звезды, которая была ярче всех своих соседей, но исчезла спустя восемь месяцев. Они с большой аккуратностью зафиксировали свои наблюдения и романтически назвали ее “звезда-гостья”. Сегодня считается, что это событие – вероятно, вспышка сверхновой SN 185 в направлении Альфа Центавра, где-то в районе границы между созвездиями Циркуль и Центавр. В следующие несколько столетий арабские, китайские, египетские, японские, итальянские и швейцарские астрономы в разное время “принимали” подобных гостий. Эти необычные “звезды” сияли, находясь на одном и том же месте, как и все остальные “неподвижные” звезды, и их никак нельзя спутать с другим небесным событием, например с перемещающейся по небу кометой. В 1054 году “звезда-гостья” была видна 23 дня на дневном небе и 653 дня на ночном. Она выглядела настолько яркой, что, как полагают, на пике светимости в четыре раза превосходила блеск Венеры, которую легко видеть невооруженным глазом. Позже это событие получило свое современное обозначение: сверхновая SN 1054 в созвездии Телец. Она знаменита тем, что ее остатком является яркая, многоцветная Крабовидная туманность, напоминающая большое космическое облако.

Однако древние астрономы не имели ни малейшего представления о том, почему появляются и исчезают эти “звезды-гостьи”. Так продолжалось до тех пор, пока датский астроном Тихо Браге и ноября 1572 года не обнаружил в созвездии Кассиопея новую звезду, не уступающую по яркости Юпитеру. Он знал наверняка, что раньше в этом месте неба звезды не было. По крайней мере, Браге доказал, что небо не остается неизменным. Несколько десятилетий спустя, в 1604 году, Иоганн Кеплер обнаружил другую новую звезду и пришел к тому же выводу. Становилось ясно: небо – это не кристаллическая сфера или кусок бархата, украшенный сверкающими блестками. Но только через три столетия Цвикки и Бааде поняли, что свет “звезды-гостьи” исходит от взрыва невероятной мощности, оповещающего о гибели массивной звезды8.

Однако до 1937 года теория Цвикки в части, относящейся к нейтронным звездам, не воспринималась безоговорочно. В 1937 году советский физик Лев Ландау написал статью, где предположил, что у всех звезд, включая наше Солнце, есть нейтронное ядро. В ядре вещество находится в состоянии, “в котором все ядра и электроны, объединившись, превратились в нейтроны”. В таком состоянии вещество способно выдержать существенно более сильное гравитационное сжатие, что предотвращает коллапс ядра. Сначала мало кто обратил внимание на работу Ландау, поскольку она была написана по-русски и опубликована только в журнале “Доклады академии наук СССР”. Это было время организованного Сталиным Большого террора, когда арестовывали и убивали миллионы людей. Угроза ареста нависла и над Ландау. Известный советский физик Петр Капица в попытке защитить Ландау, популяризируя его работу, послал эту статью Нильсу Бору, ученому из Копенгагена, получившему в 1922 году Нобелевскую премию за работы по исследованию строения атомов. Работа произвела на Бора такое впечатление, что он направил ее в журнал Nature, где ее и опубликовали 19 февраля 1938 года. Признание не помогло предотвратить арест, и в апреле 1938-го Ландау был обвинен в “антисоветской деятельности”, арестован и отправлен в Бутырку, печально известную тюрьму для политических заключенных. В Бутырке Ландау провел год, и выпустили его благодаря письму Нильса Бора Сталину и вмешательству Капицы, поручившегося за Ландау.

Статья Ландау вышла за несколько месяцев до того, как немецко-американский физик-ядерщик Ханс Бете впервые корректно описал термоядерные реакции, являющиеся механизмом генерации энергии в звездах. Позднее за эту работу он получил Нобелевскую премию. По иронии судьбы идея Ландау о нейтронных ядрах звезд по своей сути была ошибочной, но она вернула ученых к дискуссии о существовании нейтронных звезд. Одним из читателей, заинтересовавшихся статьей Ландау, был американский физик Роберт Оппенгеймер, который решил исследовать возможность существования ядер массивных звезд, остающихся после их смерти. Вместе со своим магистрантом Джорджем Волковым, эмигрантом из России, закончившим университет в Ванкувере, он взялся за расчет предельного значения массы нейтронной звезды, после превышения которого звезда не может противостоять гравитационному сжатию. Фактически для нейтронных звезд Оппенгеймер пытался решить ту же задачу, которую Чандрасекар решил для белых карликов, – определить верхний предел массы нейтронной звезды9.

В течение 1938 и 1939 года Оппенгеймер, Волков и американский физик Ричард Чейс Толмен опубликовали три основополагающие работы, где объяснили, как образуются нейтронные звезды, какой может быть их максимальная масса и что происходит, если этот предел превзойден. Согласно их расчетам, верхний предел массы нейтронной звезды оказался равен 0,7 солнечной массы. Они объяснили, что нейтронная звезда, рожденная в результате коллапса ядра в конце жизни массивной звезды, существует, пока короткодействующее отталкивание между нейтронами уравновешивает ее массу. Но если масса нейтронной звезды становится слишком велика, например, если вещество, оставшееся после взрыва сверхновой, падает обратно на нейтронное ядро, коллапс нейтронной звезды продолжается и она превращается в черную дыру. Правда, Оппенгеймер и его коллеги считали, что обнаружить нейтронные звезды (и черные дыры) невозможно, поскольку они слишком маленькие (рентгеновская астрономия тогда еще не появилась).

До сих пор верхний предел массы нейтронной звезды называют пределом Толмена – Оппенгеймера – Волкова[12], хотя вычисленное ими значение массы оказалось существенно заниженным, поскольку они не учли сильное ядерное взаимодействие, удерживающее протоны и нейтроны в ядре атома. В 1990-е годы, когда аппаратура стала лучше и увеличилась точность наблюдений, выяснилось, что это предельное значение попадает в интервал от 1,5 до 3 солнечных масс. И наконец, после наблюдения командой LIGO/Virgo первого слияния нейтронных звезд, предел Толмена – Оппенгеймера – Волкова сдвинулся к значению, близкому к 2,17 солнечной массы. На сегодняшний день самая массивная из обнаруженных нейтронных звезд называется J0740 + 6620[13]. Это быстро вращающийся пульсар в двойной системе с белым карликом. Масса этой звезды равна 2,14 массы Солнца10.

Работа Оппенгеймера и его аспиранта появилась в тревожное время – перед Второй мировой войной. Когда война началась, многим физикам пришлось заняться более насущными делами. Оппенгеймер принял участие и стал одним из руководителей Манхэттенского проекта, целью которого было создать атомную бомбу быстрее нацистской Германии. Нейтронные звезды отошли на второй план более чем на двадцать лет, до открытия Джоселин Белл первого пульсара в 1967 году. После этого прорыва физики быстро поняли: обнаружить нейтронные звезды все же можно.

Случайное открытие Белл вызвало бурю в астрономическом сообществе. Но Фриц Цвикки, человек, который первым выдвинул идею о существовании нейтронных звезд и об их связи со смертью массивной звезды, не проявил ни малейшего интереса к этой теме. Вот что рассказывает о том времени радиоастроном Рональд Экерс. Сейчас он сотрудник CSIRO в Австралии, а тогда работал вместе