Правда, при такой температуре нейтронный газ еще не вырожден. Вырождение наступает, если температура не превышает хотя бы нескольких миллионов градусов. Миллион градусов — очень много по нашим меркам. Но граничная энергия Ферми для вырождения газа нейтронов соответствует примерно этим температурам. И если температура в недрах нейтронной звезды упала хотя бы до нескольких сотен тысяч градусов, ее можно считать равной нулю — никакого влияния на структуру звезды эта оставшаяся теплота не оказывает, звезду можно считать абсолютно холодной. Понятия о жаре и холоде, как видим, тоже относительны…
Допустим, что в момент рождения нейтронная звезда была нагрета до десяти миллиардов градусов. Ее тепловая энергия составляла 2*1051 эрг. Для сравнения: запас тепла в Солнце в 10 тысяч раз меньше. Казалось бы, нейтронная звезда долго будет оставаться горячей? Нет. Ведь величина излучения пропорциональна четвертой степени температуры. Шар размером 10 км, нагретый до 10 миллиардов градусов, излучает каждую секунду около 7*1044 эрг. Значит, всего запаса тепла нейтронной звезде хватит на 3 миллиона секунд — около месяца!
Последующие расчеты показали, что нейтронная звезда остывает еще быстрее. После взрыва, породившего Крабовидную туманность, прошло почти тысячелетие. Температура нейтронной звезды, если она там образовалась, давно упала до того самого миллиона градусов, когда нейтронную звезду можно уже считать холодной. Так что А. Камерон не ошибся в расчетах.
Но остывшая нейтронная звезда и вовсе не обладает никакой энергией. Ей нечем поддерживать активность Крабовидной туманности. А. Камерон был проницательным ученым, он вслед за Ф. Цвикки считал, что южная звезда в Крабовидной туманности — нейтронная.
И вот тут А. Камерон подошел к противоречию, из которого могло родиться открытие. Южная звезда должна быть ответственной за излучение Крабовидной туманности (должен существовать источник этой активности!), но она не может быть ответственной за излучение (в нейтронной звезде нет источников энергии). Это противоречие между теорией нейтронных звезд и наблюдениями Крабовидной туманности. Разрешить противоречие можно либо изменив теорию (это приведет к научному изобретению), либо объявив неверными наблюдения (это уже пахнет предсказанием открытия). А. Камерон не видел изъяна ни в теории, ни в наблюдениях, он пошел по наиболее простому пути: разрешил противоречие частично, сказав, что нейтронная звезда все же обладает небольшим запасом энергии (ведь она остыла не до абсолютного нуля). Этого запаса недостаточно для объяснения свечения всей туманности, но хватит, чтобы объяснить образование и исчезновение таинственных «жгутов», так удививших Р. Минковского.
Не нужно обвинять А. Камерона в недальновидности! Он был первым, кто после долгого перерыва взялся за исследование нейтронных звезд. Он первым правильно определил их максимальную массу (даже в наши дни эта величина — 2 массы Солнца — считается наиболее верной, а ведь после А. Камерона были проделаны сотни расчетов). И наконец, А. Камерон был первым, кто сказал: нейтронная звезда не является абсолютно мертвым телом.
Работа А. Камерона вышла из печати два года спустя после «Морфологической астрономии», в которой Ф. Цвикки изложил свой метод направленной интуиции и описал предсказанные им нейтронные звезды. А. Камерон читал работу своего коллеги, но… методом не воспользовался. Иначе он обязательно сделал бы вывод-предсказание, которое три года спустя вскользь прозвучало в статье советских астрофизиков В. А. Амбарцумяна и Г. С. Саакяна.
А. Камерон не задал вопрос: как должна выглядеть для наблюдателя нейтронная звезда? В физике есть закон излучения Вина: чем больше нагрето тело, тем более короткие волны оно излучает. Солнце нагрето до 6 тысяч градусов и представляется нам желтым. Температура белых карликов в несколько раз выше — они бело-голубые. А нейтронная звезда, температура которой может достигать и миллиона градусов, будет испускать уже мягкие рентгеновские лучи. Напиши А. Камерон об этом, и он предвосхитил бы возникновение рентгеновской астрономии. И тогда открытие в 1962 году первого рентгеновского источника за пределами Солнечной системы было бы не случайным, а следствием планомерного поиска. А. Камерон об этом не написал. А работа В. А. Амбарцумяна и Г. С. Саакяна вышла уже после открытия рентгеновских космических источников. Предсказание не состоялось.
Работы В. А. Амбарцумяна и Г. С. Саакяна, опубликованные в начале шестидесятых годов, стали следующим шагом в познании строения сверхплотных звезд. Эти работы были попыткой примирить идею о массивных взрывающихся дозвездных Д-телах, из которых рождаются звезды, с современной физикой — с теорией строения вещества и теорией тяготения.
Советские ученые тоже стояли перед противоречием. Сверхплотные тела должны быть массивны (ведь из одного Д-тела образуются сотни звезд в ассоциациях), и они не могут быть массивны (так утверждает теория строения сверхплотных звезд). Как быть? Может, в сверхплотных телах все же есть силы отталкивания, способные противостоять силе тяжести, значительно больше той, что «правит бал» в нейтронных звездах А. Камерона?
Сначала казалось, что найти такую силу можно. В звездах, рассчитанных А. Камероном, отталкивание создают ядерные силы, действующие между нейтронами. А что если взять более тяжелые частицы? Ведь у тяжелых частиц — их называют гиперонами — и силы отталкивания больше. Звезды, описанные В. А. Амбарцумяном и Г. С. Саакяном, были гиперонными звездами. В их центральных областях вместо нейтронного газа был газ из более тяжелых частиц — гиперонов. Чем больше силы отталкивания, тем более массивной могла бы быть звезда. Могла бы, но не стала. Максимальная масса гиперонной звезды, по расчетам В. А. Амбарцумяна и Г. С. Саакяна, оказалась равной всего 1 массе Солнца! Даже меньше, чем нейтронная звезда А. Камерона.
Вот что писали в 1961 году В. А. Амбарцумян и Г. С. Саакян: «Можно ли для гиперонных звезд получить массы, во много раз превышающие массу Солнца, если подходящим образом выбрать функцию потенциала отталкивания? Для статических конфигураций ответ отрицателен. Проведенные нами расчеты убеждают, что при разумном выборе величины радиуса действия сил отталкивания, независимо от их интенсивности, невозможно получить статические конфигурации с большими массами».
Итак, противоречие было разрешено в пользу теории. Термин «гиперонные звезды», однако, так и не прижился. Дело в том, что гипероны существуют лишь вблизи центра звезды. Даже гиперонная звезда В. А. Амбарцумяна и Г. С. Саакяна состоит в основном из нейтронов.
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.
