Книга: Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

Глава 9 Как звезды светят и как они умирают

<<< Назад
Вперед >>>

Глава 9

Как звезды светят и как они умирают

Нейтрон был открыт в 1932 году, когда Чандра был еще энергичным молодым аспирантом. Электрически нейтральную частицу с массой близкой к массе протона обнаружил Джеймс Чедвик, молодой коллега Резерфорда, работавший с ним в Кавендишской лаборатории в Кембридже. Это открытие взволновало весь научный мир. Физики сразу же ухватились за нейтрон как за панацею для определения структуры атомного ядра и начали разрабатывать теории о силах связывания ядерных частиц и о распаде ядер. Но ни Чандра, который в то время был в Кавендишской лаборатории, ни большинство других опытных астрофизиков не поняли, сколь велико значение открытия нейтрона для астрофизики. Кавендиш был бесспорным центром ядерной физики, но физиков и астрофизиков разделяла огромная пропасть. Открытие нейтрона помогло ученым понять, что финал эволюции звезд — гораздо более впечатляющее событие, чем это можно было себе ранее представить. Например, у Милна сразу же возник интерес к образованию нейтронов и связи этого процесса со строением космических тел. Он предположил, что электроны и протоны могут сливаться в нейтроны при высоких температуре и плотности внутри звезд, а выделяющаяся в этом процессе энергия будет играть важную роль в процессе их остывания. Однако на этом он и остановился. Физики развили идею Милна в своих теориях о строении звезд. Это стало началом долгого пути, который впоследствии привел к повторному открытию предела Чандры и полному подтверждению его правоты.

Открытие нейтрона ознаменовало рождение одной из самых интересных областей физики — ядерной физики. Ранее ученые считали, что ядро состоит из протонов и электронов, а положительный заряд ядра компенсируется отрицательным зарядом электронов, вращающихся вокруг него. В результате атом становится электрически нейтральной частицей. Однако массы протонов и электронов не совпадали с атомной массой элемента. Теперь с нейтронами, входящими в ядро наряду с протонами, все было в порядке.

Но у новой модели ядра, состоящего из нейтронов и протонов, тоже были недостатки. Например, непонятно, что связывает нейтральные нейтроны и заряженные протоны, ведь притягиваются только противоположные заряды. Однако и без полной ясности природы ядерных сил уже можно было начинать строить теории о роли новооткрытых нейтронов в эволюции звезд. Само существование нейтрона разожгло воображение «белой вороны» физики — швейцарца Фрица Цвикки.

На одной из фотографий, снятой на память о визите Альберта Эйнштейна в Калифорнийский технологический институт (Калтех) в январе 1931 года, около президента Калтеха Роберта А. Милликена можно увидеть улыбающегося человека. Это — Цвикки. Он был одним из наименее приятных в общении ученых Калтеха и, скорее всего, сам занял место в первом ряду. Цвикки родился в 1898 году, диссертацию защитил в Федеральном технологическом институте в Цюрихе. Всю жизнь он оставался горячим патриотом своей страны и регулярно возвращался — дабы участвовать в выборах — в свой родной кантон Гларус. Цвикки попал в Калифорнийский технологический институт благодаря Милликену.

57-летний Милликен, лауреат Нобелевской премии по физике, был блестящим экспериментатором. В 1910–1921 годах он создал отделение физики в Чикагском университете. В 1921 году Джордж Эллери Хейл, которому лучше всех удавалось доставать деньги для развития астрономии, пригласил его на работу в небольшой институт в пригороде Лос-Анджелеса Пасадине. Этот институт был переименован в Калифорнийский технологический институт, и именно Милликен превратил его в крупнейший научный центр.

В 1925 году Милликен пригласил в Калтех Фрица Цвикки. Цвикки считал себя гением. Он действительно был очень талантлив, но имел репутацию человека с тяжелым характером и постоянно выдвигал различные фантастические прожекты. Однако Милликен был всегда готов предоставить ему шанс и поддерживал его. А Цвикки вел себя некрасиво, злобно критиковал коллег-физиков и считал большинство из них «круглыми дураками». Поэтому Милликен предложил Цвикки переключиться на астрономию. Цвикки так и сделал, но вскоре стал враждовать и с астрономами. Однако его достижения не подвергались сомнению, особенно интересны были его наблюдения удивительно ярких звезд, которые назвали новыми. Чандра прослушал его лекцию по новым звездам в Кембридже осенью 1930 года.

