Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса

Но Бранчези в первую очередь интересовали не сами гравитационные волны. Она хотела выяснить, что еще можно узнать о событиях, которые их вызывают. LIGO и Virgo были ей нужны, чтобы зарегистрировать волну и приблизительно определить место, откуда та пришла. Тогда телескопы, ведущие наблюдение в электромагнитном спектре, смогут сразу развернуться в нужном направлении и проверить, можно ли увидеть что-нибудь еще. Если астрономы непосредственно за гамма-вспышкой зафиксируют послесвечение, соответствующее космической катастрофе, которая предположительно вызвала гравитационную волну, у них будет доказательство того, что гравитационное возмущение распространяется со скоростью света. Это будет подтверждением предсказания, сделанного Эйнштейном сто лет назад. У них также будет возможность исследовать природу источника гравитационной волны, его окружение и механизмы, благодаря которым высвобождается такая невероятно большая энергия. Интенсивность электромагнитного излучения черных дыр крайне низка: после коллапса чрезвычайно массивных звезд остаются только гравитационные поля, и никакая материя не может выйти за их пределы, чтобы излучать свет. Поэтому черные дыры – не слишком подходящий объект для оптических телескопов.

А что, если это будут нейтронные звезды? В 2010 году астрофизик Брайан Метцгер из Колумбийского университета пришел к выводу, что столкновение этих объектов большой плотности будет сопровождаться не только возмущением пространства-времени и возбуждением гравитационных волн, но и образованием килоновой. Это вспышка, яркость которой порядка одной сотой яркости сверхновой, и ее должно быть видно с помощью оптического телескопа. Согласно его расчетам, килоновая образуется в горячем облаке радиоактивных осколков – вещества, выброшенного при столкновении и в результате радиоактивного распада тяжелых элементов, синтезированных при слиянии. В довершение всего, столкновение приведет и к кратковременной вспышке гамма-излучения – короткому гамма-всплеску (SGRB, Short Gamma-Ray Burst).

Тогда послесвечение гамма-вспышки должно быть видно в радио-, рентгеновском, а в конце концов даже в оптическом диапазоне, что позволит астрономам точно узнать, куда и когда следует смотреть.

Непросто собрать вместе ученых, работающих в разных областях науки. В этом случае задача оказалась особенно сложной: гравитационные волны все еще оставались только на бумаге, а оптические наблюдения – наука, существовавшая с древних времен. “Астрономы скептически отнеслись к возможности увидеть электромагнитное проявление гравитационных волн. Они считали, что зарегистрировать гравитационные волны слишком сложно, – говорит Бранчези. – Многие были настроены довольно пессимистически”. Обычно исследователи вынуждены бороться за время работы на мощных телескопах, так зачем же тратить эту ценную возможность на поиск побочного эффекта невероятно слабых волн, когда никто не гарантирует, что их вообще удастся обнаружить? Бранчези вспоминала конференции, в которых она принимала участие, где ощущала себя абсолютно беспомощной, поскольку астрономы смотрели на нее невидящими глазами или не смотрели вообще.

До того, как в 2012 году начались консультации по этому вопросу, около года ушло на обсуждения и обмен электронными письмами. Затем Бранчези, которая к тому времени стала сопредседателем группы, отвечавшей за мониторинг электромагнитного излучения, и несколько ее коллег, тоже веривших в многоканальную астрономию, на различных мероприятиях стали вести переговоры со многими астрономами. Одного за другим они уговаривали их присоединиться к сообществу LIGО/Virgo и подготовиться к возможной в будущем регистрации прохождения гравитационных волн. “Марика всегда говорила, что это действительно то, во что стоит вкладывать время и силы. Она убеждала нас: информация, полученная с помощью LIGO и Virgo, достоверна и надежна, на нее всегда можно рассчитывать, – говорит астроном из Университета Квинс в Белфасте Стивен Смартт. – Марика оказалась великолепным посредником, умела добиться того, чтобы сотрудники LIGO понимали, чего хотим мы, а мы понимали научное содержание информации, которую получали от LIGO”.

Сегодня международное научное сообщество LIGO насчитывает около тысячи двухсот ученых, работающих более чем в сотне научных учреждений из восемнадцати стран, и еще пятьсот человек входят в сообщество Virgo. Эти две организации работают в тесном контакте, сотрудничают более чем с двумя тысячами астрономов из тридцати пяти научных центров в одиннадцати странах. Расчет Бранчези оказался абсолютно точным.

Еще в 2012 году ученые из обсерватории LIGO настояли на том, что всякий астроном, присоединившийся к сообществу, должен подписать меморандум о сотрудничестве. Он должен согласиться с тем, что любые результаты наблюдений сначала становятся известны только членам сообщества и широко не распространяются. Это нужно для того, чтобы у всех было достаточно времени закончить свои измерения, проанализировать их, а затем опубликовать одновременно со всеми19. Ученые проявляли все больший интерес к подобным исследованиям, особенно после того, как наконец заработал детектор Advanced LIGO. Но даже после регистрации слияния нескольких черных дыр лишь немногие считали, что обнаружить гравитационные волны от слияния нейтронных звезд удастся до 2020 или 2021 года, когда после очередной модернизации чувствительность LIGO и Virgo поднимется на более высокий уровень.

Тем не менее ученые, согласившиеся принять участие в исследованиях по многоканальной астрономии, были готовы действовать. Когда в сентябре 2015 года Advanced LIGO начал первый наблюдательный сеанс, начеку были около восьмидесяти групп в разных уголках мира. Всего через несколько дней поступила информация о первом открытии – слиянии черных дыр, и сразу более двухсот телескопов развернулись туда, где это произошло. Они ничего не увидели – черные дыры свет не излучают. (Хотя есть теоретическая возможность того, что слияние двойных черных дыр может сопровождаться электромагнитным излучением.) Но главное, стало понятно: для получения информации о космическом событии астрономическое сообщество может координировать работу разных приборов – лазерных интерферометров LIGO и Virgo, детекторов высокоэнергетических нейтрино обсерватории IceCube под толщей антарктического льда и всех телескопов, способных улавливать любое электромагнитное излучение от любого внеземного источника. Бранчези рассказывает: “Наблюдение слияния черных дыр показало, что астрономы подготовились к таким исследованиям”. Теперь “поимка” гравитационного сигнала, сопровождаемого электромагнитным излучением, стала просто вопросом времени. Итак, они заняли выжидательную позицию, причем большинство считало, что ждать придется около десяти лет.

Две недели до открытия

Обычно август – месяц тихий, во всяком случае для ученых, работающих в Северном полушарии. Многие из них, как и все остальные, предпочитают уехать в это время на неделю или две куда-нибудь к морю или в горы. А в августе 2017-го и работу LIGO планировалось приостановить почти на два года. Близился к концу его второй наблюдательный сеанс, продолжавшийся с конца предыдущего года.

Однако Virgo только приступил к работе после очередной модификации, присоединившись наконец 1 августа к двум детекторам LIGO. Исследователи группы Virgo торопились завершить модернизацию своего детектора, чтобы хоть несколько недель поработать совместно с LIGO. Когда 14 августа три детектора первый раз работали одновременно, они зарегистрировали восьмое по счету слияние двойной черной дыры, и именно эти данные Бранчези анализировала тем жарким днем в Урбино20. Оставалось всего около двух недель до конца сеанса наблюдений, который планировался на 25 августа. Команды LIGO и Virgo начали сворачивать работы. Они были измучены как лихорадочной рутиной еженедельных, а часто и ежедневных телеконференций с членами сообщества, так и круглосуточными сменами, позволявшими отслеживать события в реальном времени. В течение нескольких месяцев, когда автоматические оповещения приходили даже среди ночи, Бранчези должна была сразу оценить, надо ли проводить дальнейшие наблюдения.

