Все электроны тоже имеют подобные заряды, но отрицательные. Каждый электрон несет заряд, прямо противоположный заряду протона, и заряд его поэтому -1.

Протоны и электроны, обладая разноименными зарядами, притягивают друг друга, но только до определенного предела. Когда они приближаются друг к другу слишком близко, берут верх другие силы и возникает отталкивание гораздо более сильное, чем притяжение разноименных, зарядов. Это другая причина, и причина более существенная, чем взаимное отталкивание электронов, удерживающее белый карлик от чрезмерного сдавливания.

По мере того как гравитационное поле становится все сильнее, электроны приближаются друг к другу и к протонам, пока в какой-то момент их не принудят сомкнуться с протонами. Когда это случится, противоположные электрические заряды уничтожают друг друга. Вместо отрицательного электрона и положительного протона вы получаете электрически нейтральное соединение обоих. Короче, вы получаете нейтрон.

Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел Чандрасекара, то по мере ее сжатия электроны и протоны соединяются друг с другом, образуя нейтроны, которые присоединяются к уже существующим. В коллапсирующей звезде нет ничего, кроме нейтронов, которые, будучи лишены заряда, уже никак не могут отталкивать друг друга. Тогда звезда сжимается до тех пор, пока нейтроны не соприкоснутся друг с другом. И вот — нейтронная звезда.

Нейтронная звезда, как было сказано, способна уплотнить всю массу Солнца в шар размером не более 14 км в диаметре. Такая звезда гораздо меньше и плотнее белого карлика, имеет более сильное гравитационное поле.

В 1934 г. Цвикки, начинавший свои исследования сверхновых в других галактиках, высказал догадку о возможном существовании нейтронных звезд как конечного продукта гигантских взрывов.

Он понимал, что сверхновая, отдающая энергии в миллион раз больше, чем обычная новая, должна испытывать колоссальные взрывы. Громадный взрыв должен вести и к более разрушительному коллапсу. Даже если сжимающиеся остатки были бы недостаточно массивны, чтобы исключить образование нейтронной звезды, они могли бы сокращаться с достаточной скоростью по энергии, минуя стадию белого карлика. По этой причине нейтронная звезда могла бы кончиться массой, меньшей 1,44 массы Солнца.

Спустя какое-то время американский физик Роберт Оппенгеймер (1904–1967) и его ученик Джордж Михаил Волков разработали математические модели образования нейтронных звезд. Советский физик Лев Давидович Ландау (1908–1968) сделал то же самое независимо от них.

В тридцатые годы казалось вполне логичным, что результатом сверхновых было образование нейтронных звезд, но не было способа проверить это реальным наблюдением. Даже если нейтронные звезды действительно существовали, их крошечный размер, казалось, лишь подтвердил бы, что такая звезда, даже относительно близкая и наблюдаемая в крупный телескоп, выглядит чрезвычайно слабой. И если бы ее можно было увидеть, то решительно ничего нельзя было бы узнать о ней, кроме того, что она чрезвычайно слаба. Так, например, звезда в центре Крабовидной туманности была слабой, но как можно поручиться, что это нейтронная звезда, а не белый карлик? Однако, какой бы она ни была, сам факт, что ее можно видеть, склонял чашу весов в пользу белого карлика.

Впрочем, была одна смелая надежда. Сам акт катастрофического сжатия должен неизбежно сопровождаться огромным скачком температуры, поэтому поверхность нейтронной звезды в момент ее образования имела бы температуру порядка 10 000 000 °C. При такой температуре, даже допуская несколько тысяч лет остывания, ее излучение включало бы изрядную долю рентгеновских лучей.

Отсюда следует, что если звезда очень маленькая и тусклая, но из района ее нахождения в небе приходят рентгеновские лучи, то ее можно сильно подозревать в принадлежности к нейтронным.