В 1931 году Цвикки начал работать вместе с Вальтером Бааде, известным астрономом, приехавшим из Гамбургской обсерватории. Бааде был на пять лет старше Цвикки. Ученые с уважением относились друг к другу, их часто видели вместе, беседующими на немецком языке. Невысокий, с острыми чертами лица и крючковатым носом, Бааде сравнивал свой собственный голос с собачьим лаем. Он был разговорчив и весьма энергичен, с большим чувством юмора, — в общем, совершенно не похож на Цвикки. Неудивительно, что вскоре их дружба дала трещину — Цвикки обвинил Бааде в том, что тот приписал себе все заслуги их совместной работы. Бааде охладел к Цвикки в 1936 году после неловкого инцидента с Сесилией Пэйн, замечательным физиком и астрономом. Она послала им пока еще неопубликованную статью, где подвергала сомнению некоторые их результаты. Цвикки ответил грубым письмом, в котором резко отозвался о статье и назвал Пэйн дурой, причем подписал письмо за себя и за Бааде. Их окончательное отчуждение произошло во время Второй мировой войны, когда вспыльчивый характер Цвикки проявился особенно ярко. Совершенно внезапно Цвикки обвинил Бааде в приверженности национал-социализму и пригрозил его убить. «С ним было опасно жить в одной комнате», — вспоминал потом Бааде. Но в 1930-е годы все еще было хорошо, и Бааде и Цвикки составляли отличную команду. Цвикки, обладая хорошим воображением, понял, что открытие нейтронов дает новый импульс для изучения эволюции звезд. Он обсудил этот вопрос с Бааде, и они решили представить свою идею на собрании Американского физического общества, которое должно было состояться в Стэнфордском университете в декабре 1933 года. В журнале «Physical Review» они опубликовали статью с описанием новой теории эволюции и затухании звезд. Была сделана попытка понять, почему новые звезды внезапно вспыхивали и их светимость возрастала в сто тысяч раз, а затем эти звезды постепенно затухали, возвращаясь к прежнему уровню светимости в течение нескольких месяцев. В своей работе 1931 года Бааде и Цвикки назвали эти звезды «сверхновыми»[48]. Сверхновая звезда может быть в десять тысяч раз ярче, чем новая, — то есть такой же яркой, как все 200 миллиардов звезд нашей Галактики, вместе взятые. Одна из таких звезд наблюдалась еще в 1054 году даже днем, и это продолжалось несколько недель. Звезду видели астрономы в Китае, Японии и индейцы племени анасази на юго-западе нынешних США. Благодаря наблюдениям Бааде в Маунт-Вилсоновской обсерватории в 1921 году причина этого явления стала ясна. Оказалось, Крабовидная туманность, огромное облако светящегося газа в созвездии Тельца, постоянно расширяется. Астрономы вычислили скорость расширения и поняли, что этот процесс начался девять веков назад — то есть Крабовидная туманность возникла в результате взрыва массивной звезды, которую как раз и видели древние астрономы. Ученые назвали ее сверхновая 1054 (SN 1054).

В новой звезде масса, исчезающая при взрыве, составляет около одной тысячной доли процента, а сверхновая в результате мощнейшего взрыва может потерять до 90 % своей массы. Крабовидная туманность находится на расстоянии 64 тысяч триллионов километров от Земли, имеет диаметр 96 триллионов километров и светимость в 7500 раз больше, чем у Солнца, поэтому ее хорошо видно даже в небольшой телескоп. Эта туманность по-прежнему расширяется со скоростью 1300 км/с. Измерив расстояние между Землей и Крабовидной туманностью, можно вычислить, что звезда взорвалась примерно в 5500 году до н. э., то есть на 6500 лет раньше, чем ее увидели китайские астрономы. Свет от взорвавшейся звезды преодолел 64 тысячи триллионов километров до Земли со скоростью 300 тысяч км/с как раз за эти 6500 лет[49].

В шестидесятых годах прошлого века астрономы полагали, что большинство звезд со временем затухает и превращается в белых карликов, а остальные взрываются и полностью исчезают. Бааде и Цвикки отстаивали другую точку зрения. Цвикки заинтересовался вопросом — что остается после взрыва сверхновой? Для ответа требовалось решить чисто физическую задачу. Цвикки и Бааде с большим энтузиазмом развивали теорию, в соответствии с которой взрыв сверхновой может привести к образованию очень плотного ядра, которое они назвали нейтронной звездой. «Вероятно, сверхновые — это переходная ступень от обычных звезд к нейтронным», — писали они. Под «нейтронными звездами» они имели в виду звезды, состоящие полностью из нейтронов. Авторы добавили только слово «вероятно» — скорее всего, по настоянию Бааде. Но сам-то Цвикки был уверен, что они правы. «Никто другой не осмелился бы тогда сказать это. Я думал, что это чистая фантазия. Как все это может быть?» — вспоминал потом физик из Тюбингенского университета Ханс Бете, увлекшийся ядерной физикой после открытия нейтрона. Это была смелая идея, ведь Бааде и Цвикки пытались проникнуть в суть процессов, происходящих в самых больших из известных объектов Вселенной — в звездах, — используя представления о мельчайших частицах материи — атомах.