С начала августа Бранчези, готовясь к третьему наблюдательному сеансу, мысленно уже была в будущем: в 2019 году впервые после модернизации все три детектора будут достаточно долго работать совместно. Днем 16 августа на международном семинаре по гравитационным волнам выступила астрофизик Самая Ниссанке, коллега Бранчези из Амстердамского университета. В своем докладе она говорила о перспективах многоканальной астрономии. Ниссанке сказала слушателям, что в 2020-х годах наблюдение слияния нейтронных звезд будет достаточно рутинным событием. После выступления к ней подошел коллега из Индии Бала Айер, член INDIGO – консорциума индийских физиков, специалистов по поиску гравитационных волн. Его интересовало, когда это произойдет впервые. Ниссанке предложила пари: до конца 2019 года интерферометры зафиксируют слияние нейтронных звезд. Потребуется чуть больше двух лет. А ровно через день, проснувшись, узнала, что ее предсказание уже сбылось.

День открытия: 17 августа 2017 года

Когда гравитационная волна проходит через Землю, детектор фиксирует крошечную разницу во времени возвращения отраженных лазерных лучей. Тогда компьютерные программы LIGO и Virgo автоматически загружают эту информацию в специальную базу данных о кандидатах в гравитационно-волновые события. Сразу после полудня 17 августа 2017 года системы LIGO отметили именно такое событие, выдав предупреждение, что это может быть слияние двух нейтронных звезд. Вероятность ложной тревоги была исключительно мала: суммарная масса двух объектов составляла только 2,7 массы Солнца, что гораздо легче черной дыры звездной массы, но прямо соответствует известным значениям масс двойных нейтронных звезд (системы, состоящей из двух гравитационно связанных нейтронных звезд в процессе слияния). Программа, кроме того, сигнализировала, что с вероятностью 100 % это событие доступно для наблюдения в электромагнитном спектре.

Согласно расчетам системы, слияние произошло сравнительно близко от Земли – на расстоянии примерно 130 миллионов световых лет. Большая удача, поскольку в тот момент чувствительности LIGO не хватило бы для регистрации события на большем расстоянии. Волна дошла до Virgo в 12:41:04 по всемирному координированному времени[4] и на 22 миллисекунды позже до детектора LIGO в Ливингстоне, штат Луизиана. Еще через три миллисекунды она коснулась плеч детектора в Хэнфорде, штат Вашингтон21.

Коди Мессик, физик из Университета штата Пенсильвания, был первым человеком, получившим в тот день предупреждение LIGO. Он оказался одним из так называемых первых респондентов – его работа состояла в проверке сигналов, сообщавших о возможных кандидатах на столкновение черных дыр или нейтронных звезд. В случае подтверждения ему следовало оповестить остальных участников астрономической команды. Было начало девятого, он только проснулся и планировал взять на день отпуск: что-то произошло с шеей. В 8:43, добравшись до телефона, он увидел предупреждение LIGO – прошло ровно две минуты после того, как волна накрыла Землю. Сначала Мессик почувствовал досаду, поскольку сигнал, похоже, уловил только детектор в Хэнфорде – обычно алгоритмы LIGO оповещают в реальном времени только о тех событиях, которые регистрируют оба детектора. Однако система пометила возможное слияние как очень значительное событие, что и привлекло его внимание. Он написал руководителю своей диссертационной работы Чаду Ханну. Тот немедленно ответил, что предупреждение послал и телескоп Fermi', ровно через 1,7 секунды после прихода гравитационной волны он зарегистрировал в том же месте короткий двухсекундный гамма-всплеск. Было ли это оптическим аналогом слияния тех же двух космических объектов – другими словами, наблюдением того же события в электромагнитном спектре?

Сразу же Ханн и еще не снявший пижаму Мессик устроили телеконференцию с магистрантами своего университета, чтобы проверить данные на предмет ошибок. Все быстро согласились, что ничего очевидно неправильного в сигнале нет, и решили оповестить остальных членов сообщества LIGO/Virgo. Это поручили сделать Мессику, поскольку, вспоминает он, Ханна “так трясло от волнения, что печатать он не мог”. На какое-то мгновение они были единственными в мире людьми, которые знали, что произошло.

Именно сообщение Мессика высветилось на телефоне Бранчези, когда она уже собиралась прилечь после долгой ночи, проведенной в госпитале с сестрой и ее новорожденным сыном. В считаные минуты к телеконференции присоединились другие участники. Возбуждение охватило всех, но второй детектор в Ливингстоне не отметил это событие, поэтому было много сомневающихся. Как потом оказалось, причина крылась в сбое системы: какая-то техническая ошибка (возможно, покачивание зеркала) привела к появлению шума, замаскировавшего сигнал от гравитационной волны. Однако, когда на диаграммы посмотрели невооруженным глазом, стало очевидно, что сигнал на самом деле был зарегистрирован: он длился около шести минут, тогда как сбой, заставивший программу игнорировать волновой сигнал, продолжался всего несколько миллисекунд. Теперь данные подтвердили оба детектора LIGO.

Тем временем ученые из группы Virgo тоже поняли, что их прибор зафиксировал исторический сигнал – слабый, но не оставляющий сомнений. “Люди были так возбуждены, что не могли остановиться и во время телеконференции всё говорили и говорили, – рассказывает Бранчези. – Это было какое-то безумие”.

Вскоре в разговор включились астрономы со всего света. “Хотя я знал, что делать этого не следует, я отошел на минутку, чтобы позвонить жене и отцу. Мне не терпелось сообщить им эти потрясающие новости”, – рассказывает Мессик. Онлайн-чат телеконференции разрывался от требований разослать во все оптические обсерватории GCN-циркуляр, чтобы немедленно начать последующие наблюдения. (GCN-циркуляр – информация о местоположении гамма-всплеска, которую направляют всем заинтересованным лицам и организациям, если вспышку обнаруживают различные космические аппараты.) Бранчези и ее коллеги потратили десять лет на создание “многоканального” сообщества, и вот теперь их работа готова была принести плоды.

Всего через сорок минут после того, как LIGO и Virgo зарегистрировали гравитационный сигнал, в 13:21:42 по всемирному координированному времени, GCN-циркуляр попал в электронные почтовые ящики астрономов, разбросанных по всему миру. Чтобы увидеть последствия космического катаклизма, случившегося в далеком прошлом, за считаные часы пришли в действие телескопы-роботы, развернулись обзорные телескопы22. Наступила эра многоканальной астрономии.

Очень скоро началось состязание в скорости: астрономы по всему миру бросились к системам управления телескопами. Они хотели первыми увидеть столкновение в оптическом диапазоне. Хотя и не все были на низком старте. Наблюдательный сеанс LIGO подходил к концу, и Райан Фоли из Калифорнийского университета в Санта-Крузе решил, что может расслабиться. Он спокойно пил пиво со своим партнером в копенгагенском парке Тиволи, когда неожиданно получил сообщение от Дэйва Колтера – коллеги, вернувшегося домой в Калифорнию. Прочтя сообщение, Фоли немедленно извинился перед своим другом, попрощался и бросился к велосипеду. Ему не терпелось начать последующие наблюдения с помощью метрового телескопа Henrietta Swope в обсерватории Лас-Кампанас в Чили. Пять часов ушло на сопоставление начальных координат, предоставленных LIGO и Virgo, и как можно более точное определение местоположения события. Через одиннадцать часов после прихода гравитационной волны команда Фоли идентифицировала яркую вспышку в ближней инфракрасной области спектра в той точке неба, которую определили детекторы гравитационных волн. После этого Фоли отправил короткое сообщение своей коллеге Джесс Макайвер, просто сообщив: “Думаю, я нашел”. Получив первое оптическое изображение, команда Фоли выиграла гонку. Впоследствии оптический аналог этого гравитационного события назвали Swope Supernova Survey 2017а (SSSi/a)23.

