторию, где он работал. Именно здесь в конце XIX века Эрнест Резерфорд приступил к изучению радиоактивного превращения атомов, что в 1911 году привело его к созданию планетарной модели атома, согласно которой атом состоит из крохотного ядра, вокруг которого вращаются электроны. И здесь же в 1932 году Джеймс Чедвик открыл нейтроны².

Рядом с изгородью, по другую сторону неработающего комплекса, раскинулось настоящее астрономическое кладбище: четыре неподвижных черных радиотелескопа на рельсах. Чаши их отражателей напоминают засохшие цветы, протягивающие увядшие лепестки к солнцу. Рядом, вблизи от закрытой аппаратной, еще одна бесхозная радиоантенна. Торчащие из земли деревянные столбы – все, что осталось от вошедшей в историю науки “Межпланетной сцинтилляционной матрицы”. Как многие легкодоступные “источники” меди, например церковные крыши, она стала жертвой временного большого скачка цен на это сырье: медная проволока, когда-то соединявшая столбы, была украдена и перепродана недобросовестным торговцам на металлолом.

Однако вернемся на полвека назад. Тогда жизнь на этих полях била ключом: шла напряженная работа, в которой участвовали усердные магистранты и ученые. Шестидесятые годы оказались плодотворным десятилетием для радиоастрономов. В 1963 году Мартин Шмидт из Калифорнийского технологического института разгадал загадку квазизвездных радиоисточников, или квазаров, и показал, что это далекие, сверхъяркие активные галактики, связанные со сверхмассивными черными дырами в их центре³.

Двумя годами позже американские радиоастрономы Арно Пензиас и Роберт Уилсон из Лаборатории Белла в городке Холмдел, штат Нью-Джерси, случайно открыли реликтовое излучение – остаточное свечение Большого взрыва⁴.

А здесь, в сельской местности графства Кембриджшир, вошла в историю Джоселин Белл, молодая магистрантка из Северной Ирландии, которая в 1967 году заметила странный, похожий на каракули сигнал (она назвала его “загривок”) на зеленых и белых рулонах миллиметровой бумаги километровой длины, выползающих из небольшого записывающего устройства. Этот “загривок” оказался далеким пульсаром, робко посылавшим приветствие людям. Но она в то время этого не знала. Никто не знал.

Чтобы начать рассказ об этом “загривке” и понять, насколько он важен, надо вернуться еще лет на пятьдесят назад. Рубеж XIX и XX веков оказался удивительным временем для физиков. Джозеф Джон Томсон только что, в 1897 году, открыл электрон; Резерфорд, перебравшийся в 1898 году в Университет Макгилла в Монреале, начал разбираться с последовательностью преобразований элементов в процессе радиоактивного распада. По возвращении в Манчестер он исследует рассеяние альфа-частиц большой энергии на тонкой золотой фольге. В 1911 году Резерфорд предлагает планетарную модель атома. Атом, согласно Резерфорду, представляет собой в основном пустое пространство с крошечным ядром из положительно заряженных частиц в центре. Ядро окружено вращающимся вокруг него облаком отрицательно заряженных электронов. Однако не все было ясно: если считать, что число электронов уравновешивает число протонов, то масса ядра оказывалась больше, чем ожидалось. Тогда ученые заподозрили, что и в ядре есть электроны, нейтрализующие “избыточный” положительный заряд. В 1920 году Резерфорд предположил, что, вероятно, ядро состоит не из электронов и протонов, а из протонов и нейтральных частиц, которые он назвал нейтронами. “Следующие десять лет, – говорит Лонгейр, – Резерфорд и Чедвик, перебравшийся в Кембридж из Манчестера вместе с Резерфордом, настойчиво, но безуспешно пытались обнаружить этот неуловимый нейтрон”⁵.

Наконец, в 1932 году, Чедвику удалось “поймать” нейтрон. Позднее он получил Нобелевскую премию по физике за это открытие⁶. “У нас сохранился прибор, с которым работал Чедвик”, – говорит Лонгейр, указывая на невзрачную металлическую трубку длиной сантиметров пятнадцать, выставленную за стеклом в Кавендишской лаборатории. Лонгейр уже давно отвечает за коллекцию старых фотографий и самых разных приборов, использовавшихся исследователями в течение последних полутора столетий. Это часть тщательно поддерживаемой выставки, которую он показывает публике (главным образом ученым и студентам). Однако на выставке демонстрируется не все: в своем кабинете Лонгейр показал мне тяжелый дубовый стол Резерфорда, за которым он следит особо.

