Они обнаружили, что эта звезда – член двойной системы с периодом орбитального движения 5,6 дня, и доказали, что сильный рентгеновский поток от этой двойной системы обусловлен аккрецией газа из оптической звезды (донора) очень маленьким – компактным – объектом. Только потоком газа, направленного в сторону массивного, но очень маленького объекта, можно было объяснить обильное рентгеновское излучение.
Астрономы провели измерения доплеровского сдвига линий поглощения в спектре звезды-донора, вращающейся по своей орбите (помните, что когда звезда движется в направлении Земли, спектр смещается в сторону фиолетового конца, а когда от Земли – в сторону красного), и пришли к выводу, что генерирующая рентгеновское излучение звезда-спутник слишком массивна, чтобы быть нейтронной звездой или белым карликом (еще одна компактная, очень плотная звезда, как Сириус Б). Но если объект не был ни тем ни другим и если он массивнее нейтронной звезды, то чем еще он мог быть? Конечно же, черной дырой! Именно этот вывод и сделали астрономы.
Однако, будучи учеными-наблюдателями, они высказали эти идеи с большой осмотрительностью. Например, Луиза Уэбстер и Пол Мердин, отчет которых был опубликован в журнале Nature 7 января 1972 года, сформулировали свой вывод следующим образом: «Масса звезды-спутника, по всей видимости, больше двух масс Солнца, следовательно, мы неизбежно должны предположить, что данный объект может быть черной дырой». А вот что написал Том Болтон месяц спустя в том же Nature: «В связи с этим возникает весьма явная вероятность, что спутник [аккретор] является черной дырой».
Таким образом, три замечательных астронома – Уэбстер и Мердин из Англии и Болтон из Торонто – разделили между собой честь открытия рентгеновских двойных систем и обнаружения первой черной дыры в нашей Галактике. (Болтон так гордился этим открытием, что даже много лет ездил на машине с номерными знаками Cyg X-1.)
Я всегда считал странным, что эти ученые не получили главного приза за это абсолютно феноменальное открытие. В конце концов, они попали в самую точку целой области науки – и были первыми! Это они обнаружили первую рентгеновскую двойную систему. И это они заявили, что аккретор, вероятно, является черной дырой. Просто отличная работа!
В 1975 году не кто иной, как сам Стивен Хокинг, побился об заклад со своим другом, физиком-теоретиком Кипом Торном, что Cyg Х-1 вовсе не черная дыра, хотя большинство астрономов к тому времени считали именно так. В конце концов, пятнадцать лет спустя Стивен признался, что проиграл, – я думаю, с немалым удовольствием, поскольку значительная часть его работы была связана с черными дырами. Согласно последним и наиболее точным измерениям, масса черной дыры в Cyg Х-1 составляет около пятнадцати солнечных масс (я это знаю из личного общения с Джерри Оросом и моим бывшим студентом Джеффом Мак-Клинтоком).
Если вы человек внимательный, то наверняка сейчас подумали: «Погодите-ка! Вы же говорили, что черные дыры ничего не излучают, что ничто не может покинуть их гравитационное поле. Как же они могут излучать рентгеновские лучи?» Хороший вопрос, и я обещаю позже на него ответить, а пока скажу только: рентгеновские лучи, испускаемые черной дырой, выходят не изнутри горизонта событий – их испускает материя на пути в черную дыру. Черная дыра объяснила то, что мы видели при наблюдении Cyg Х-1, но она не могла объяснить то, что мы наблюдали в форме рентгеновского излучения, исходящего от других двойных звезд. Для этого требовались нейронные двойные звезды, которые и были вскоре открыты благодаря замечательному спутнику «Ухуру».
Состояние дел в рентгеновской астрономии резко изменилось в декабре 1970 года, когда на орбиту вышел первый спутник, использовавшийся исключительно для соответствующих исследований. Запущенный из Кении в седьмую годовщину кенийской независимости, он получил свое имя от слова uhuru, что в переводе с суахили означает «свобода».