Но и другие не слишком отстали. Особенно загруженными оказались телескопы в горах чилийской пустыни Атакама. Отключившись от столь многолюдной телеконференции с обсерваторией LIGO, Бранчези бросилась звонить своим коллегам из GRAWITA. Это объединение, входящее в итальянский Национальный институт астрофизики, было образовано специально для того, чтобы дополнять данные LIGO наблюдениями в разных областях электромагнитного спектра – радио-, оптическом, ближнем инфракрасном и рентгеновском диапазонах, а также в интервале частот, соответствующих гамма-излучению24.

Всего через тринадцать часов после прихода гравитационной волны астрономы GRAWITA, направив на место события телескоп REM в обсерватории Ла-Силья в пустыне Атакама, получили в оптическом диапазоне изображение взрыва при столкновении нейтронных звезд.

Несколько команд слегка задержались на старте. Уже прошло около часа после оповещения Мессика, а гарвардский астроном Эдо Бергер все еще сидел у себя в кабинете, пытаясь не заснуть на скучном и монотонном заседании кафедры. Крепкий кофе из университетского кафетерия не помогал. Когда его мобильный телефон зазвонил, он отключил звук. Тогда начал звонить телефон у него на столе. Коллеги прервали заседание, и Бергер поднял трубку: “Что случилось?”

Бергер слушал, и его брови поднимались все выше и выше. Он положил трубку, объявил, что совещание окончено, и буквально вытолкал всех из кабинета. В течение следующих нескольких минут Бергер быстро просмотрел поток сообщений и электронных писем, включая первое официальное автоматическое предупреждение LIGO с оценкой координат события, выглядевшего как столкновение двух нейтронных звезд. Похоже, LIGO зарегистрировал его ровно в тот момент, когда Бергер забирал свой кофе.

Благодаря “многоканальным” усилиям Бранчези и ее сторонников Бергер, как другие ученые и около семидесяти телескопов по всему миру, готов был действовать. Пришло время внимательно “присмотреться” к последствиям слияния нейтронных звезд. Поскольку космический телескоп Fermi оповестил о зарегистрированном всплеске гамма-излучения, Бергер знал: есть очень большая вероятность того, что это событие будет заметно и на других длинах волн. Сейчас ему нужна его команда, и быстро.

Кейт Александер только проснулась у себя в квартире в Бостоне. Она заканчивала аспирантуру и в команде Бергера отвечала за наблюдения в радиодиапазоне. Еще в постели Кейт увидела сообщение LIGO. Затем она увидела сообщение Бергера, где в строке “Тема” стояло: “Встречаемся у меня в кабинете через пять минут!” Три минуты на душ – и бегом в кампус. В десять, ровно через два часа после регистрации слияния, она вбежала в кабинет Бергера.

План разработали совместно с несколькими коллегами: чтобы определить местоположение и приступить к изучению источника, они используют оптический телескоп. Предлагалось следить за радиоактивным свечением килоновой, то есть облаком выброшенных при взрыве осколков нейтронных звезд. В этом облаке должны присутствовать тяжелые элементы, созданные, а затем выброшенные при столкновении. Они видны во всем электромагнитном спектре. “Мы были очень возбуждены и старались не дать возбуждению помешать нам делать то, что следовало”, – рассказывала Александер.

При любых наблюдениях в электромагнитном спектре, надеетесь ли вы зарегистрировать видимый свет, радиосигналы или сигналы любых других длин волн, важно знать, в какую точку неба следует направить телескоп. К счастью, с помощью Virgo стало возможно определить местоположение источника сигнала. Без Virgo “окно ошибки” – вероятная область, в которой расположен источник сигнала, – было бы слишком велико для каких-либо целенаправленных оптических наблюдений. Все же координаты, предоставленные LIGO и Virgo, не могли настолько сузить область поиска, чтобы была возможность определить хотя бы галактику, где произошло столкновение. Они только указывали, что событие произошло в определенной области неба, площадь которой примерно в сто пятьдесят раз превышает площадь полной Луны.

Чтобы сузить окно наблюдения, Александер, Бергер и их коллеги прежде всего выбрали прибор для наблюдений – мощную оптическую камеру DEC am (Dark Energy Camera, “камера темной энергии”), установленную на телескопе Victor М. Blanco в Чили.

Управляя этой камерой из Гарварда, они быстро, снимок за снимком, осмотрели очень большую область неба. Им понадобился час, чтобы обнаружить галактику на расстоянии 130 миллионов световых лет, в которой они заметили яркий источник, раньше там не виденный, – галактику NGС 4993 в созвездии Гидра. Бергер говорит, что это напоминает крестик, очень точно отмечающий нужное место. Позже выяснилось, что их команда определила точное местоположение источника через несколько минут после SWOPE, а затем к финишу пришли телескопы обзорного проекта DLT40, входящие в обсерваторию Лас-Кумбрес в Панаме, VISTA из Паранальской обсерватории в Атакаме, MASTER в России и многие другие.

Взволнованный Бергер позвонил Метцгеру – человеку, теоретически предсказавшему существование килоновой в 2014 году. Волнение Метцгера описать трудно, особенно после того, как он обнаружил, что светимость и цвет килоновой точно совпадают с его расчетами. Это означало, что идет радиоактивное затухание тяжелых элементов, синтезированных во время слияния. Цвет облака радиоактивных осколков ярко-голубой – значит, оно, как кончики языков пламени газовой плиты, невероятно горячее. Несколько дней облако постепенно гасло, а телескопы по всему миру внимательно отслеживали все его оттенки. По мере остывания выброшенного материала облако из синего постепенно становилось темно-красным. Астрономы смогли детально изучить спектр (химические “отпечатки пальцев”) килоновой. Стало понятно, что многие тяжелые элементы, включая золото, платину и серебро, образуются при таких столкновениях. Так была решена загадка возникновения этих элементов.

Команда Бергера хотела получить еще и фантастические снимки килоновой в диапазоне более коротких длин волн. Чтобы провести измерения в ультрафиолетовом диапазоне, они подали заявку на работу с космическим телескопом “Хаббл”. Каждая длина волны “сообщает” что-то новое, и астрономы в тот момент пытались получить всю возможную информацию. Обычно, чтобы получить доступ к телескопу “Хаббл”, требуется позаботиться об этом заранее и ждать несколько недель. Но ситуация была экстраординарной, и время выделили из “резерва директора”. Заявка содержала всего два абзаца. По словам Бергера, это, возможно, самая короткая из всех когда-либо написанных заявок. В ней просто говорилось, что их группа впервые обнаружила электромагнитное излучение, сопровождающее слияние двойной нейтронной звезды, и им нужно иметь возможность увидеть его в ультрафиолетовом свете. Заявку одобрили, и Бергер с сотрудниками получил возможность провести наблюдения всего через пять дней после обнаружения гравитационных волн. А еще через девять дней космический рентгеновский телескоп Chandra увидел первые явные сигналы слияния в рентгеновском диапазоне.

