Факты таковы: ночью 9 октября 1604 года взоры европейских обывателей, которым не спалось, обратились на юго-запад. Там, в созвездии Стрельца, в эту ночь должны были сойтись планеты Юпитер, Сатурн и Марс. Некоторые люди верили, что это радикально изменит мир.

Планеты вышли на парад по расписанию. Но внимание наблюдателей привлекло нечто в соседнем созвездии Змееносца. Там появилась совершенно новая звезда. Ее яркость возрастала на протяжении 20 дней, она стала ярче, чем любая планета, замешкалась на какое-то время, а потом начала постепенно гаснуть. В общей сложности, звезда была видна на протяжении года. Так вспыхнула сверхновая в галактике Млечный Путь – на данный момент последняя, которую удалось увидеть невооруженным глазом.

«Мы можем быть уверены только в одном, – писал Иоганн Кеплер, составивший подробный отчет об этом событии. – Либо эта звезда ничего не значит для человечества, либо она означает нечто настолько важное, что находится за пределами понимания человека». Сегодняшние астрономы – по крайней мере, если они в настроении побыть претенциозными, – могут склониться ко второму утверждению.

До сих пор остаток сверхновой Кеплера можно наблюдать в виде расширяющегося облака – того, что осталось после взрыва. Фактически ученые напоминают в этой ситуации следователей, которые по брызгам крови пытаются восстановить картину происшедшей трагедии. Бросая взгляд в прошлое, астрономы классифицируют событие 1604 года как сверхновую типа Ia. Современная космология использует этот тип сверхновых в качестве мерила для оценки возраста и размера Вселенной.

В целом причины возникновения сверхновых типа Ia пока не ясны. Предлагается, например, такая модель: вещество от соседнего красного гиганта падает на плотное горячее ядро белого карлика, которое затем самоуничтожается в термоядерном взрыве. Или другая модель: сверхновые типа Ia возникают, когда два белых карлика при слиянии уничтожают друг друга.

Может ли сверхновая Кеплера помочь выбрать нужный вариант? Картина взрыва сопровождается одним обстоятельством, которое можно считать ключевым: газ, выброшенный из звезды во время взрыва сверхновой, похоже, врезается в другой газ, который был выброшен из того же объекта еще раньше. Приходится признать, что сценарий с участием красного гиганта подходит больше, чем столкновение белых карликов: ведь именно у красного гиганта есть свойство выбрасывать в пространство часть своей атмосферы.

Но поиски звезды-спутника не увенчались успехом. Это может означать следующее. Рядом с белым карликом действительно была вторая звезда, но она тоже превратилась в белый карлик незадолго до того, как в двойной системе произошел взрыв, уничтоживший обе звезды. Не исключено также, что вторая звезда все еще обретается по соседству с местом взрыва, но замаскирована или обезображена взрывом – и теперь не видна из-за малой светимости или по иным причинам.

Астрономы, впрочем, пока не потеряли надежду найти вторую звезду; они также рассчитывают, что спектральные исследования остатка сверхновой дадут новые улики того, что произошло во время взрыва. До тех пор же нераскрытое дело так и будет «висеть» на юго-западном небосводе и понемногу истлевать в горниле, пылающем от жара белых карликов.

После взрывов сверхновых остаются ядра взорвавшихся массивных звезд – нейтронные звезды. Источником энергии сверхновых типа Ia являются термоядерные реакции, других сверхновых подпитывает энергия гравитационного коллапса. Когда в массивных звездах заканчивается ядерное горючее и давление излучения падает, они коллапсируют под действием собственной гравитации и сжимаются до критической плотности, пока не возникает новая сила, способная остановить дальнейшее сжатие звезды. Сильное ядерное взаимодействие, которое удерживает вместе протоны и нейтроны в ядрах атомов, начинает играть роль отталкивающей силы в плотно сжатом веществе.

Гравитационное и сильное взаимодействия оказываются в тупике, когда ядро сжимается примерно до размеров 10–15 км. При этих условиях большинство протонов и электронов объединяются и образуют нейтроны. Эти частицы упакованы так плотно, что чайная ложка нейтронного вещества весит несколько миллиардов тонн. Нейтронное вещество должно быть сверхтекучим – способным течь без трения – и пронизанным магнитными вихрями.

Это вещество само по себе очень странное. Но природа пошла еще дальше – по крайней мере, в гипотезах некоторых физиков. В особенно массивных нейтронных звездах, говорят они, избыточное давление может вызвать распад нейтронов, высвобождая кварки, из которых они состоят. Или частицы могут образовать бозе-эйнштейновский конденсат – такое квантовое состояние, в котором индивидуальные свойства нейтронов размываются, и они ведут себя как одна большая коллективная частица.

Теории существования экзотического вещества получили настоящий удар «под дых» от нейтронной звезды под названием EXO 0748-676. Ее масса, по оценкам, равна двум массам Солнца. В то же время большинство моделей кварковых звезд и нейтронных звезд, содержащих бозе-эйнштейновский конденсат, предсказывают, что они коллапсируют в черную дыру, не успев достигнуть такой высокой массы.

Но дело еще не полностью закрыто. В 2014 году Чарльз Хоровиц и его коллеги из Университета Индианы (г. Блумингтон, США) смоделировали поведение крошечной нейтронной звезды размером меньше одного атома, содержащей десятки тысяч нейтронов и протонов. Сверхплотная упаковка протонов и нейтронов оказывается полем битвы между сильным ядерным взаимодействием и электростатической силой и превращает звезду в подобие некоей вафельной конструкции. По своим характерным размерам эти вафельные структуры лишь немногим больше атомного ядра.

Кора нейтронных звезд сжата не так сильно. Она скорее напоминает знакомое нам твердое вещество с ядрами и электронами. Это вещество также сверхпрочно, но оно может разрываться под действием магнитного поля некоторых нейтронных звезд – магнетаров. Магнитные поля этих звезд настолько сильны, что, случись магнетару пройти на полпути между Землей и Луной, со всех магнитных карт на Земле стерлись бы все данные. Вращающееся магнитное поле «вспарывает» кору магнетара изнутри, и оттуда вырывается огненный шар частиц и излучения. И тогда астрономы наблюдают яркую вспышку фотонов с высокими энергиями, от которой звезда содрогается.

В 2006 году астрономы измерили толщину коры нейтронной звезды, пользуясь результатами анализа особенно сильного звездотрясения. Оно было зафиксировано в декабре 2004 года на звезде SGR 1806-20 с помощью орбитальной рентгеновской обсерватории Rossi X-ray Timing Explorer («Исследователь временных излучений», назван в честь астронома Бруно Росси). Научная группа под руководством Тода Стромайера из Центра космических полетов Годдарда (НАСА), решившая измерить толщину коры этой нейтронной звезды, обнаружила, что тряска заставила нейтронную звезду вибрировать на разных частотах – были зафиксированы соответствующие колебания в рентгеновском спектре. На основании предположения о вертикальном распространении некоторых волн через кору удалось рассчитать ее толщину, которая оказалась равна примерно 1,5 км.