Другое объяснение – «маяк», испускающий один или два пучка импульсов. При вращении маяка лучи скользят по Земле, подобно тому как луч маяка скользит по кораблю в море. Всякий раз, когда луч попадает на Землю, регистрируется импульс. Такая модель кажется вполне разумной, и самым подходящим кандидатом (если только импульсы не слишком частые) можно считать вращающийся белый карлик.

Крабовидная туманность

Но тут в Крабовидной туманности был открыт пульсар, имевший частоту 30 импульсов в секунду. Белые карлики не могут вращаться так быстро – они просто разлетятся. Следовательно, этот пульсар мог быть только вращающейся нейтронной звездой. Томми Голд из Корнеллского университета давно утверждал, что она гораздо больше подходит на эту роль. Он проделал соответствующие вычисления для энергии излучения нейтронной звезды, вращающейся со скоростью 30 оборотов в секунду, и сравнил её с уже известной энергией излучения Крабовидной туманности. Результаты были так близки, что сомнения отпали – пульсар в Крабовидной туманности должен быть нейтронной звездой, а это означало, что все пульсары, по-видимому, одинаковы.

Пульсар в Крабовидной туманности. На верхней фотографии показано изменение яркости. Внизу – диаграмма зависимости яркости от времени

Очень скоро в мельчайших подробностях была разработана возможная модель. Вращающаяся нейтронная звезда обладает очень сильным магнитным полем, которое вращается вместе с ней. Такая интенсивность поля объясняется коллапсом: даже если первоначально поле было слабым, при коллапсе оно «концентрируется» и становится чрезвычайно сильным. Заряженные частицы с поверхности нейтронной звезды будут двигаться вовне по силовым линиям, испуская при этом электромагнитные волны (радиоволны и видимое излучение). Особенно важным в этой модели было то, что ось магнитного поля не обязательно должна совпадать с осью вращения. Излучение исходит от южного и северного магнитных полюсов звезды, и если его направление было, положим, перпендикулярно оси вращения, луч будет перемещаться по окружности так же, как луч маяка. Если мы окажемся на его пути, то заметим вспышку электромагнитного излучения.

Размер нейтронной звезды в поперечнике – от 15 до 30 км. Её поверхность отличается исключительной прочностью (в миллионы раз прочнее стали), а под ней располагается то, что называется сверхтекучей жидкостью: смесь нейтронов и других частиц. Возможно, в центре находится небольшое ядро.

Вскоре после открытия пульсаров было замечено, что скорость их вращения медленно, очень медленно уменьшается – их период за месяц возрастает примерно на одну миллионную долю секунды. Этого следует ожидать, если предположить, что они испускают энергию в пространство (а так оно и есть). Неожиданным оказалось то, что у некоторых из них период внезапно «подскакивал». Эти странные скачки астрономы назвали проскальзыванием. Сейчас мы знаем, что по крайней мере у Крабовидной туманности это было связано со «звёздотрясением». При уменьшении скорости вращения звезды её сплющенная у полюсов поверхность «расправляется» и на поверхности образуется небольшая трещина.

Теперь, когда мы знаем, как эволюционирует звезда, давайте остановимся и вернёмся к вопросу, который задавали себе в начале главы. Когда общая теория относительности перестаёт работать? Другими словами, когда она становится неадекватной и возникает потребность в другой (ещё не созданной) теории? Задавая тот же вопрос в применении к ньютоновой теории, мы обнаружили, что она неприменима к атомам, для этой области требовалась другая теория – квантовая. Но квантовая теория отказывает при очень больших скоростях, и её следует дополнить специальной теорией относительности.

Для того чтобы заниматься обычными звёздами, общая теория относительности не нужна, вполне достаточно ньютоновой теории, которая хорошо работает в этой области. Но нам важно было обсудить жизненный цикл звезды, чтобы подготовить почву для описания таких объектов, как белые карлики и нейтронные звёзды.

В случае белых карликов Чандрасекару удалось добиться успеха, когда он применил одновременно и квантовую теорию и специальную теорию относительности. Без них не удалось бы объяснить процессы, происходящие в белых карликах, следовательно, теория Ньютона для таких объектов не подходит. Однако без общей теории относительности тут ещё можно обойтись.

Затем мы занялись нейтронными звёздами, чья плотность гораздо выше, чем плотность белых карликов. Первые подробные расчёты произвели Оппенгеймер и Волков с применением общей теории относительности, и это говорит о том, что граница проходит здесь, – нейтронные звёзды и другие ещё более плотные объекты ни понять, ни объяснить без общей теории относительности нельзя.

Итак, до сих пор общая теория относительности нас удовлетворяла. Но что идёт за нейтронными звёздами? Как и для белых карликов, тут есть свои ограничения. Нейтронное давление вырождения может удерживать звезду с массой до 3,2 массы Солнца. Если при коллапсе звезды образуется масса, большая этой, то, как мы увидим в следующей главе, получится чрезвычайно странный объект – чёрная дыра. Вот здесь-то общая теория относительности и начинает нас подводить. Впрочем, чёрные дыры важны и в связи с другой проблемой: мы увидим, что они являются первым связующим звеном между квантовой теорией и общей теорией относительности.

В последнее время внимание астрономов привлекло одно из самых странных в мире открытий. В соответствии с общей теорией относительности в космосе должны существовать объекты, которые обладают столь сильными гравитационными полями, что планеты, звёзды, астероиды или любые другие тела, затянутые в них, просто разрушаются. Ещё более странно то, что, попав в такое поле, никто и ничто не может оттуда выбраться и перестаёт существовать в нашей Вселенной. Такие объекты называют чёрными дырами.

В последние годы проблема чёрных дыр вызывает огромный интерес, хотя сама идея не нова, ей уже около 200 лет. Английский астроном Джон Митчелл, ректор Торнхилла (Йоркшир), ещё в 1784 году доказал, что если масса звезды будет достаточно велика, то свет не сможет покинуть её, т.е. для нас она будет невидима. Через несколько лет к такому же выводу пришёл французский учёный Пьер Симон Лаплас.

Чтобы понять их рассуждения, рассмотрим сначала, что называют скоростью убегания. Представьте себе, что с Земли запускают несколько космических кораблей, причём скорость каждого следующего больше скорости предыдущего. Первые из запущенных ракет будут описывать дугу и падать на Землю, но рано или поздно какая-то из них выйдет на круговую орбиту вокруг Земли. Одна из следующих преодолеет притяжение и улетит в пространство. Её скорость и называется скоростью убегания, причём это понятие относится не только к ракетам, но и ко всем остальным телам, например к естественным спутникам, частицам и т.п. Для Земли скорость убегания составляет примерно 40 000 км/ч. Более массивные объекты имеют бо?льшие значения скорости; чем больше масса, тем больше скорость, а это означает, что рано или поздно для какой-то массы эта скорость будет больше скорости света. Если объектом с такой массой окажется звезда, то её свет просто не сможет покинуть поверхность. Такой именно объект имели в виду Митчелл и Лаплас. В определённом смысле его можно считать чёрной дырой, хотя и не такой, о которой мы будем говорить.