После рентгеновского диапазона, с самого края электромагнитного спектра, располагается диапазон гамма-лучей – самого высокоэнергетического из известных нам излучений. Когда две нейтронные звезды сталкиваются, большая часть их вещества сливается, образуя один объект, и, скорее всего, под действием собственной гравитации происходит его быстрый коллапс в черную дыру. Однако какая-то часть вещества на большой скорости уносится наружу в виде джета, иначе говоря, узкой струи гамма-частиц, разлетающихся со скоростью, близкой к скорости света[5]. Именно этот очень короткий всплеск гамма-излучения зарегистрировал космический гамма-телескоп Fermi менее чем через две секунды после регистрации гравитационных волн LIGO и Virgo.

Впервые гамма-вспышки этого типа были зафиксированы 2 июля 1967 года двумя американскими спутниками Vela 5 и Vela 4. Сначала ученые ошибочно приняли их за последствия испытаний ядерного оружия в Советском Союзе. Потребовалось десять лет наблюдений, чтобы стало понятно: источник этих гамма-вспышек, которые могут длиться от нескольких миллисекунд до нескольких часов, находится в далеком космосе. Сверхкороткие вспышки, продолжающиеся менее двух секунд, назвали гамма-всплесками25. Всплески, обнаруженные телескопом Fermi, подтвердили наконец давний вывод теоретиков: слияние нейтронных звезд может быть источником коротких гамма-всплесков (SGRB), которые, как считают ученые, являются наиболее мощными взрывами во Вселенной.

С другого конца электромагнитного спектра находится область очень длинных волн. Речь идет о радиоволнах. Традиционно нейтронные звезды и черные дыры наблюдают с помощью радиоантенн, и для анализа последствий слияния использовались десятки таких антенн. Кейт Александер возглавляла группу, изучающую спектр радиоволн с помощью VLA (Very Large Array) – очень большой антенной системы из двадцати семи радиотелескопов в штате Нью-Мексико, прославившейся благодаря кинофильму “Контакт” с Джоди Фостер. По прошлым наблюдениям гамма-вспышек Кейт знала, что их излучение в радио- и рентгеновском диапазонах обусловлено попаданием потоков частиц в межзвездную среду, то есть в газ, заполняющий пространство между звездами, где и двигались по спирали друг относительно друга две нейтронные звезды перед столкновением.

Сначала астрономам вообще не удавалось заметить радиоволны от столкновения. Наконец, 5 сентября 2017 года, через полных шестнадцать дней после начала поиска, их заметила группа из Техасского технологического университета под руководством Алессандры Кореи. Группа Александер тоже зарегистрировала сигнал. Задержка произошла из-за того, что джет, образовавшийся в результате столкновения, был направлен не прямо на Землю, а двигался под углом. Еще несколько месяцев ученым удавалось регистрировать эти волны, пока они в конце концов не исчезли окончательно.

Радиоволны. Микроволновое излучение. Инфракрасное излучение. Видимый свет. Ультрафиолетовое излучение. Рентгеновское излучение. Гамма-излучение. Гравитационные волны. Впервые в истории многоканальная астрономия, проводя наблюдения двух очень отдаленных сверхплотных объектов, столкнувшихся друг с другом более 130 миллионов лет тому назад и тем самым завершивших свое существование во Вселенной, продемонстрировала свои невероятные возможности. У статьи, описывающей это слияние нейтронных звезд, оказалось более четырех тысяч соавторов – около трети всех астрономов в мире. Для анализа собранных ими данных потребуются годы.

Однако о нейтронных звездах нам все еще известно очень мало. И возможно, наблюдая подобные катаклизмы с нашего наблюдательного пункта, голубой точки в пространстве, нам удастся пролить свет на внутреннюю структуру нейтронных звезд. Мы попытаемся понять, что такое их ни на что не похожие джеты, выбрасывающие частицы и посылающие в космос излучение. Мы разберемся с природой их невероятных магнитных полей, самых мощных во Вселенной, и раскроем еще многие их секреты. Совершить путешествие к нейтронным звездам мы никогда не сможем, но многоканальная астрономия, на службу которой поставлена мощь самых разных телескопов по всему миру, и использование гигантских ускорителей элементарных частиц помогут нам в скором времени узнать о них больше. Может быть, полученные знания о нейтронных звездах позволят понять, как происходит расширение Вселенной, что происходит со сверхмассивными черными дырами, притаившимися в центре галактик, и, наконец, раз и навсегда выяснить, были ли действительно правильны все предсказания общей теории относительности Эйнштейна. Если добавить к этому астрономию высоких энергий с ее новыми рентгеновскими телескопами, такими как немецкий ROSAT, XMM и Chandra, и детекторы гамма-излучения, такие как гамма-телескоп Fermi и LIGO /Virgo, ученые получили возможность изучать эти загадочные объекты совершенно новыми, поражающими воображение способами26.

В то время как в гостиной Марика Бранчези напряженно всматривалась в экран компьютера, где разворачивалась далекая космическая драма, за происходящим наблюдал и ее старший сын Диего. Вдруг он обратился к ней, тщательно обдумывая и четко произнося каждое слово: “Мам, когда ты закончишь со слиянием двойных нейтронных звезд, мы сможем пойти поесть?”

Чуть глубже: Происхождение золота

Откуда взялся наш мир? Как образовались элементы? Все элементы, существующие на Земле, так или иначе созданы в космосе. В периодической таблице Менделеева 118 элементов, и 94 из них встречаются в природе. Но сразу после Большого взрыва, 13,7 миллиарда лет назад, элементов вообще не было. Существовали только их элементарные составляющие – кварки. Из кварков, обычно встречающихся в триплетах, строятся привычные нам нейтроны и протоны, а из них, в свою очередь, атомы. В эпоху своего младенчества Вселенная была необычайно горячей и плотной, и поэтому кварки не могли связываться. По крайней мере несколько минут кварки существовали в состоянии своеобразного “кваркового супа”. Когда Вселенная несколько расширилась и охладилась, стало возможным объединение кварков в протоны (ядра водорода) и нейтроны, а затем из двух протонов и двух нейтронов образовались ядра гелия.

Расширение Вселенной продолжалось, ее температура продолжала падать. Однако потребовалось еще 380 тысяч лет, чтобы замедлившиеся электроны оказались в ловушках – на орбитах вокруг замедлившихся ядер – и образовались первые, очень легкие атомы. Главным образом это были атомы водорода и гелия, а также, в небольшом количестве, лития. Перенесемся еще на 1,6 миллиона лет вперед, в то время, когда под действием гравитации из облаков межзвездного газа образовались первые звезды и галактики. Тогда же образовались более тяжелые атомы – углерод, кислород и железо. Массивные звезды стали гигантами, и в их ядрах в результате термоядерного синтеза гелий превращается в углерод и появляются магний, азот, кислород, неон и железо. Появление железа означает конец термоядерного синтеза. Но когда звезды умирают в результате взрыва сверхновой, образуются еще более тяжелые элементы – никель, кобальт, медь, марганец, цинк и ванадий.

Однако компьютерные расчеты показали, что мощности взрыва сверхновой недостаточно для образования элементов заметно тяжелее железа. Тогда откуда же появилось все серебро, золото, платина, ртуть, молибден, уран и другие подобные элементы? Ученые предположили, что эти элементы могли образоваться при слиянии нейтронных звезд в ходе так называемого r-процесса – быстрого захвата нейтронов. Буква r указывает на скорость процесса (rapid), при котором в результате последовательности ядерных реакций быстрого захвата нейтронов тяжелыми зародышевыми ядрами (наподобие железа) создаются элементы тяжелее железа. При слиянии нейтронных звезд высвобождается огромное число нейтронов. Нагретые до экстремальных температур нейтроны бомбардируют окружающие их атомы, что и приводит к появлению более тяжелых элементов. Когда впервые удалось обнаружить слияние двух нейтронных звезд, ученые смогли наблюдать голубую килоновую и радиоактивный распад тяжелых элементов, образовавшихся при столкновении.