После открытия нейтрона Чедвиком модель атома обрела наконец более законченный вид и получила всеобщее признание. Хотя тогда большинство ученых стремились продолжить исследования атома и его внутренней структуры, нашелся человек, отклонившийся от общего курса. Родившийся в Болгарии швейцарский физик Фриц Цвикки в 1925 году начал работать в Калифорнийском технологическом институте в Пасадене. Этого неуравновешенного и самоуверенного человека знали все: во время лекции он мог, например, внезапно упасть на пол и начать отжиматься на одной руке, а еще любил вступать в спор без всякого на то повода. Не стоит удивляться, что многих коллег, считавших его шутом, он раздражал. Но уже в 1934 году, через два года после открытия нейтрона Чедвиком, именно Цвикки (его соавтор – астроном Вальтер Бааде) опубликовал очень короткую статью, где напрямую связал смерть массивной звезды с последующей вспышкой сверхновой и остающейся нейтронной звездой⁷. Это предположение оказалось правильным. Позднее Цвикки сам открыл в общей сложности сто двадцать сверхновых⁸.

“Это была чистой воды спекуляция. Идея Цвикки строилась на том, что у нейтронов нет электрического заряда, отталкивающего их друг от друга, а значит, из них вы можете получить очень компактную звезду, – рассказывает Лонгейр. – Эта статья не более чем мелькнувшая в голове идея. По сути, физики в ней нет”. И все же Цвикки оказался прав. Судьба массивной звезды, у которой выгорело все ядерное топливо, печальна. Гравитационный коллапс ее ядра завершается впечатляющими похоронами – взрывом сверхновой (см. главу з). Остается очень компактное и невероятно плотное образование – нейтронная звезда. Сегодня уже никто не считает Цвикки шутом. О нем говорят как о гении, и не только из-за его идей, касающихся сверхновых, но и в связи с работами, относящимися к темной материи и скоплениям галактик.

Вернемся в 1934 год. Немногие тогда обратили внимание на гипотезу Цвикки: астрономов гораздо больше занимала проблема белых карликов. Как мы теперь знаем, это то, что остается от менее массивных звезд, и обычно сверхновыми они не становятся. Все же через три года после статьи Цвикки другой ученый, советский физик Лев Ландау, опубликовал работу о том, что он назвал “нейтронным ядром” звезды⁹. Среди ученых, заметивших статью Ландау, был Роберт Оппенгеймер. В 1939 году Оппенгеймер вычислил верхний предел массы звезды, при которой она может оставаться стабильной, и оценил вероятную массу подобных объектов перед тем, как они коллапсируют в черную дыру. Оппенгеймер и его студент Джордж Волков нашли, что эта максимальная масса должна составлять порядка 70 % от массы Солнца. Этот результат оказался неправильным, поскольку они не учли сильное ядерное взаимодействие между нейтронами¹⁰. Более поздние теоретические оценки сместили этот предел, поместив его где-то между полутора и тремя солнечными массами. “Оппенгеймер сделал все. Он же получил первые оценки температуры поверхности таких объектов, но они – нейтронные звезды – настолько малы, что по этой причине все считали, что обнаружить их совершенно невозможно”, – в задумчивости продолжает Лон-гейр. Рентгеновских телескопов тогда еще не существовало, и, по общему мнению, не было возможности когда-либо обнаружить эти звезды, что и объясняет отсутствие интереса со стороны астрономического сообщества. “Что в то время можно было сделать? Ничего. И хотя было известно, что теоретически существовать нейтронные звезды могут, они скорее рассматривались как нечто экзотическое”, – рассказывает Лонгейр.

Так обстояло дело до конца Второй мировой войны. В это время Оппенгеймер был занят другой, более, как бы это сказать, практической работой – созданием атомной бомбы. Нейтронные звезды “пылились” в ящике его письменного стола вплоть до 1967 года, когда они опять шумно и стремительно вторглись в мир науки¹¹. “Шестидесятые годы стали поворотной точкой для современной астрофизики, – говорит Лонгейр. – На самом деле именно в то время началась современная астрономия”.

