Чтобы начать рассказ об этом “загривке” и понять, насколько он важен, надо вернуться еще лет на пятьдесят назад. Рубеж XIX и XX веков оказался удивительным временем для физиков. Джозеф Джон Томсон только что, в 1897 году, открыл электрон; Резерфорд, перебравшийся в 1898 году в Университет Макгилла в Монреале, начал разбираться с последовательностью преобразований элементов в процессе радиоактивного распада. По возвращении в Манчестер он исследует рассеяние альфа-частиц большой энергии на тонкой золотой фольге. В 1911 году Резерфорд предлагает планетарную модель атома. Атом, согласно Резерфорду, представляет собой в основном пустое пространство с крошечным ядром из положительно заряженных частиц в центре. Ядро окружено вращающимся вокруг него облаком отрицательно заряженных электронов. Однако не все было ясно: если считать, что число электронов уравновешивает число протонов, то масса ядра оказывалась больше, чем ожидалось. Тогда ученые заподозрили, что и в ядре есть электроны, нейтрализующие “избыточный” положительный заряд. В 1920 году Резерфорд предположил, что, вероятно, ядро состоит не из электронов и протонов, а из протонов и нейтральных частиц, которые он назвал нейтронами. “Следующие десять лет, – говорит Лонгейр, – Резерфорд и Чедвик, перебравшийся в Кембридж из Манчестера вместе с Резерфордом, настойчиво, но безуспешно пытались обнаружить этот неуловимый нейтрон”⁵.

Наконец, в 1932 году, Чедвику удалось “поймать” нейтрон. Позднее он получил Нобелевскую премию по физике за это открытие⁶. “У нас сохранился прибор, с которым работал Чедвик”, – говорит Лонгейр, указывая на невзрачную металлическую трубку длиной сантиметров пятнадцать, выставленную за стеклом в Кавендишской лаборатории. Лонгейр уже давно отвечает за коллекцию старых фотографий и самых разных приборов, использовавшихся исследователями в течение последних полутора столетий. Это часть тщательно поддерживаемой выставки, которую он показывает публике (главным образом ученым и студентам). Однако на выставке демонстрируется не все: в своем кабинете Лонгейр показал мне тяжелый дубовый стол Резерфорда, за которым он следит особо.

После открытия нейтрона Чедвиком модель атома обрела наконец более законченный вид и получила всеобщее признание. Хотя тогда большинство ученых стремились продолжить исследования атома и его внутренней структуры, нашелся человек, отклонившийся от общего курса. Родившийся в Болгарии швейцарский физик Фриц Цвикки в 1925 году начал работать в Калифорнийском технологическом институте в Пасадене. Этого неуравновешенного и самоуверенного человека знали все: во время лекции он мог, например, внезапно упасть на пол и начать отжиматься на одной руке, а еще любил вступать в спор без всякого на то повода. Не стоит удивляться, что многих коллег, считавших его шутом, он раздражал. Но уже в 1934 году, через два года после открытия нейтрона Чедвиком, именно Цвикки (его соавтор – астроном Вальтер Бааде) опубликовал очень короткую статью, где напрямую связал смерть массивной звезды с последующей вспышкой сверхновой и остающейся нейтронной звездой⁷. Это предположение оказалось правильным. Позднее Цвикки сам открыл в общей сложности сто двадцать сверхновых⁸.

“Это была чистой воды спекуляция. Идея Цвикки строилась на том, что у нейтронов нет электрического заряда, отталкивающего их друг от друга, а значит, из них вы можете получить очень компактную звезду, – рассказывает Лонгейр. – Эта статья не более чем мелькнувшая в голове идея. По сути, физики в ней нет”. И все же Цвикки оказался прав. Судьба массивной звезды, у которой выгорело все ядерное топливо, печальна. Гравитационный коллапс ее ядра завершается впечатляющими похоронами – взрывом сверхновой (см. главу з). Остается очень компактное и невероятно плотное образование – нейтронная звезда. Сегодня уже никто не считает Цвикки шутом. О нем говорят как о гении, и не только из-за его идей, касающихся сверхновых, но и в связи с работами, относящимися к темной материи и скоплениям галактик.