Другой вопрос, как эти тяжелые элементы попали на Землю. Некоторые из них могли быть доставлены метеоритами. Например, никель и кобальт часто находят в железных метеоритах: железо, никель или кобальт образуются одновременно в процессе нуклеосинтеза при взрывах сверхновых. С другой стороны, они, возможно, присутствовали в веществе, из скопления которого около 4,5 миллиарда лет назад образовалась Солнечная система, а затем со временем эти элементы высвободились из земной коры.

Чуть глубже: Почему килоновая была голубой?

Цвет космического объекта зависит от длины волны излучаемого им света. В разных условиях свет ведет себя либо как волна, либо как частица, а длина волны – это расстояние между двумя гребнями (или двумя впадинами) волны. Длина волны зависит от того, к какому диапазону электромагнитного спектра относится излучаемый свет: длины волн гамма-излучения самые короткие, а радиоволн – самые длинные. Энергия каждого отдельного фотона – элементарной составляющей света – обратно пропорциональна длине волны. Это значит, что чем меньше длина волны, тем больше энергия, соответствующая данному типу излучения. Энергия гамма-лучей очень велика, у радиоволн она гораздо меньше, а энергия видимого света где-то посередине.

Рассмотрим подробнее часть спектра, соответствующую видимому свету. В голубой части спектра длины волн очень короткие. Когда мы сдвигаемся к другому его концу, красному, они постепенно становятся все больше. Есть тела, идеально поглощающие свет. Это так называемые абсолютно черные тела. Как и многие твердые тела и плотные газы, Солнце – черное тело. Спектр излучения можно связать с температурой тела: длина волны, на которой излучается больше света, обратно пропорциональна температуре. Значит, чем холоднее объект, тем краснее его цвет, а чем он горячее – тем ближе его цвет к синему. (Это находится в противоречии с тем, что обычно кран с горячей водой помечен красным, а с холодной – синим.) Некоторые звезды голубые, и это значит, что они действительно очень, очень горячие: их температура порядка 7000 градусов Цельсия. Другие, более холодные, красные. Их температура всего 4000 градусов Цельсия. При температуре ниже 4000 градусов излучение видимого света незаметно, хотя оно по-прежнему будет более интенсивным в красной области спектра, чем в голубой[6]. На Земле мы ассоциируем тепло с чем-то красным, напоминающим костер, но это главным образом потому, что трудно поднять температуру пламени настолько высоко, чтобы оно стало голубым.

После слияния двух нейтронных звезд оптические телескопы зарегистрировали голубое свечение, обусловленное радиоактивным распадом тяжелых элементов, – килоновую. Прежде ученые считали, что килоновая, образовавшаяся в результате слияния нейтронных звезд, должна быть исключительно красной. Они объясняли это тем, что при r-процессе самые тяжелые элементы (те, которые находятся в самом низу периодической таблицы и имеют атомную массу больше 140) очень хорошо поглощают голубой свет и “не выпускают” его из газопылевого облака, выброшенного при слиянии нейтронных звезд.

Но в 2014 году Брайан Метцгер и его коллега астроном Родриго Фернандес предположили, что килоновая “разделяет” голубые и красные компоненты. Не все вещество газопылевого облака, сформировавшегося как результат слияния нейтронных звезд, утверждал Метцгер, обязательно содержит настолько тяжелые элементы, что их атомная масса превышает 140. Если в результате r-процессов данной части выброшенного облака синтезируются только более легкие элементы с атомной массой меньше 140, то излучение килоновой из этой части будет голубым. И поскольку, говорил он, элементы в выброшенном веществе будут из разных частей аккреционного диска, у некоторых атомная масса будет больше 140 (с ними связано красное свечение), а у других меньше (что приводит к голубому свечению), причем и то и другое можно наблюдать при одном и том же событии.

Тогда оказывается, что интенсивность голубого цвета килоновой зависит от состава выброса и числа нейтронов и протонов, которое, в свою очередь, зависит от времени жизни нейтронной звезды после слияния, до того как произойдет ее коллапс в черную дыру. Чем дольше проживет нейтронная звезда, тем больше доля легких элементов, синтезированных при r-процессе, а значит, тем синее килоновая. В ее цвете закодирована информация о том, когда образуется черная дыра.

Действительно, килоновая, наблюдавшаяся во время слияния, особенно в первые часы, была ярко-голубой. Красное свечение появилось позже. По словам Метцгера, это свидетельство того, что нейтронная звезда долго не протянула. Он думает, что черная дыра, вероятно, образовалась уже через несколько сотен миллисекунд после слияния.

Глава 2

Открытие нейтронных звезд… и маленькие зеленые человечки?

“«Межпланетная сцинтилляционная матрица» не в лучшем состоянии. Украли всю медную проволоку”. Малкольм Лонгейр, жизнерадостный седовласый семидесятисемилетний английский астрофизик, неодобрительно качает головой. Лонгейр не просто астрофизик – в прошлом он королевский астроном Шотландии и директор Кавендишской лаборатории в Кембриджском университете. Мы стоим в поле перед частой, колючей и, что досадно, очень высокой изгородью. За ней когда-то располагалась “Межпланетная сцинтилляционная матрица” (Interplanetary Scintillation Array), которая представляла собой напоминающий виноградник пустырь, утыканный сотнями столбов из кедра, высотой около трех с половиной метров каждый. Между столбами было натянуто около двухсот километров медной проволоки. Именно этот радиотелескоп 6 августа 1967 года впервые уловил сигнал пульсара, подтвердив существование нейтронных звезд. До тех пор они существовали только в теории1.

Лонгейр показывал мне это место промозглым январским днем, но сначала мы ненадолго зашли в Кавендишскую лабораторию, где он работал. Именно здесь в конце XIX века Эрнест Резерфорд приступил к изучению радиоактивного превращения атомов, что в 1911 году привело его к созданию планетарной модели атома, согласно которой атом состоит из крохотного ядра, вокруг которого вращаются электроны. И здесь же в 1932 году Джеймс Чедвик открыл нейтроны2.

Рядом с изгородью, по другую сторону неработающего комплекса, раскинулось настоящее астрономическое кладбище: четыре неподвижных черных радиотелескопа на рельсах. Чаши их отражателей напоминают засохшие цветы, протягивающие увядшие лепестки к солнцу. Рядом, вблизи от закрытой аппаратной, еще одна бесхозная радиоантенна. Торчащие из земли деревянные столбы – все, что осталось от вошедшей в историю науки “Межпланетной сцинтилляционной матрицы”. Как многие легкодоступные “источники” меди, например церковные крыши, она стала жертвой временного большого скачка цен на это сырье: медная проволока, когда-то соединявшая столбы, была украдена и перепродана недобросовестным торговцам на металлолом.

Однако вернемся на полвека назад. Тогда жизнь на этих полях била ключом: шла напряженная работа, в которой участвовали усердные магистранты и ученые. Шестидесятые годы оказались плодотворным десятилетием для радиоастрономов. В 1963 году Мартин Шмидт из Калифорнийского технологического института разгадал загадку квазизвездных радиоисточников, или квазаров, и показал, что это далекие, сверхъяркие активные галактики, связанные со сверхмассивными черными дырами в их центре3.

Двумя годами позже американские радиоастрономы Арно Пензиас и Роберт Уилсон из Лаборатории Белла в городке Холмдел, штат Нью-Джерси, случайно открыли реликтовое излучение – остаточное свечение Большого взрыва4.

