Шел 1949 год. Детектор рентгеновских лучей установили на переделанной ракете “Фау-2”, запущенной с ракетного полигона Уайт-Сэндс в штате Нью-Мексико. Вынесенный за пределы атмосферы ракетой, детектор был предназначен для регистрации рентгеновского излучения Солнца. Астрономы подозревали, что и наша собственная звезда является источником рентгеновского излучения. Они знали, что рентгеновское излучение должно поглощаться атмосферой, но ожидали, что звезды и другие космические тела вроде нашего Солнца, содержащие очень горячие газы при температурах от миллиона до ста миллионов кельвинов, испускают рентгеновские лучи. Считалось, что рентгеновское излучение Солнца должно быть существенно слабее видимого света, исходящего от нашей звезды, и, по мнению астрономов, именно поэтому им никак не удастся обнаружить рентгеновское излучение более далеких звезд.

В 1962 году они поняли, что это предположение было неверным. Итальянский астрофизик Риккардо Джаккони установил детектор рентгеновского излучения на ракете Aerohee 150. Она стартовала 12 июня 1962 года, и тогда впервые удалось наблюдать космическое рентгеновское излучение источника, который, без сомнения, находился вне Солнечной системы. Сейчас этот источник известен как Скорпион X-1. Хотя он расположен гораздо дальше Солнца, его излучение в сто тысяч раз интенсивнее полного излучения Солнца во всем диапазоне длин волн. Стало очевидно, что Скорпион X-1 – не звезда. Кроме того, детектор Джаккони показал, что рентгеновское излучение заполняет всю Вселенную. Началась эра рентгеновской астрономии.

Точно так же как в середине шестидесятых Джоселин Белл терпеливо вбивала столбы в грязь Кембриджшира, советский астроном Иосиф Шкловский упорно анализировал рентгеновские и оптические данные Скорпиона X-1. Согласно его гипотезе, источником излучения была нейтронная звезда, аккрецирующая вещество своей звезды-компаньона. В то время нейтронные звезды существовали только в теории, но позже Белл обнаружила первый пульсар LGM-1 и трех его “кузенов”. Вскоре подтвердилось, что Скорпион X-1 – двойная рентгеновская звезда, а конкретнее – LMXB. До сих пор это все еще самый яркий из известных источников рентгеновского излучения на небе.

В 1970 году группа Джаккони запустила спутник Uhuru – первую орбитальную рентгеновскую обсерваторию. Позже эта обсерватория обнаружила первого кандидата на роль черной дыры. На самом деле Uhuru — неофициальное название космического телескопа SAS-1 (Small Astronomy Satellite— 1, “маленький астрономический спутник – 1”). Но название Uhuru прижилось: на суахили это слово означает “свобода”, а запустили спутник с итальянского космодрома Сан-Марко в Кении в день независимости страны. Позднее Джаккони работал с Einstein X-ray Observatory (Рентгеновская обсерватория имени Эйнштейна) – первым рентгеновским телескопом, позволявшим получать изображение источника, запущенным в 1978 году, а затем и с его преемником телескопом Chandra — космической рентгеновской обсерваторией, запущенной в 1999 году8. “В то время оборудование было совсем не таким фантастическим, как сейчас, так что получить от Chandra или XMM столь же качественные рентгеновские изображения, как сегодня, не удавалось, – рассказывает Дэвид Бакли из Южноафриканской астрономической обсерватории в Кейптауне. – Мы знали только, что в некоторой области неба есть рентгеновские источники и отыскать их оптические аналоги совсем непросто. Некоторые даже использовали старомодные фотографические пластинки, когда искали на небе голубые и переменные объекты”.

Одним из первых источников рентгеновского излучения, идентифицированных как двойная система, стал Лебедь X-1. Свое название он получил в соответствии с принятым тогда общим правилом: открытые источники рентгеновского излучения астрономы называли по имени созвездия, где источник был обнаружен, и добавляли букву X, указывающую на то, что это рентгеновский источник. Постепенно от этого правила отказались, поскольку обнаруженные источники исчислялись миллионами. Сегодня неожиданные вспышки рентгеновского излучения ищут такие современные детекторы, как INTEGRAL, Swift, NICER и Maxi (прибор для мониторинга рентгеновского изображения всего неба, разработанный японскими учеными и установленный на Международной космической станции).

Помимо LMXB бывают и нейтронные звезды другого типа, излучающие в рентгеновском диапазоне. Если в двойной системе компаньон нейтронной звезды имеет промежуточную массу, систему называют рентгеновской двойной системой промежуточной массы, или IMXB (Intermediate Mass X-ray Binary). Если масса звезды-компаньона превосходит массу Солнца более чем в десять раз, мы имеем дело с рентгеновской двойной массивной системой, или HMXB (High Mass X-ray Binary). В последнем случае одна из звезд взрывается сверхновой и становится нейтронной звездой. Хотя ее компаньон – чрезвычайно яркая звезда, испускающая звездный ветер благодаря давлению излучения, вещество, захваченное нейтронной звездой, не образует аккреционный диск, а прямо оседает на ее поверхности. В рентгеновское излучение преобразуется энергия ветра. HMXB можно увидеть и в оптическом диапазоне, где доминирует излучение массивной звезды. Однако не все HMXB содержат нейтронную звезду: иногда на ее месте может быть черная дыра.

Однако системы LMXB, пожалуй, самые необычные, поскольку считается, что именно они были прародителями сверхбыстрых и очень, очень старых пульсаров9.

По мере нарастания аккреции вещество звезды-компаньона, перетекающее на нейтронную звезду, приводит к ослабеванию ее магнитного поля. Когда оно уменьшается до 108 гауссов, аккрецируемое вещество оказывается так близко к поверхности, что, передавая угловой момент пульсару, может ускорить его вращение настолько, что оно станет миллисекундным. По окончании аккреции рентгеновское излучение, источником которого был аккреционный диск, прекращается: теперь это опять миллисекундный радиопульсар в стадии так называемого раскручивания. Комбинация ослабленного магнитного поля и ускоренного вращения приводит к увеличению времени жизни пульсара. Видимый пульсар существует от десяти до ста миллионов лет, а возраст такой нейтронной звезды – более миллиарда лет, сопоставимо с возрастом Вселенной. Привет тебе, дважды умерший – “зомби в квадрате” – остаток ядра некогда массивной звезды, превратившийся в очень старый радиопульсар.

Тем временем компаньон миллисекундного пульсара превращается в белый карлик. Либо он остается белым карликом, либо сильный ветер высокоэнергетических частиц пульсара уносит прочь вещество соседней звезды. Такое происходит, если пульсар нагревает своего компаньона до температуры, вдвое превышающей температуру поверхности Солнца, и постепенно разрушает его. Именно поэтому некоторые пульсары не входят в двойные системы, а существуют “в гордом одиночестве”. Их называют “черными вдовами” по аналогии с самками одноименных пауков, пожирающими своих супругов. К таким пульсарам относится, например, первый миллисекундный пульсар, открытый Баккером. На данный момент обнаружено восемнадцать таких пульсаров в Млечном Пути и еще несколько в шаровых звездных скоплениях, принадлежащих нашей Галактике[16]. У некоторых из них компаньонов нет, тогда как спутниками других являются звезды чрезвычайно малой массы. Именно такого типа систему обнаружил Басса: масса белого карлика, компаньона пульсара, составляла всего 2 % от массы Солнца. Очевидно, что большую часть массы он потерял из-за соседства с очень “голодным” пульсаром. Когда спутник пульсара имеет чуть большую массу, но все еще явно сражается за свое выживание, пульсар, опять используя аналогию с пауками, называют