«Ухуру» начал в астрофизике революцию, которая продолжается по сей день. Только представьте, что может делать спутник: наблюдения 365 дней в году, двадцать четыре часа в день, при полном отсутствии атмосферы! «Ухуру» имел возможность осуществлять наблюдения разными способами, о которых около полутора десятков лет назад мы могли только мечтать. Чуть больше чем за два года спутник составил карту рентгеновского неба, используя для этого датчики, способные улавливать источники радиации, в 500 раз более слабые, чем Крабовидная туманность, и в 10 тысяч раз слабее, чем Sco X-1. Спутник нашел 339 таких источников (мы же до этого – всего несколько десятков) и составил первую в истории астрономии рентгеновскую карту всего неба.
Освободив нас от ненавистных атмосферных ограничений, спутниковые обсерватории в корне изменили наше представление о Вселенной, потому что благодаря им мы научились видеть глубокий космос – и удивительные объекты в нем – в любой части электромагнитного спектра. Космический телескоп «Хаббл» расширил обзор оптической вселенной, а рентгеновские обсерватории сделали то же самое для вселенной рентгеновской. А в настоящее время существуют еще и гамма-обсерватории, позволяющие наблюдать еще более высокоэнергетическую вселенную.
В 1971 году «Ухуру» обнаружил 4,84-секундные пульсации от Cen Х-3 (в созвездии Центавр). На протяжении однодневного интервала спутник наблюдал десятикратное изменение потока рентгеновского излучения примерно за один час. Период пульсаций сначала уменьшался, а затем увеличивался приблизительно на 0,02–0,04 процента; каждое изменение имело место где-то в течение часа. Все это было чрезвычайно интересно, но сильно озадачивало. Такая пульсация не могла быть результатом вращения нейтронной звезды; их периоды вращения отличаются потрясающей стабильностью. Ни один из известных пульсаров не мог менять свой период пульсации на 0,04 процента в час.
Пазл сложился, когда группа операторов «Ухуру» несколько позже выяснила, что Cen X-3 – двойная система с периодом орбитального движения 2,09 дня, а 4,84-секундные пульсации – следствие вращения аккрецирующей нейтронной звезды. Очевидность этого была поистине ошеломляющей. Во-первых, астрономы ясно видели повторяющиеся затмения (каждые 2,09 дня), когда нейтронная звезда пряталась за звезду-донора, блокирующего рентгеновские лучи. И во-вторых, они смогли измерить доплеровский сдвиг в периоды пульсаций. Когда нейтронная звезда движется по направлению к нам, период пульсации немного короче, а при удалении немного дольше. Эти невероятной важности результаты были опубликованы в марте 1972 года и логично объяснили явления, которые еще в 1971 году казались неимоверно загадочными. Все было точно так, как предсказывал Шкловский относительно Sco X-1: исследуемый объект оказался двойной системой, состоящей из звезды-донора и аккрецирующей нейтронной звезды.
Позднее в том же году группа Джаккони нашла еще один источник с пульсациями и затмениями – Her X-1 (от названия Гекулес). Еще одна рентгеновская двойная система нейтронной звезды!
Это были совершенно потрясающие открытия, в корне изменившие рентгеновскую астрономию и определившие доминирующие в этой области представления на несколько ближайших десятилетий. Рентгеновские двойные чрезвычайно редки: возможно, только одна из ста миллионов двойных звезд в нашей Галактике является рентгеновской двойной. Тем не менее теперь мы знаем о существовании нескольких сотен таких звезд. В большинстве случаев компактный объект, аккретор, представлен белым карликом или нейтронной звездой, но есть по крайней мере два десятка известных систем, в которых аккретором является черная дыра.
Помните 2,3-минутную периодичность, которую моя группа обнаружила в 1970 году (еще до запуска «Ухуру»)? В то время мы понятия не имели, что означали эти периодические изменения. Что ж, теперь мы знаем, что GX 1 + 4 – это рентгеновская двойная с орбитальным периодом около 304 дней, а аккрецирующая нейтронная звезда вращается с периодом примерно 2,3 минуты.