А здесь, в сельской местности графства Кембриджшир, вошла в историю Джоселин Белл, молодая магистрантка из Северной Ирландии, которая в 1967 году заметила странный, похожий на каракули сигнал (она назвала его “загривок”) на зеленых и белых рулонах миллиметровой бумаги километровой длины, выползающих из небольшого записывающего устройства. Этот “загривок” оказался далеким пульсаром, робко посылавшим приветствие людям. Но она в то время этого не знала. Никто не знал.

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.

“Время было по-настоящему бурным. Многим из нас повезло: мы начали работать именно тогда, когда все стремительно развивалось. Это было прекрасное время”, – рассказывает Лонгейр. Он, молодой аспирант, присоединился к кембриджской радиоастрономической группе в 1963 году и по предложению маститого радиоастронома Мартина Райла сразу с головой погрузился в поиски новых квазаров.

Сегодня Кавендишская лаборатория располагается на окраине Кембриджа, но во времена открытия нейтрона Чедвиком она находилась в центре города. Случилось так, что в старой лаборатории комната Лонгейра оказалась вблизи кабинета профессора астрофизики Энтони Хьюиша. Профессора интересовали квазары и, главное, сцинтилляция квазаров – на первый взгляд случайные флуктуации интенсивности испускаемых ими радиоволн. Это похоже на известное всем мерцание звезд: кажется, что яркость звезд меняется, а на самом деле эффект связан только с турбулентностью атмосферы Земли, через которую до нас доходит свет звезд. Турбулентность приводит к неоднородности воздуха и, как следствие, к фокусировке или дефокусировке света. Поскольку под действием ветра воздух движется, яркость каждой звезды представляется быстро флуктуирующей, или, иначе говоря, звезды мерцают. Когда радиоволны проходят сквозь разреженный газ в пространстве между звездами, они сталкиваются с похожими помехами. Межзвездная среда неоднородна: где-то она более плотная, где-то более разреженная. Приближаясь к Земле, радиоволны испытывают действие еще и солнечного ветра – вырывающихся из Солнца сгустков и облаков плазмы. В результате кажется, будто источник радиоволн “мерцает”. В отличие от мерцающих квазаров – компактных источников радиоволн – радиогалактики (другой тип активных галактических ядер с большим угловым диаметром) не мерцают. Изучая, как меняется сцинтилляция радиоисточника, ученые могут узнать больше о неоднородностях межзвездной среды14. (Подробнее о том, что происходит в межзвездной среде, см. в разделе “Чуть глубже: Межзвездная среда – пристанище нейтронных звезд”.)

Хьюиш полагал, что, если использовать большие радиотелескопы, способные отыскать на небе мерцающие источники, появится возможность отобрать среди них квазары. Его коллега Мартин Райл обнаружил несколько тысяч радиогалактик, многие из которых могли оказаться квазарами. Понять, какие именно, было невозможно, поскольку телескоп Райла работал на слишком высокой частоте, не позволявшей увидеть сцинтилляции. Идея Хьюиша состояла в следующем: надо построить радиотелескоп с высокочувствительной системой радиоантенн, позволяющей регистрировать очень низкие частоты15. От департамента научных и промышленных исследований Великобритании он получил грант в размере 17 тысяч фунтов16. Это не слишком много, но достаточно, чтобы вбить в землю тысячу столбов в открытом поле сельского Кембриджшира. Строительство началось в 1965 году.

Когда Хьюиш спланировал “Межпланетную сцинтилляционную матрицу”, он не собирался самостоятельно вбивать столбы. Эту почетную работу поручили шести студентам магистратуры. Среди них оказалась и Джоселин Белл. Лонгейр рассказывает, что в Кембридже среди магистрантов физического факультета редко встречались женщины. В 1965 году в Кавендишской лаборатории появилась недавно приехавшая из Северной Ирландии двадцатидвухлетняя девушка. (По словам Лонгейра, формально она числилась в другом колледже.) Степень бакалавра по специальности “физика” Джоселин Белл получила в Университете Глазго, и у нее был трехлетний грант, позволявший ей работать над диссертацией в Кембридже. Как и другие магистранты, она главным образом работала на чердаке лаборатории или в поле. Диссертационной задачей Джоселин Белл стало построение сцинтилляционной матрицы и проверка ее работоспособности. Она планировала убедиться в том, что с помощью матрицы можно изучать флуктуации радиоисточников, исследовать роль солнечного ветра и искать квазары. На постройку сцинтилляционной матрицы ушло два года. Работали непрерывно круглый год, даже ветреной кембриджской зимой. Телескоп начал собирать данные в июле 1967-го.

За время полевых работ Белл очень загорела и окрепла. “Коллеги из лаборатории постоянно спрашивали меня, не вернулась ли я недавно с лыжного курорта”, – тихим голосом рассказывает Белл, сейчас она приглашенный профессор Оксфордского университета. Во время разговора Джоселин не слишком задумывается над ответами. Вероятно, это результат огромного числа интервью, которые она дала за прошедшие десятилетия. Но ее ответы, как и электронные письма, с помощью которых мы договаривались о встрече, так чистосердечны, в них столько юмора, что я мгновенно успокаиваюсь.

Сцинтилляционная матрица Энтони Хьюиша с ее деревянными столбами, конечно, отличалась от типичной параболической радиоантенны, которую представляет себе большинство людей, когда их просят описать радиотелескоп. Тем не менее вначале большую часть результатов радиоастрономы получили с помощью этих простых решеток из столбов и километров медной проволоки. Чтобы при такой большой собирающей поверхности матрица работала, важно, чтобы она была “фазированной”. Это значит, надо убедиться, что от разных частей матрицы сигналы приходят с нужным запаздыванием, так что их можно собрать вместе и получить один входящий сигнал17. Именно Хьюиш первым предложил такой метод исследования сцинтилляций радиоисточников. Когда Белл начала использовать эту матрицу, было известно только около двадцати квазаров, а к концу своей работы она открыла еще около двухсот.

Площадь матрицы Хьюиша составляла около 18210 квадратных метров (4,5 акра), как два футбольных поля. Лонгейр говорит: “Этого оказалось достаточно для регистрации флуктуаций интенсивности радиоисточников в масштабе времени порядка одной десятой секунды”. Помимо километров медной проволоки Хьюишу пришлось купить около 13,5 километра кабеля и 124 километра проволоки для отражателя. Столбы расставили в шестнадцать рядов на расстояниях, обеспечивающих требуемую задержку фаз между ними.

Матрица была способна регистрировать волны длиной около з,7 метра, что означало возможность работать на очень низкой частоте в 81,5 МГц. Матрица действовала как обычная телевизионная антенна, но ее длину надо умножить на число входящих в нее диполей, а их 2048. В отличие от управляемого отражателя, такая матрица может сканировать все видимое небо. Когда приходит радиоволна, ее колебания вызывают колебания электронов проволоки, связывающей столбы. Эти колебания передаются на соединительный кабель, подключенный к приемнику в лаборатории, где фиксируются колебания электрического тока. Сегодня через кабель в компьютер передается последовательность цифр. Но в шестидесятые годы вычислительные машины были аналоговыми, и Белл приходилось внимательно изучать километры нарисованных красными чернилами закорючек на непрерывно выползающей из ее самописца узкой ленте миллиметровой бумаги18. На выставке в старой аппаратной вблизи поля, где раньше располагалась матрица, можно увидеть несколько таких бумажных рулонов. Белл одна просматривала и разбирала эти данные, поскольку, как она предполагает, с точки зрения научной значимости тема не считалась настолько важной, чтобы привлечь к работе над ней еще и других магистрантов. По словам Белл, это было утомительно и занимало много времени. Она добавляет: “Я не успевала уследить за всем. Я отставала”.

