Несколько лет спустя советские физики Л. Ландау и Я. Френкель независимо друг от друга пришли к выводу, что не каждая звезда может обратиться в белый карлик, а лишь та, масса которой превышает солнечную не больше, чем на 40 процентов. Затем советский физик М. Бронштейн и индиец С. Чандрасекар, работавший в США, заложили основы общей теории белых карликов. Астрофизик С. Каплан в СССР решил задачу о наиболее вероятных плотностях таких звезд. Оказалось, что белые карлики весьма разнообразны. Плотность их, а соответственно и радиус зависят от предполагаемого химического состава. Например, если белый карлик состоит в основном из гелия, наибольшая плотность его будет равняться «всего» тысяче тонн на кубический сантиметр. Такое небесное тело может иметь среднепланетные размеры. А вот если большая часть белого карлика состоит, скажем, из ядер железа, его предельная плотность повышается раз в 20, а радиус становится меньше радиуса Земли (порядка тысячи километров).
Но и это не пределы возможного. Теория допускала, что в космосе могут встречаться условия, при которых плотность сжимающихся звезд перешагнет за пределы самых плотных белых карликов. Это случится, когда оголенные ядра «вырожденного газа» начнут поглощать электроны, превращая свои протоны в нейтроны. Нейтральным частицам ничто не мешает «упаковаться» еще компактнее вплоть до соприкосновения. При этом звезда резко сжимается и плотность ее вещества возрастает до сотен миллионов тонн на кубический сантиметр.
Сначала нейтронные звезды были просто «придуманы» теоретиками. Представление о них родилось в головах астрономов В. Бааде и Ф. Цвикки в 1934 году. Затем Л. Ландау и В. Хунд подвели под их предположительное существование теоретическую базу. А Р. Оппенгеймер и К. Волков рассчитали первую модель. Получалось, что образовываться нейтронные звезды могут в результате взрывов «сверхновых». В этом случае часть газовой оболочки звезды срывается силами взрыва и улетает прочь, а остаток вещества в конце эволюции съеживается до плотности, сравнимой с плотностью атомного ядра. Но массы нейтронных звезд так же, как и массы белых карликов, могут лишь ненамного отличаться от массы Солнца. А радиусы их становятся равными 30, а то и 10 километрам… Чудовищные химеры звездного мира! Но существуют ли они на самом деле? Нафантазировать, даже с помощью математики, ведь можно что угодно. Задача науки — ограничить человеческую фантазию рамками законов природы.
До самого последнего времени было предпринято немало попыток приписать свойства нейтронных звезд то одним, то другим обнаруженным небесным объектам. Все эти старания отличались неуверенностью и кончались неудачами. Но вот в конце 60-х годов астрономический мир испытал потрясение ни с чем не сравнимое: были открыты пульсары — радиоисточники, за доли секунды меняющие свое излучение, работающие как бы в импульсном режиме. Споры о природе новых объектов, теории их строения, гипотезы об их происхождении фейерверком вспыхнули среди специалистов. И не прошло и трех лет, как все или почти все согласились считать пульсары вращающимися нейтронными звездами.
После яростных дискуссий, прошедших в довольно быстром темпе, специалисты согласились считать моделями пульсаров некие устройства, напоминающие вращающиеся радиопрожекторы. На поверхности таких звезд предполагается существование активных областей, излучающих строго направленные радиоволны. Через определенный период, равный, скажем, времени оборота вокруг своей оси, луч такого прожектора «чиркает» по Земле. И тогда радиоастрономы принимают от него импульс радиоизлучения. Впрочем, с чего бы это звезде представлять собой «прожектор»? Не проще ли по традиции предположить, что шар должен излучать во все стороны одинаково, а судорожные вспышки радиоизлучения приписать пульсациям, в принципе аналогичным уже известным процессам такого рода?
Замечаете, мы уже не подвергаем сомнению существование этих странных объектов, мы уже вполне по-деловому обсуждаем их возможное строение…
Существует мнение, что и та и другая модели имеют право на существование. Более того, не исключено, что к некоторым пульсарам применимы сразу обе модели вместе, в комбинации.
А нельзя ли представить себе дальнейшее повышение плотности звездного вещества за пределы нейтронного состояния? Этой проблемой в теоретическом плане занялись В. Амбарцумян и Г. Саакян. Они установили, что при дальнейшем повышении плотности нейтронное вещество должно перейти в новое, барионное состояние. То есть раздавленные нейтроны и протоны должны частично перейти в неустойчивое состояние гиперонов — самых тяжелых из известных в настоящее время элементарных частиц. Гипероны очень неустойчивы. В нормальных условиях время их жизни — миллиардные доли секунды. Но мы и не ожидаем, что в недрах сжавшейся звезды условия нормальные. Отнюдь! Условия там таковы, что образовавшимся гиперонам просто некуда распадаться. В результате в центре они начинают накапливаться, образуя гиперонное ядро. Модель такой звезды можно представить себе состоящей из нескольких слоев. Внутренняя часть — гиперонное ядро, в котором могут попадаться и другие тяжелые частицы. Здесь сосредоточена основная масса звезды. Затем идет следующий — нейтронный — слой, состоящий, как читатель, наверное, уже догадался, из нейтронов. Он средней толщины, и масса его «незначительна». И последний — наружный — слой, даже, можно сказать, не слой, а тоненькая пленка, состоящая из «голых» ободранных ядер и электронов, пленка, состоящая из вещества белых карликов.