Вернемся в 1934 год. Немногие тогда обратили внимание на гипотезу Цвикки: астрономов гораздо больше занимала проблема белых карликов. Как мы теперь знаем, это то, что остается от менее массивных звезд, и обычно сверхновыми они не становятся. Все же через три года после статьи Цвикки другой ученый, советский физик Лев Ландау, опубликовал работу о том, что он назвал “нейтронным ядром” звезды⁹. Среди ученых, заметивших статью Ландау, был Роберт Оппенгеймер. В 1939 году Оппенгеймер вычислил верхний предел массы звезды, при которой она может оставаться стабильной, и оценил вероятную массу подобных объектов перед тем, как они коллапсируют в черную дыру. Оппенгеймер и его студент Джордж Волков нашли, что эта максимальная масса должна составлять порядка 70 % от массы Солнца. Этот результат оказался неправильным, поскольку они не учли сильное ядерное взаимодействие между нейтронами¹⁰. Более поздние теоретические оценки сместили этот предел, поместив его где-то между полутора и тремя солнечными массами. “Оппенгеймер сделал все. Он же получил первые оценки температуры поверхности таких объектов, но они – нейтронные звезды – настолько малы, что по этой причине все считали, что обнаружить их совершенно невозможно”, – в задумчивости продолжает Лон-гейр. Рентгеновских телескопов тогда еще не существовало, и, по общему мнению, не было возможности когда-либо обнаружить эти звезды, что и объясняет отсутствие интереса со стороны астрономического сообщества. “Что в то время можно было сделать? Ничего. И хотя было известно, что теоретически существовать нейтронные звезды могут, они скорее рассматривались как нечто экзотическое”, – рассказывает Лонгейр.

Так обстояло дело до конца Второй мировой войны. В это время Оппенгеймер был занят другой, более, как бы это сказать, практической работой – созданием атомной бомбы. Нейтронные звезды “пылились” в ящике его письменного стола вплоть до 1967 года, когда они опять шумно и стремительно вторглись в мир науки¹¹. “Шестидесятые годы стали поворотной точкой для современной астрофизики, – говорит Лонгейр. – На самом деле именно в то время началась современная астрономия”.

Действительно, примерно до сороковых годов исследование астрономами Вселенной ограничивалось в основном объектами, излучающими свет в видимом или близком к видимому диапазоне. Электромагнитный спектр – это все частоты электромагнитного излучения, которые можно регистрировать, от самых низких до самых высоких (или, что то же самое, от самых длинных до самых коротких длин волн). От радиоволн, инфракрасного излучения, видимого света, ультрафиолетового излучения до рентгеновских и гамма-лучей. С появлением радиоастрономии ученые неожиданно получили такую чувствительную аппаратуру, какой у них не было никогда. Это позволило открывать целые новые миры: определять по зарегистрированным радиоволнам местоположение источника, а затем пытаться обнаружить источник этих волн в видимом свете.

Правда, возникло некое замешательство, когда в пятидесятые годы радиотелескопы начали регистрировать радиоволны от источников, не соответствующих каким-либо видимым объектам на небе. Такие источники были компактными – и все же ярко “сияли” в радиодиапазоне. Это была загадка. Затем, в 1962 году, Джон Болтон, директор обсерватории Parkes в Австралии, и астроном Сирил Хазард использовали технику покрытия Луной для наблюдения одного из особенно ярких таких объектов¹². Они воспользовались тем, что траектория движения Луны хорошо известна, и точно определили его местоположение, когда Луна, проходя мимо, загородила источник и радиоизлучение прекратилось. Затем, когда Луна прошла источник и перестала быть препятствием для радиоволн, излучение появилось вновь.

На следующий год Мартин Шмидт из Паломарской обсерватории в Калифорнии исследовал этот источник с помощью телескопа Hale и в видимом свете обнаружил вырывающийся из него джет. Проанализировав спектр, ученые обнаружили большое красное смещение. Это значило, что объект удаляется от Земли со скоростью, равной одной шестой скорости света, то есть около 50 тысяч километров в секунду. Они также определили, что объект находится на расстоянии трех миллиардов световых лет от Земли. Он оказался гораздо дальше многих известных галактик, но светил гораздо ярче. Шмидт наблюдал первый квазизвездный (“сходный со звездой”) радиоисточник. Сейчас мы используем его сокращенное название – “квазар”. В следующем, 1964-м, году возникла гипотеза, что на самом деле квазары – это сверхмассивные черные дыры. Считается, что они находятся в центре большинства больших галактик и что это один из типов так называемых активных ядер галактик¹³.