Чтобы обнаружить сцинтилляции и, следовательно, квазар, Белл приходилось внимательно следить за изменениями интенсивности флуктуаций. Она должна была удостовериться, что закорючки на ленте самописца действительно означают радиоволны, распространяющиеся от далекого источника, а не помехи, созданные работающим поблизости трактором или проехавшей машиной. Они тоже могут выглядеть как радиоволны, но закорючки, связанные с космическими источниками, выглядели как специфическая интерференционная картина: два небольших выступа по бокам и большой выступ посередине. Их прозвали “чадами”. Название позаимствовали из мультфильма времен войны, где персонаж по имени Чад выглядывал из-за стены, откуда торчали только его руки и голова с носом и черными глазами. Он интересовался сахаром, яйцами или другими исчезнувшими из продажи продуктами.

Хьюиш предложил Белл сделать карту неба, где можно отмечать мерцающие источники. Каждый раз, увидев такой источник, она должна вручную поставить на этой карте крестик. Если источник появляется на том же месте каждую неделю, она будет знать, что это реальный источник – квазар. Белл перестраивала карту каждую неделю, для чего ежедневно анализировала сотни метров бумаги с непрерывно поступающими от телескопа данными.

6 августа 1967 года на ленте самописца длиной около 120 метров Белл заметила удивившую ее закорючку. Эту закорючку размером полсантиметра она назвала “загривок” и, пометив ее вопросительным знаком, перешла к следующему участку ленты. Однако она понимала, что, хотя ее “загривок” был где-то далеко-далеко, выглядел он как источник сильной сцинтилляции на участке неба, заметно удаленном от Солнца. Но это явно было не межпланетное мерцание.

Весьма любопытно, что всякий раз, когда Белл видела этот сигнал, казалось, он исходит из одного и того же места на ночном небе. Поскольку сцинтилляция – явление, связанное с Солнцем, обычно оно наблюдается в течение дня. И Белл сознательно выбрала для исследований эту область неба: она ненавидела поздно ложиться спать. Странно и то, что “загривок” никогда не воспроизводил все три составляющих интерференционной картины “чада”. Иногда вспышка была одноминутной, иногда двухминутной, но трехминутной – никогда.

Хьюиш, научный руководитель Белл, не слишком пристально следил за ее работой, надеясь, что она справится сама. Но если что-то шло не так, он приходил на помощь. Когда Белл поняла, что раз за разом этот странный сигнал приходит из одного и того же места на небе, она обратилась к Хьюишу.

Хьюиш и сам был заинтригован. Он решил продолжить наблюдения, ускорив движение ленты самописца, чтобы увеличить масштаб изображения. Хьюиш считал, что сигнал надо растянуть так, чтобы он занимал больше шести миллиметров, и тогда станет возможно исследовать его структуру. Ежедневно какую-то часть дня Белл сражалась с ускоренным самописцем, но заставить его работать без остановки не могла: быстро заканчивалась бумага. Еще больше ее расстраивало то, что этот сигнал оказался капризным – целый месяц, именно в те часы, когда она вела наблюдение, источник “скромничал” и не показывался. Похоже было, что он исчез навсегда. Белл уже почти потеряла надежду его увидеть, когда наконец, 26 ноября, этот источник объявился вновь19. Он здесь, это не наваждение! На следующий день Белл увидела, что его период пульсаций составляет 1,33 секунды, что слишком мало для звезды. Может, этот источник искусственный?

Теперь Хьюиш и Белл предстояло решить сложную задачу. Перед тем как объявить об открытии нового источника радиоизлучения, необходимо исключить все возможные помехи. Ошибка, безусловно, повредила бы их репутации. “Мы потратили много времени, чтобы установить какие-то основные факты, относящиеся к этому объекту. Но еще мы пытались отыскать что-то, что указывало бы на его искусственное происхождение и могло бы объяснить такой сигнал”, – рассказывает Белл. Эта закорючка на ленте самописца действительно выглядела как какое-то постороннее вмешательство. Она была странным образом привязана к звездному времени – системе измерения времени, которую используют астрономы для точного определения местоположения объектов на небе. Эта система связана с вращением Земли относительно звезд, благодаря чему звездные сутки чуть короче обычных – они составляют 23 часа 56 минут. Новый пульсирующий сигнал регистрировался в одно и то же время звездных суток. Белл вспоминает: “Я помню, мы пытались понять, может ли быть на орбите спутник, появляющийся каждые 23 часа 56 минут, но стабильную орбиту, по которой он мог бы летать, найти не смогли”.

После того как стало ясно, что сигнал в течение нескольких месяцев регулярно регистрируется в соответствии со звездным циклом (каждый день раньше на четыре минуты и на двадцать восемь минут раньше каждую неделю), они поняли, что это не помехи, связанные с тем, что “случайный человек проезжает по дороге на старом автомобиле”. “Это не совпадает с режимом работы людей”, – говорит Белл. Хьюиш даже написал во все обсерватории Англии, интересуясь, не запускали ли они, начиная с августа, какие-нибудь программы, способные привести к подобным помехам. Все ответили: нет. И поскольку этот “чад” не был полностью симметричным, возникло предположение, что странный сигнал проходит через телескоп с той же скоростью и приходит оттуда же, откуда и сигналы от квазаров, которые они искали.

Тогда Хьюиш и Белл попросили своих коллег Пола Скотта и Робина Коллинза проверить, удастся ли им с помощью своей аппаратуры зарегистрировать тот же сигнал. Сначала из-за ошибки в расчете времени прохождения источника через поле зрения их аппаратуры они этот сигнал не увидели. Но в конце концов и они зарегистрировали этот объект, доказав тем самым, что обнаруженный сигнал – не результат аппаратной ошибки20.

Несколько недель Хьюиш и Белл ни одной живой душе не рассказывали об этой странной закорючке. О ней не знал никто, кроме очень узкой и сплоченной команды. Даже Лонгейр, кабинет которого находился рядом с кабинетом Хьюиша и который вместе с ним часто присутствовал на одних и тех же совещаниях, не имел ни малейшего представления об этом открытии. “Ходили слухи, что открыто нечто необычное, но о чем идет речь, не знал никто”, – вспоминает Лонгейр. Он рассказывает, что секретность частично объяснялась настороженным отношением участников этой группы к теоретикам. Они опасались, что теоретики без разрешения воспользуются этими данными до того, как они сами успеют их проанализировать. Но главным образом они хранили все в секрете, поскольку хотели убедиться, что все правильно, и исключить все возможные источники помех и вмешательства извне.

Для измерения расстояния до источника исследователи воспользовались явлением, которое называется дисперсией. Когда радиосигнал распространяется через межзвездное пространство, он постоянно сталкивается с движущимися вокруг него свободными электронами. Испущенный сигнал состоит из волн разной частоты, и, хотя все волны “стартуют” одновременно, столкновения воздействуют на них по-разному. Волны большей частоты распространяются почти без задержки, тогда как волны меньшей частоты запаздывают и достигают телескопов несколько позднее. Белл рассказывает, что уже тогда астрономы смогли оценить число электронов по времени запаздывания между регистрируемыми всплесками; расстояние до источника оказалось равным примерно 65 парсек (около 200 световых лет)[7]. На этом основании она и ее коллеги поместили источник внутрь Млечного Пути, но вне Солнечной системы, в направлении созвездия Лисичка21.