Эта отчаянная надежда переплетается, однако, с одним грустным фактом. Рентгеновские лучи не могут пробить атмосферу: они взаимодействуют с молекулами и атомами воздуха и уже не выживают как таковые при своем подлете к земной поверхности. Поэтому нейтронные звезды, может быть, и посылают сигналы высоких энергий, но это не меняет дела, или, по крайней мере, так казалось в 30-х годах.

Конечно, если бы ученые могли вести свои наблюдения за пределами земной атмосферы, все было бы по-другому.

Единственный путь выйти за атмосферу — применить ракету. Об этом выходе говорил Ньютон еще в 1687 г. Однако между осознанием и возможностью применить ракеты в практических целях лежала «дистанция огромного размера».

И все же это время пришло. Во время второй мировой войны немцы быстро продвигались вперед в деле использования ракет-носителей благодаря работам Вернера фон Брауна (1912–1977). Они намеревались использовать их как боевое оружие и преуспели бы в этом, но, к счастью для союзников, было уже слишком поздно. Немцам не хватило времени, чтобы развернуть их в достаточном количестве и отдалить свое поражение.

После войны, однако, и Соединенные Штаты и Советский Союз продолжили ракетные исследования, начав с того, на чем остановились немцы. В 1949 г. Соединенным Штатам удалось послать ракеты достаточно высоко, заставив их выйти за пределы атмосферы, а в 1957 г. Советский Союз с помощью ракеты-носителя вывел объект на околоземную орбиту.

Теперь появилась возможность работать с рентгеновскими лучами, поступающими прямо из космоса, и сразу же мог быть решен ряд проблем.

Например, спектр солнечной короны (его внешней атмосферы) обладал спектральными линиями, неотождествимыми с линиями известных элементов. Некоторые подумывали даже о том, что в солнечной короне существует неизвестный прежде элемент — «корониум».

Напротив, шведский физик Бенгт Эдлен (р. 1906) держался мнения, что названные линии — это атомы известных элементов, только находящихся в необычных состояниях: ведь солнечная корона имеет температуру 1 000 000 °C или выше.

Как же проверить, существует корониум или нет? Если Эдлен был прав, то сверхгорячая солнечная корона должна в изобилии посылать рентгеновские лучи, но в 1940 г. еще не было метода обнаружения этих лучей, даже если они и существовали.

С появлением ракет положение изменилось. В 1958 г. американский астроном Герберт Фридман использовал пуски шести ракет, которые поднимались высоко над атмосферой и были способны обнаружить рентгеновские лучи Солнца, если б таковые существовали. В самом деле, эти лучи были обнаружены, солнечная корона имела температуру, предсказанную Эдленом, спектральные линии были линиями обычных элементов, находившихся в очень необычных условиях, а корониума не существовало.

Однако излучение Солнцем рентгеновских лучей преувеличено. Эти рентгеновские лучи легко получить лишь потому, что Солнце расположено к нам очень близко. Даже самые близкие к нам звезды, звезды системы Альфы Центавра, находятся в 270 000 раз дальше, чем Солнце. Если бы интенсивность рентгеновского излучения одной из звезд системы Альфы Центавра равнялась солнечной, то дошедший до нас ее рентгеновский луч составил бы 1/70 000 000 000 долю энергии аналогичного луча Солнца и мы попросту не смогли бы его заметить. Рентгеновские лучи от звезд, ушедших еще дальше, имеют еще меньшую вероятность быть обнаруженными.

Отсюда следует, что если Вселенная состоит только из звезд, подобных Солнцу, то очень сомнительно, что теми видами регистрирующих систем, какими мы сегодня располагаем, могли бы обнаружить какой-то иной источник рентгеновского излучения, кроме нашего Солнца. Но, с другой стороны, если бы существовали какие-то особые звезды с рентгеновским излучением огромной интенсивности (какими, например, могли быть нейтронные звезды), то их бы обнаружили.

Теперь было чрезвычайно важно определить, какие рентгеновские источники, если таковые вообще существуют, могли быть в небе: ведь каждый такой источник означал возможность какого-то сюрприза.