Для звезд с массой ниже некоторой критической гравитационное сжатие останавливается на стадии так называемого «белого карлика».

Плотность белого карлика больше 10 7 г/см 3 , температура поверхности ~ 10 4 K. При столь высокой температуре атомы должны быть полностью ионизованы и внутри звезды ядра должны быть погружены в море электронов, образующих вырожденный электронный газ. Давление этого газа препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу звезды.

Давление вырожденного электронного газа имеет квантовую природу. Оно возникает как следствие принципа Паули, которому подчиняются электроны.

Принцип Паули устанавливает предельный минимальный объем пространства, который может занимать каждый электрон. Внешнее давление не в состоянии этот объем уменьшить. В белом карлике все электроны достигли минимального объема и гравитационное сжатие уравновешено внутренним давлением электронного газа.

Ограничение на массу белого карлика примерно 1.5M s . Эта предельная масса и называется она пределом Чандрасекара (M s – масса Солнца, равная ~ 1,99·10 30 кг).

Обычно полагают, что максимальная масса белого карлика 1.4M s . Таким образом, давление вырождения электронов не может удержать массы большие, чем 1.4M s . Если 0.5M s < M < 1.4M s , ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M s , ядро белого карлика состоит из гелия.

Плотность белого карлика с массой, близкой к чандрасекаровской – 6х10 6 г/см 3 , радиус – 5х10 3 км.

Светимость белых карликов составляет 10 -2 -10 -4 от светимости Солнца. Их излучение обеспечивается запасенной в них тепловой энергией.

Нейтронная звезда

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M s остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M s .

В звездах с остаточной массой M > 1.4M s , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой.

Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы «вдавливаются» друг в друга и в результате реакции

p + e - > n + v e

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны.

Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 10 14 - 10 15 г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10-15 км.

В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро.

Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это так же давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но – давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M s .

Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K происходит за 100 лет и до 10 6 K – за миллион лет.

Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.

В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнитного излучения – пульсары . Периоды повторения импульсов большинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2 до 4.3 с.

Согласно современным представлениям, пульсары – это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1-3M s и диаметр 10-20 км.

Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения.

Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 10 12 Гс.

B – вектор магнитной индукции, основная силовая характеристика магнитного поля. Измеряется в гауссах (Гс) в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда) и в теслах (Тл) в Международной системе единиц (СИ). 1 Тл = 10 4 Гс.

Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс.

Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан ниже на рисунке

Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды.

Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара.

Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.

В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера.

Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд.

Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.

Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнаружен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.

Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах.

Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду.

В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому «тихому» коллапсу.

Имеется предел для массы звезды, которая может удерживаться в равновесии плотно упакованными нейтронами. Этот предел невозможно вычислить точно, так как поведение вещества при плотностях, существенно превышающих плотность ядерной материи, недостаточно изучено.

Оценки массы звезды, которая уже не может стабилизироваться за счет вырожденных нейтронов, дают значение ~ 3M s .

Таким образом, если при взрыве сверхновой сохраняется остаток массы M > 3M s , то он не может существовать в виде устойчивой нейтронной звезды.

Ядерные силы отталкивания на малых расстояниях не в состоянии противостоять дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Возникает необычный объект – черная дыра.

Основное свойство черной дыры состоит в том, что никакие сигналы, испускаемые ею, не могут выйти за её пределы и достигнуть внешнего наблюдателя.

Звезда массы M, коллапсируя в черную дыру, достигает сферы радиуса r g (сферы Шварцшильда):

r g = 2GM/c 2 ,

(формально к этому соотношению можно прийти, полагая в известной формуле для второй космической скорости v k2 = (2GM/R) 1/2 предельное значение этой скорости, равное скорости света).

При достижении объектом размера сферы Шварцшильда, его гравитационное поле становится столь сильным, что покинуть этот объект не может даже электромагнитное излучение. Шварцшильдовский радиус Солнца равен 3 км, Земли – 1 см.

Черная дыра Шварцшильда относится к невращающимся объектам и является остатком массивной невращающейся звезды. Вращающаяся массивная звезда коллапсирует во вращающуюся черную дыру (черную дыру Керра).

Черную дыру можно обнаружить только по косвенным признакам, в частности, если она входит в состав двойной звездной системы с видимой звездой. В этом случае черная дыра будет затягивать газ звезды. Этот газ будет нагреваться, становясь источником интенсивного рентгеновского излучения, которое может быть зарегистрировано.

В настоящее время нет прямых экспериментальных подтверждений существования черных дыр. Есть несколько космических объектов, поведение которых можно объяснить присутствием черных дыр.

Так имеется объект Лебедь XI, представляющий собой двойную систему с периодом вращения 5,6 суток. В состав системы входят голубой гигант с массой 22M s и невидимый источник пульсирующего рентгеновского излучения с массой 8M s , который возможно является черной дырой (объект такой большой массы не может быть нейтронной звездой).