Действительно, примерно до сороковых годов исследование астрономами Вселенной ограничивалось в основном объектами, излучающими свет в видимом или близком к видимому диапазоне. Электромагнитный спектр – это все частоты электромагнитного излучения, которые можно регистрировать, от самых низких до самых высоких (или, что то же самое, от самых длинных до самых коротких длин волн). От радиоволн, инфракрасного излучения, видимого света, ультрафиолетового излучения до рентгеновских и гамма-лучей. С появлением радиоастрономии ученые неожиданно получили такую чувствительную аппаратуру, какой у них не было никогда. Это позволило открывать целые новые миры: определять по зарегистрированным радиоволнам местоположение источника, а затем пытаться обнаружить источник этих волн в видимом свете.

Правда, возникло некое замешательство, когда в пятидесятые годы радиотелескопы начали регистрировать радиоволны от источников, не соответствующих каким-либо видимым объектам на небе. Такие источники были компактными – и все же ярко “сияли” в радиодиапазоне. Это была загадка. Затем, в 1962 году, Джон Болтон, директор обсерватории Parkes в Австралии, и астроном Сирил Хазард использовали технику покрытия Луной для наблюдения одного из особенно ярких таких объектов¹². Они воспользовались тем, что траектория движения Луны хорошо известна, и точно определили его местоположение, когда Луна, проходя мимо, загородила источник и радиоизлучение прекратилось. Затем, когда Луна прошла источник и перестала быть препятствием для радиоволн, излучение появилось вновь.

На следующий год Мартин Шмидт из Паломарской обсерватории в Калифорнии исследовал этот источник с помощью телескопа Hale и в видимом свете обнаружил вырывающийся из него джет. Проанализировав спектр, ученые обнаружили большое красное смещение. Это значило, что объект удаляется от Земли со скоростью, равной одной шестой скорости света, то есть около 50 тысяч километров в секунду. Они также определили, что объект находится на расстоянии трех миллиардов световых лет от Земли. Он оказался гораздо дальше многих известных галактик, но светил гораздо ярче. Шмидт наблюдал первый квазизвездный (“сходный со звездой”) радиоисточник. Сейчас мы используем его сокращенное название – “квазар”. В следующем, 1964-м, году возникла гипотеза, что на самом деле квазары – это сверхмассивные черные дыры. Считается, что они находятся в центре большинства больших галактик и что это один из типов так называемых активных ядер галактик¹³.

“Время было по-настоящему бурным. Многим из нас повезло: мы начали работать именно тогда, когда все стремительно развивалось. Это было прекрасное время”, – рассказывает Лонгейр. Он, молодой аспирант, присоединился к кембриджской радиоастрономической группе в 1963 году и по предложению маститого радиоастронома Мартина Райла сразу с головой погрузился в поиски новых квазаров.

Сегодня Кавендишская лаборатория располагается на окраине Кембриджа, но во времена открытия нейтрона Чедвиком она находилась в центре города. Случилось так, что в старой лаборатории комната Лонгейра оказалась вблизи кабинета профессора астрофизики Энтони Хьюиша. Профессора интересовали квазары и, главное, сцинтилляция квазаров – на первый взгляд случайные флуктуации интенсивности испускаемых ими радиоволн. Это похоже на известное всем мерцание звезд: кажется, что яркость звезд меняется, а на самом деле эффект связан только с турбулентностью атмосферы Земли, через которую до нас доходит свет звезд. Турбулентность приводит к неоднородности воздуха и, как следствие, к фокусировке или дефокусировке света. Поскольку под действием ветра воздух движется, яркость каждой звезды представляется быстро флуктуирующей, или, иначе говоря, звезды мерцают. Когда радиоволны проходят сквозь разреженный газ в пространстве между звездами, они сталкиваются с похожими помехами. Межзвездная среда неоднородна: где-то она более плотная, где-то более разреженная. Приближаясь к Земле, радиоволны испытывают действие еще и солнечного ветра – вырывающихся из Солнца сгустков и облаков плазмы. В результате кажется, будто источник радиоволн “мерцает”. В отличие от мерцающих квазаров – компактных источников радиоволн – радиогалактики (другой тип активных галактических ядер с большим угловым диаметром) не мерцают. Изучая, как меняется сцинтилляция радиоисточника, ученые могут узнать больше о неоднородностях межзвездной среды¹⁴. (Подробнее о том, что происходит в межзвездной среде, см. в разделе “Чуть глубже: Межзвездная среда – пристанище нейтронных звезд”.)