Мы помним, что проявляются они в двойных системах. Именно там процессы аккреции особенно эффективны. Скорость падения вещества на нейтронную звезду может достигать одной трети скорости света (100 тысяч километров в секунду). Тогда один грамм вещества выделит энергию 1020 эрг. А чтобы обеспечить энерговыделение в 1037 эрг/сек, необходимо, чтобы поток вещества на нейтронную звезду составлял 1017 граммов в секунду. Это, в общем-то, не очень много, около одной тысячной массы Земли в год.
Поставщиком материала может быть оптический компаньон. С части поверхности его по направлению к нейтронной звезде будет непрерывно течь струя газа. Она и будет снабжать и энергией, и веществом аккреционный диск, образующийся вокруг нейтронной звезды.
Поскольку у нейтронной звезды огромное магнитное поле, газ будет «стекать» по магнитным силовым линиям к полюсам. Именно там, в сравнительно небольших «пятнах» размером порядка всего лишь одного километра, разыгрываются грандиозные по своим масштабам процессы рождения мощнейшего рентгеновского излучения. Излучают рентген релятивистские и обычные электроны, движущиеся в магнитном поле пульсара. Падающий на него газ может и «подпитывать» его вращение. Поэтому-то именно у рентгеновских пульсаров наблюдается в ряде случаев уменьшение периода вращения.
Рентгеновские источники, входящие в двойные системы, — одно из самых замечательных явлений в космосе. Их немного, вероятно, не более сотни в нашей Галактике, но значение их огромно не только с точки зрения звездной эволюции, в частности для понимания взрывов сверхновых I типа. Двойные системы обеспечивают наиболее естественный и эффективный путь перетекания вещества от звезды к звезде, и именно здесь (за счет сравнительно быстрого изменения массы звезд) мы можем столкнуться с различными вариантами «ускоренной» эволюции.
Еще одно интересное соображение. Мы знаем, как трудно, практически невозможно оценить массу одиночной звезды. Но поскольку нейтронные звезды входят в двойные системы, может оказаться, что рано или поздно удастся эмпирически (а это чрезвычайно важно!) определить предельную массу нейтронной звезды, а также получить прямую информацию о ее происхождении.
В 1783 году Английское королевское общество заслушало парадоксальный доклад Д. Митчелла, священника, — занимавшегося еще и вопросами сейсмологии. Он утверждал, что если бы на месте Солнца находилась звезда такой же плотности, но с радиусом в 500 раз больше, чем у нашего светила, световые лучи не могли бы покинуть поверхность такой звезды.
Митчелл аргументировал свое предположение следующим образом. Если свет представляет собой поток частиц, то эти частицы подвергаются воздействию тяготения точно так же, как и любое другое тело. Хорошо известно, что на поверхности Земли, например, необходимо сообщить телу скорость порядка 11 километров в секунду, и тогда это тело навсегда потеряет связь с Землей, отправившись в бесконечное путешествие в космос.
Такая скорость и называется второй космической скоростью. На Солнце она равна уже 620 километрам в секунду, а на Луне всего 2,4 километра в секунду.
Ясно, что чем больше масса тела и чем меньше его радиус, тем больше скорость убегания. Численное значение скорости света Митчеллу было известно. Ну а тогда нужно было просто определить массу тела, на поверхности которого скорость убегания равна скорости света. Это и было, по сути дела, условием «невылетания» света с поверхности тела.
Напомним, как это делается. Скорость убегания 
, где G — гравитационная постоянная, M — масса сферического тела, R — его радиус. Приравняв скорость убегания к скорости света, Митчелл нашел массу гипотетической звезды, поверхность которой свет не сможет покинуть. Через тринадцать лет великий французский математик П. Лаплас вновь рассмотрел эту задачу и, естественно, получил результат, аналогичный результату Митчелла.
Однако 200 лет назад подобная задача не могла всерьез заинтересовать кого-либо. Она выглядела тогда просто-напросто математическим курьезом. И тем не менее к этому курьезу пришлось вернуться сто с лишним лет спустя после работ Митчелла и Лапласа. Это произошло в 1916 году, когда немецкий физик К. Шварцшильд нашел некоторые решения уравнений ОТО.
Нам сейчас стоит вспомнить о том, что «самая красивая из всех существующих физических теорий» (ОТО) описывает взаимодействие материи с пространством-временем и что наиболее выпукло возможности этой теории проявляются в сильных полях тяготения.