13
обнаруженные источники явились сугубо рентгеновскими
звездами. Их удивительное отличие от обычных звезд и
навело ученых на мысль, что они представляют собой
нейтронные звезды, поскольку для последних характерна
столь мощная рентгеновская светимость5.
Первая интерпретация излучения рентгеновских
источников была связана с тепловым излучением
остывающих нейтронных звезд. Ведь нагретая до
миллионов градусов нейтронная звезда должна быть
источником именно рентгеновского излучения. Однако вскоре
возник вопрос, как долго должна светить нагретая
нейтронная звезда.
Исследования процесса остывания были, в сущности,.
5
Поэтому в 1964 г. И. С. Шкловский предложил для точного-
определения координат рентгеновского источника в Крабовидной
туманности наблюдать покрытие туманности Луной, надеясь, что-
это выявит ничтожные размеры источника. Эксперимент был
поставлен группой Р. Фридмана (США), но оказалось, что Таи Х-1 —
протяженный источник, ответственный за синхротронное излучение
газового остатка сверхновой. Впоследствии выяснилось, что в
туманности есть и точечный источник —
рентгеновский пульсар, враг*
щающаяся нейтронная звезда.
16
первыми теоретическими работами, в которых
обсуждались астрофизические явления, связанные с
релятивистскими звездами. Первую статью по этому поводу
опубликовал в 1964 г. X. Чиу, а затем А. Камерон, В. Мор-
тон, Дж. Бакал, Р. Вольф и другие исследователи
провели подробные расчеты процесса остывания
нейтронной звезды. И стало ясно, что объяснить излучение
ярких рентгеновских источников остыванием нейтронных
звезд вряд ли возможно: время, в течение которого
светит нагретая нейтронная звезда, невелико (несколько
тысяч лет), а рентгеновская светимость слишком мала
(не больше Ю33 эрг/с). Интерес к исследованию
процесса остывания нейтронной звезды упал.
Практически одновременно с гипотезой об
остывающих нейтронных звездах в 1964 г. появилось еще одно
предположение, связанное с возможностью
рентгеновского излучения нейтронными звездами. Речь шла об
аккреции (падении в результате гравитационного
притяжения) газа на нейтронную звезду. Радиус
нейтронной звезды около 10 км—в 2—3 раза больше
гравитационного. Значит, вторая космическая скорость на ее
поверхности составляет 100 тыс. км/с. Иными словами,
если на нейтронную звезду падает частица, то,
достигнув ее поверхности, она будет иметь скорость 100 тыс.
км/с. Когда частицы тормозятся в сверхплотной
атмосфере нейтронной звезды, вся их кинетическая
энергия может перейти в тепло, и на каждый грамм
вещества выделится до 1020 эрг. Даже при ядерных
превращениях выделение энергии в 100 раз меньше!
Но откуда взяться веществу, падающему на
нейтронную звезду? В 1964 г. Я. Б. Зельдович, рассмотрев