Почему это так? И почему вообще в нейтронной звезде могут образоваться гипероны? Посмотрим, как, по современным представлениям, меняется структура сверхплотной звезды по мере ее сжатия.

Средняя плотность белого карлика — одна тонна в кубическом сантиметре. Если массу белого карлика увеличивать, сила тяжести будет расти быстрее, чем давление вырожденного электронного газа. Поэтому размер звезды уменьшится, а значит — плотность и давление возрастут. Когда плотность достигнет 100 тысяч т/см3, начнется процесс нейтронизации вещества. Электроны движутся так быстро, величина их Ферми-энергии оказывается такой большой, что электроны обретают способность пробить потенциальный барьер сил отталкивания и соединиться с протоном. Из слившихся протона и электрона возникает нейтрон. Если после этой реакции остается какой-то излишек энергии, его уносит нейтрино. Этот процесс и называется нейтронизацией вещества.

Почему реакция идет лишь при очень высоких плотностях? Дело в том, что нейтрон на 0,14 % массивнее протона. Значит, чтобы из протона мог образоваться нейтрон, протон должен получить дополнительную массу-энергию. Откуда эта энергия берется? Ее приносит электрон. Но откуда взяться такой энергии у электрона — ведь он «легче» протона почти в 1840 раз, его масса составляет лишь около 0,05 % массы протона. Вот если бы массу электрона увеличить втрое… Это можно сделать — нужно разогнать электрон до субсветовой скорости. Быстрые электроны существуют в вырожденном электронном газе, сжатом до плотности, в 100 тысяч раз большей, чем плотность обычного белого карлика. Только в этом случае электрон может столкнуться с протоном, захватиться им, и тогда вместо двух частиц — протона и электрона — возникают две другие — нейтрон и нейтрино. Если звезду сжать еще сильнее, то энергия электронов может стать больше предела, необходимого для нейтронизации. Избыток энергии уносят возникающие при нейтронизации нейтрино. Очевидно, что чем больше избыток энергии у электронов, тем большую энергию уносит каждое нейтрино.

Уже при плотности 100 миллионов т/см3 большая часть электронов захватывается, большая часть протонов превращается в нейтроны — возникает нейтронная звезда. А если звезду сжать еще сильнее? Тогда энергии электронов хватит не только для образования нейтронов, но даже для рождения более тяжелых частиц — гиперонов. Плотность вещества звезды максимальна в ее центре, значит, и гипероны начинают появляться сначала именно в центральных областях нейтронной звезды. По мере дальнейшего сжатия звезды гиперонное ядро увеличивается. Казалось бы, если продолжать сжимать звезду, увеличивая ее массу, настанет момент, когда «гиперонная опухоль» захватит все тело звезды. Но этого не происходит, и вот почему. Едва в звезде возникает небольшое гиперонное ядро, устойчивость звезды теряется окончательно и бесповоротно. Сила тяжести увеличивается настолько (ведь сжатие звезды происходит из-за увеличения ее массы), что никакое давление не может ему противостоять. Катастрофический коллапс наступает, прежде чем «гиперонная опухоль» успевает сколько-нибудь разрастись.

Итак, в начале шестидесятых годов почти все современные теоретические представления о сверхплотных звездах уже сложились. Во-первых, стало ясно, что никакая статическая сверхплотная звезда не может быть массивнее, чем примерно две массы Солнца. Во-вторых, стало ясно, что нейтронная звезда вовсе не является шариком из нейтронов. Структура ее сложнее. В центре — небольшое ядро, состоящее из гиперонов. Плотность ядра выше, чем миллиард тонн в кубическом сантиметре! Основную долю массы звезды составляет нейтронная жидкость, обладающая, как показали дальнейшие исследования, весьма необычными свойствами. Например, она сверхтекуча. Вот парадокс! На Земле с трудом удается получить сверхтекучие жидкости — приходится охлаждать вещество почти до абсолютного нуля, до минус 273 градусов Цельсия. А в недрах нейтронной звезды температура достигает сотен тысяч или миллионов градусов, и все же нейтронная звезда сверхтекуча. Это естественно — при сверхвысокой плотности сотня тысяч градусов все равно что нуль…

Ближе к поверхности звезды в нейтронной жидкости появляется примесь из ядер железа и вырожденного электронного газа. Эта область похожа по своей структуре на белый карлик, там и плотность такая же, около тонны в кубическом сантиметре. А еще выше, у самой поверхности, тоненькая твердая кора из обычного невырожденного вещества. Толщина коры ничтожна — всего несколько сантиметров! Вот что такое нейтронная звезда, если описать ее языком теоретиков.

Но для того чтобы опознать нейтронную звезду по этим признакам, нужно ее вскрыть и заглянуть внутрь. Для астронома-наблюдателя важны внешние признаки. Теория давала и их. Если температура на поверхности нейтронной звезды превышает миллион градусов, то такая звезда должна быть источником рентгеновского излучения.

Рентгеновское излучение из космоса действительно было обнаружено. Вскоре после второй мировой войны в небо поднялись первые мирные ракеты с гейгеровскими счетчиками на борту. Они изучали рентгеновское излучение Солнца. Пятнадцать лет велись такие исследования, но никто не предполагал, что на небе, кроме Солнца, могут быть и другие источники рентгеновского излучения. Это естественно. Солнце лишь миллионную долю своего полного излучения отдает в рентгеновский диапазон. Приборы были способны обнаружить рентгеновский поток от Солнца только потому, что до Солнца «рукой подать». Ближайшая звезда в сотни тысяч раз дальше от Земли, чем Солнце. Рентгеновский поток слабее в миллиарды раз. Все понимали, что нет никакой возможности такое излучение обнаружить.

Правда, могут быть звезды более горячие, чем Солнце. По теории излучение звезды приходится в рентгеновскую область, если температура поверхности достигает миллиона градусов. А температура обычной звезды (на так называемой главной последовательности звезд) тем больше, чем больше ее масса. Сириус втрое массивнее Солнца и вдвое горячее его. Для того чтобы звезда была в сотни раз горячее Солнца, масса ее тоже должна составлять сотни солнечных масс. Такие массивные звезды вряд ли существуют в природе. Если бы такая звезда и образовалась, она была бы разорвана внутренним давлением (тот случай, когда газовое давление превосходит тяжесть!). Ну, а раз таких звезд нет, то и искать рентгеновское излучение, не связанное с Солнцем, смысла нет. Его и не искали.

В возможность открытия рентгеновского излучения других звезд не верили настолько, что считали: скорее уж можно зарегистрировать рентгеновское излучение… Луны. Да, Луны, которая холодна и светит отраженным светом Солнца. Но Луну бомбардируют потоки космических лучей. До Земли они не долетают — мешает магнитное поле. На Луне же магнитного поля практически нет. Быстрые частицы врезаются в лунные породы, отдают свою энергию, заставляют поверхность Луны флюоресцировать. Примерно так, как испускала рентгеновские лучи трубка Крукса в том знаменитом опыте, когда К. Рентген обнаружил икс-лучи, получившие затем его имя. Вот эту рентгеновскую флюоресценцию Луны и хотели обнаружить американские ученые из группы Б. Росси, запустившие 18 июня 1962 года ракету типа «Аэроби» в верхние слои атмосферы. Обнаружить свечение Луны не удалось, но неожиданно был зарегистрирован сильный рентгеновский поток из области, близкой по направлению на центр нашей Галактики. Ничего больше о новом источнике узнать тогда не удалось.