Было ясно, что сигнал приходит из космоса. Могут ли его посылать инопланетяне? А что, если где-то есть внеземная цивилизация, посылающая нам сигнал из далекого далека? Вся команда долго и напряженно над этим размышляла. Конечно, такую возможность они могли предусмотреть. И все же, если это инопланетяне, живущие на планете, обращающейся вокруг звезды, должны быть видны изменения в пульсациях, связанные с движением их планеты по своей орбите. Но никаких изменений они не видели. Уже наступил декабрь, а группа все обсуждала, как публиковать статью и следует ли в ней упоминать об инопланетянах. Белл совсем не была в восторге от того, что кучка инопланетян может связаться с Землей и отобрать у нее диссертацию. В конце концов, до защиты оставалось всего полгода22. С какой стати, рассуждала она раздраженно, “маленькие зеленые человечки будут с помощью какого-то дурацкого устройства посылать сигналы на столь малоприметную планету?”

Еще Хьюиш и Райл были озабочены риском массовой паники, если объявить всему миру о послании, полученном от инопланетян. “Обнаружив что-то в этом роде, не следует ли сначала обратиться в министерство обороны? – спрашивает себя Лонгейр. – Или, возможно, этот сигнал представляет собой потенциальную угрозу со стороны враждебного государства, ведь, в конце концов, шла холодная война… Имеет ли он значение для национальной безопасности? Тогда к таким вопросам относились очень серьезно”.

Раздосадованная отсутствием единого мнения о природе этого странного источника, 21 декабря, незадолго до отъезда домой на Рождество, Белл еще раз зашла в лабораторию. Вечер только начинался, и она хотела отдать долги – просмотреть графики на лентах самописцев, продолжавших двигаться со скоростью около тридцати с половиной метров в день. Ближе к десяти часам вечера, как раз перед закрытием лаборатории, она ахнула: на ленте был кусочек закорючки, похожей на первую – на “загривок”. Но теперь источник находился в совсем другом месте, как раз напротив[8] Кассиопеи А – остатка сверхновой в созвездии Кассиопея и очень яркого радиоисточника. Паразитные сигналы от Кассиопеи А затрудняли наблюдение. Заинтригованная, Белл пошла к радиотелескопу, чтобы контролировать наблюдения в то время, когда эту часть неба будет видно лучше всего. Она добралась до поля в два часа пополуночи. Стояла морозная звездная ночь. Приемник телескопа из-за холода работал плохо. Белл вспоминает, что выругала приемник и подышала на него. Ей удалось заставить его проработать пять минут, но и этого оказалось достаточно, чтобы обнаружить еще одну, длившуюся 1,19 секунды последовательность всплесков. Новый пульсирующий источник был очень похож на первый, но располагался в совсем другой части неба. Белл почувствовала невероятное облегчение – теперь, здесь и сейчас, она уже точно знала, что это не сигналящие инопланетяне: маловероятно, что два их племени будут почти одновременно посылать сигналы из разных концов Галактики. “Можно один раз столкнуться с чем-то странным, с необычной аномалией, но, когда обнаруживаешь ее дважды, понимаешь, что это не аномалия, а что-то совсем новое, – говорит Белл. – Еще непонятно, что это такое, но абсолютно ясно, что мы имеем дело с астрономическим объектом нового типа”.

Вскоре состоялась помолвка Белл, а в начале января, возвратившись в лабораторию после каникул, она обнаружила третий и четвертый сигналы. В феврале ученые подготовили статью и представили ее в научный журнал Nature23. За несколько дней до публикации статьи, в конце февраля 1968 года, вспоминает Лонгейр, Хьюиш сделал доклад на семинаре. Хьюиш признался, что и сам не знает, что это за сигнал. Самое приемлемое объяснение, которое Хьюиш мог дать ошеломленной толпе, что этот источник – пульсирующий белый карлик.

Статья вышла в конце февраля. Авторы очень осторожно высказывались о природе пульсирующего сигнала из космоса. Журналисты пришли в еще большее возбуждение, узнав, что открытие сделал студент и, более того, этот студент – девушка. В то время женщин-физиков было еще меньше, чем сегодня, а до 1948 года женщины вообще не могли быть полноправными членами Кембриджского университета. Белл фотографировали сидя, стоя, в лаборатории, где она якобы внимательно изучает какие-то научные документы. Один журналист даже попросил Белл пробежаться, размахивая руками и изображая радость, ведь она как-никак только что сделала открытие! Ей задавали, как казалось журналистам, самые уместные вопросы. Например, они спрашивали, выше ли она принцессы Маргарет и сколько у нее любовников24. Хотя, возможно, средства массовой информации больше внимания уделяли Белл, а не Хьюишу, номинантом на Нобелевскую премию по физике стал руководитель. Совместно с Райлом Хьюиш получил эту премию в 1974 году.

“Я думаю, сегодня, вероятно, все сложилось бы по-другому”, – мягко говорит Белл и отворачивается. На протяжении многих лет она старалась привлекать женщин к занятиям наукой, содействовать тем из них, кто занимается точными науками и математикой, разрабатывает новые технологии или стал инженером-конструктором. “Сегодня женщина – научный работник – явление вполне обычное, но ситуация еще не совсем нормальная”, – говорит Белл. Вскоре после защиты диссертации она вышла замуж и уехала с мужем, который, будучи госслужащим, часто менял место жительства. Белл перестала заниматься пульсарами, но науку не бросила. Переключившись на рентгеновскую астрономию, Белл вошла в рабочую группу британско-американской орбитальной рентгеновской обсерватории Ariel 5. Хотя Нобелевский комитет обошел Белл стороной, ей вручили многочисленные награды, включая премию по фундаментальной физике за 2018 год[9]. С 2002 по 2004 год Белл была президентом Королевского астрономического общества. Прошло много десятилетий, а Белл все еще часто приглашают в качестве докладчика на многие международные конференции по всему миру.

Сразу после публикации 24 февраля 1968 года статьи Белл и Хьюиша исследователи по всему миру бросились выяснять, что же было источником этих таинственных пульсаций. Нейтронные звезды не были в приоритете у Белл и Хьюиш: они подозревали белые карлики. Но ученые знали, что период одного из источников 0,25 секунды слишком мал для белых карликов. “На это возразить нечего, – рассказывает Лонгейр, – нельзя заставить белые карлики вращаться так быстро”.

И все же колебания белого карлика нельзя было исключать, и поэтому в своей статье “Наблюдение быстро пульсирующего радиоисточника” Хьюиш и его команда в порядке рабочей гипотезы указали на то, что пульсации, которые они видели, могут быть результатом колебаний или белого карлика, или нейтронной звезды25.

Название “пульсар” появилось несколько позже, только через несколько недель после этой публикации. Энтони Михаэлис, научный корреспондент газеты Daily Telegraph, спросил Хьюиша, как он предполагает назвать эти новые звезды, и продолжил: “Поскольку они пульсируют, может, название «пульсар» подойдет?” Хьюиш ответил: “Да, вполне подходит”. Михаэлис это запомнил, и 5 марта 1968 года в своей статье написал, что название “пульсар” (“пульсирующая звезда”), скорее всего, закрепится за этим новым небесным объектом26.

Но присвоение имени – не решение основной проблемы. Что же такое эти новые пульсирующие звезды? Нейтронные звезды вполне могли бы быть подходящими кандидатами, но тогда никто не верил, что их когда-нибудь удастся обнаружить. Теория предсказывала: мало того, что эти звезды должны быть крохотного размера – диаметром со средний по величине город, – они еще не должны излучать тепло, а значит, их чрезвычайно сложно обнаружить, по крайней мере в оптическом или радиодиапазоне.