Наряду с черными дырами, образовавшимися при коллапсе звезд, во Вселенной могут быть черные дыры, возникшие задолго до появления первых звезд вследствие неоднородности Большого Взрыва.

Появившиеся при этом сгустки вещества могли сжиматься до состояния черных дыр, тогда как остальная часть вещества расширялась. Черные дыры, образовавшиеся на самом раннем этапе Вселенной, называют реликтовыми. Предполагают, что размер некоторых из них может быть значительно меньше размера протона.

В 1974 г. Хокинг показал, что черные дыры должны испускать частицы. Источником этих частиц является процесс образования виртуальных пар частица-античастица в вакууме. В обычных полях эти пары аннигилируют столь быстро, что их не удается наблюдать. Однако в очень сильных полях виртуальные частица и античастица могут разделиться и стать реальными.

На границе черной дыры действуют мощные приливные силы. Под действием этих сил некоторые из частиц (античастиц), входивших в состав виртуальных пар, могут вылететь за пределы черной дыры. Так как многие из них аннигилируют, черная дыра должна становиться источником излучения.

Энергия, излучаемая в пространство черной дырой, поступает из её недр. Поэтому в процессе такого испускания частиц, масса и размеры черной дыры должны уменьшаться. Таков механизм «испарения» черной дыры.

Температура черной дыры обратно пропорциональна ее массе, таким образом, более массивные испаряются медленнее, ибо время их жизни пропорционально кубу массы (в четырехмерном пространстве-времени). Например, время жизни черной дыры с массой M порядка солнечной превосходит возраст Вселенной, тогда как микродыра с M = 1 тераэлектронвольт (10 12 эВ, примерно 2x10 -30 кг) живет около 10 -27 секунд (Наука и жизнь, ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ).

Для больших черных дыр темп «испарения» очень медленный и практически им можно пренебречь. Черная дыра массой в 10 солнечных масс испарится за 10 69 лет. Время испарения сверхмассивных (миллиарды масс Солнца) черных дыр, которые могут быть в центре больших галактик, может составлять 10 96 лет.

Процессы превращения звезд в белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры, как правило, сопровождаются выбросами колоссальной энергии. Подробнее о подобного рода энергетических выбросах, и других космических взрывах рассказывается в следующем видеосюжете.

Видео: Жесточайшие и крупнейшие взрывы в космосе. Взрывы Галактик, звезд, планет.

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M . В звездах с остаточной массой M > 1.4M , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 10 14 - 10 15 г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10 - 15 км. В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но - давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M .
Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K происходит за 100 лет и до 10 6 K - за миллион лет. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.
В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнит-ного излучения - пульсары. Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2 до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 10 12 Гс.
Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис. 39.

Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.
В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.
Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.
Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16 км показана на рис. 40.

I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества, падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на нейтронную звезду с B > 10 10 Гс вещество падает в район магнитных полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами.
Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска - 1 сек. Длительность всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 - 3 порядка превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции.
Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρ яд возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и сверхпроводящего состояний нейтронного вещества.
В соответствии с современными представлениями о поведении вещества при плотностях в 10 2 - 10 3 раз, превышающих ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности, температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа протонов к числу нейтронов в ядре n p /n n , учете слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые значения n p /n n как для ядра - мишени, так и для налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 - 0.7).
Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды, сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии нейтронной звездой в течении 10 5 - 10 6 лет после её образования.

Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры представляют собой различные формы конечного этапа звездной эволюции. Молодые звезды черпают свою энергию в термоядерных реакциях, протекающих в звездных недрах; в ходе этих реакций происходит превращение водорода в гелий. После того как определенная доля водорода израсходована, образовавшееся гелиевое ядро начинает сжиматься. Дальнейшая эволюция звезды зависит от ее массы, а точнее от того, как она соотносится с некой критической величиной, называемой пределом Чандрасекара. Если масса звезды меньше этой величины, то давление вырожденного электронного газа останавливает сжатие (коллапс) гелиевого ядра, прежде чем его температура достигнет столь высокого значения, когда начинаются термоядерные реакции, в ходе которых гелий превращается в углерод. Тем временем внешние слои эволюционирующей звезды сравнительно быстро сбрасываются. (Предполагается, что именно таким путем образуются планетарные туманности.) Белый карлик и представляет собой гелиевое ядро, окруженное более или менее протяженной водородной оболочкой.

У более массивных звезд гелиевое ядро продолжает сжиматься вплоть до «загорания» гелия. Энергия, выделяемая в процессе превращения гелия в углерод, предохраняет ядро от дальнейшего сжатия - но ненадолго. После того как гелий полностью израсходуется, сжатие ядра продолжается. Температура вновь возрастает, начинаются другие ядерные реакции, которые протекают до тех пор, пока не исчерпается энергия, запасенная в атомных ядрах. К этому моменту ядро звезды состоит уже из чистого железа, которое играет роль ядерной «золы». Теперь ничто не сможет воспрепятствовать дальнейшему коллапсу звезды - он продолжается до тех пор, пока плотность ее вещества не достигнет плотности атомных ядер. Резкое сжатие вещества в центральных областях звезды порождает взрыв огромной силы, в результате которого внешние слои звезды разлетаются с громадными скоростями. Именно эти взрывы астрономы связывают с явлением сверхновых.

Судьба коллапсирующего остатка звезды зависит от его массы. Если масса меньше, чем примерно 2,5М 0 (масса Солнца), то давление, обусловленное «нулевым» движением нейтронов и протонов, достаточно велико, чтобы воспрепятствовать дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Объекты, у которых плотность вещества равна (или даже превосходит) плотности атомных ядер, называются нейтронными звездами. Их свойства впервые были изучены в 30-х годах Р. Оппенгеймером и Г. Волковым.

Согласно теории Ньютона, радиус коллапсирующей звезды уменьшается до нуля за конечное время, гравитационный потенциал при этом неограниченно возрастает. Теория Эйнштейна рисует другой сценарий. Скорость фотона уменьшается по мере его приближения к центру черной дыры, становясь равной нулю. Это означает, что с точки зрения внешнего наблюдателя фотон, падающий в черную дыру, никогда не достигнет ее центра. Поскольку частицы вещества не могут двигаться быстрее фотона, радиус черной дыры достигнет предельного значения за бесконечное время. Более того, фотоны, испускаемые с поверхности черной дыры, на протяжении коллапса испытывают все возрастающее красное смещение. С точки зрения внешнего наблюдателя, объект, из которого формируется черная дыра, вначале сжимается со все возрастающей скоростью; затем его радиус начинает уменьшаться все медленнее.

Не имея внутренних источников энергии, нейтронные звезды и черные дыры быстро остывают. А поскольку площадь их поверхности весьма мала - всего несколько десятков квадратных километров, - следует ожидать, что яркость этих объектов крайне невелика. Действительно, теплового излучения поверхности нейтронных звезд или черных дыр пока не удавалось наблюдать. Однако некоторые нейтронные звезды являются мощными источниками нетеплового излучения. Речь идет о так называемых пульсарах, обнаруженных в 1967 г. Джоселин Белл - аспиранткой Кембриджского университета. Белл изучала радиосигналы, зарегистрированные с помощью аппаратуры, разработанной Энтони Хьюишем для исследования излучения осциллирующих радиоисточников. Среди множества записей хаотически мерцающих источников она заметила такую, где всплески повторялись с четкой периодичностью, хотя и менялись по интенсивности. Более детальные наблюдения подтвердили точно периодический характер следования импульсов, а при изучении других записей было обнаружено еще два источника с такими же свойствами. Наблюдения и теоретический анализ показывают, что пульсары - это быстровращающиеся нейтронные звезды с необычайно сильным магнитным полем. Пульсирующий характер излучения обусловлен пучком лучей, выходящих из «горячих пятен» на (или вблизи) поверхности вращающейся нейтронной звезды. Детальный механизм этого излучения все еще остается загадкой для ученых.

Было обнаружено несколько нейтронных звезд, входящих в состав тесных двойных систем. Именно эти (и никакие другие) нейтронные звезды являются мощными источниками рентгеновского излучения. Представим себе тесную двойную, один компонент которой - гигант или сверхгигант, а другой - компактная звезда. Под действием гравитационного поля компактной звезды газ может вытекать из разреженной атмосферы гиганта: такие газовые потоки в тесных двойных системах, давно обнаруженные методами спектрального анализа, получили соответствующее теоретическое толкование. Если компактной звездой в двойной системе является нейтронная звезда или черная дыра, то молекулы газа, утекающего с другого компонента системы, могут ускоряться до очень высоких энергий. Вследствие столкновений между молекулами кинетическая энергия газа, падающего на компактную звезду, в конечном итоге переходит в тепло и в излучение. Как показывают оценки, выделяемая при этом энергия вполне объясняет наблюдаемую интенсивность рентгеновского излучения двойных систем такого типа.

В общей теории относительности Эйнштейна черные дыры занимают такое же место, как ультрарелятивистские частицы в его специальной теории относительности. Но если мир ультрарелятивистских частиц - физика высоких энергий - полон удивительных явлений, которые играют важную роль в экспериментальной физике и наблюдательной астрономии, то явления, связанные с черными дырами, пока вызывают лишь удивление. Со временем физика черных дыр даст результаты, важные для космологии, но сейчас эта отрасль науки в основном представляет собой «игровую площадку» для теоретиков. Не следует ли из этого, что теория гравитации Эйнштейна дает нам меньше сведений о Вселенной, чем теория Ньютона, хотя в теоретическом отношении значительно превосходит ее? Вовсе нет! В отличие от теории Ньютона теория Эйнштейна образует фундамент самосогласованной модели реальной Вселенной как целого, что эта теория имеет множество поразительных и доступных проверке предсказаний и, наконец, она обеспечивает причинную связь между свободно падающими, невращающимися системами отсчета и распределением, а также движением массы в космическом пространстве.