В 1934–1939 годах Бааде и Цвикки для усовершенствования своей гипотезы о нейтронных звездах взяли самые свежие на то время данные астрономических наблюдений. На современном оборудовании Маунт-Вилсоновской обсерватории они провели всесторонние измерения яркости сверхновых звезд и с помощью широкоугольных фотокамер сфотографировали тысячи галактик — с недельным интервалом при неизменной экспозиции. Затем они сравнили снимки, надеясь обнаружить еще одну, недавно вспыхнувшую сверхновую. Цвикки был уверен, что «огромная скорость генерации энергии в сверхновых требует объяснения», и оно было найдено: сверхновая является результатом столь мощного взрыва массивной звезды, что ее ядро коллапсирует в невероятно плотное образование: размером с Манхэттен, всего лишь около 19 километров в поперечнике, и плотностью 100 триллионов граммов на кубический сантиметр. Это в 100 миллионов раз больше плотности белого карлика. На Земле чайная ложка вещества белого карлика весила бы более шести тонн. Такое же мизерное количество вещества нейтронной звезды весило бы миллиард тонн! Если бы нейтронная звезда упала на Землю, она пронзила бы нашу планету насквозь.

В течение следующих двадцати лет Цвикки и Бааде продолжали собирать данные наблюдений сверхновых.

Чандру, как и многих других ученых, открытие Цвикки и Бааде очень вдохновило. Уже в 1935 году он отметил «явление сверхновой» в статье, опубликованной в еженедельных заметках Королевского астрономического общества. Еще подробней он говорил о «причинах явления сверхновой» в 1939 году на международной конференции в Париже, где произошло его очередное столкновение с Эддингтоном. Там он связал это явление со своими данными и предположил, что при коллапсировании звезды с массой более 1,4 массы Солнца внешние слои звезды падают внутрь ее под давлением гравитации с выделением огромного количества энергии. Это должно вызвать выброс внешних слоев звезды в межзвездное пространство, а электроны и протоны, сжатые в ядре огромным давлением, образуют невероятно плотную нейтронную сердцевину. Эддингтон поддержал сценарий образования нейтронных звезд. Советский физик Лев Ландау с 1932 года также изучал чрезвычайно плотные конденсированные ядра звезд, но он описывал их в терминах, которые имеют больше смысла для физиков, чем для астрофизиков. Ландау сокрушался, что пришел в физику слишком поздно: «Все хорошие девушки уже замужем, и все хорошие проблемы уже решены». Выдающийся ученый Лев Ландау родился в 1908 году. Он был настоящим вундеркиндом — «мне кажется, я всегда умел дифференцировать и интегрировать», говорил он. В 14 лет Ландау поступил в Бакинский университет, затем через два года перевелся в более престижный Ленинградский. Защитив диссертацию в 19 лет, он отправился в длительное путешествие по главным европейским центрам теоретической физики. Его гениальность была очевидна всем — даже придирчивому Паули, которого он посетил в 1929 году. В 1930 году он приехал в Копенгаген, в институт Нильса Бора, и приступил к исследованиям в области квантовой физики. Высокого и долговязого, с густой гривой темных непослушных волос, блестящего физика Ландау интересовали все области теоретической физики. Он смело отстаивал свои взгляды, невзирая ни на какие авторитеты. К примеру, он игнорировал жесткое обращение Бора и его легендарную железную аргументацию. Однажды после лекции Ландау Бор начал его критиковать. Ландау неторопливо подошел к передней незанятой скамье, беспечно растянулся на ней и, спокойно глядя в потолок, слушал великого датчанина, пока тот, раскрасневшийся и возбужденный, доказывал что-то, стоя прямо перед ним.

В 1931 году Ландау возвратился в Советский Союз. Как марксист и патриот, он был полон решимости донести последние достижения теоретической физики до ученых своей страны, и всюду ему сопутствовал успех. Ландау руководил теоретическим отделом Украинского физико-технического института, одновременно заведовал кафедрами теоретической физики в Харьковском инженерно-механическом институте и в Харьковском университете. В 1937 году Ландау возглавил отдел теоретической физики во вновь созданном Институте физических проблем в Москве и со своими сотрудниками впервые в Советском Союзе занялся астрофизикой. Он предложил радикально новый подход — строить модели поведения звезд с помощью методов теоретической физики. Проведя изящные вычисления, он создал модель звезды, состоящей из полностью вырожденного холодного вещества, чрезвычайно плотного и не излучающего ни свет, ни тепло. Получалось, что такая звезда с массой больше солнечной в 1,5 раза будет сжиматься до невероятно маленьких размеров. Ландау заново открыл верхний предел Чандры массы белых карликов (хотя полученное им число несколько отличалось от значения, полученного Чандрой) и — немедленно объявил, что «в действительности» звезды не могут следовать «таким смехотворным сценариям».

Подобно Милну и другим астрофизикам, Ландау был убежден, что звезды в определенный момент должны прекратить коллапсировать, и тогда звезда «будет представлять собой сверхплотное ядро, окруженное веществом в обычном состоянии». Он согласился с мнением большинства ученых, утверждавших, что после полного выгорания топлива масса звезды будет меньше верхнего предела, и таким образом она избежит коллапса. Будучи физиком, Ландау не читал астрофизических журналов и не знал о ранних работах Чандры. Много лет первой работой по определению верхнего предела массы белых карликов считалась статья Ландау 1932 года, а не статья Чандры 1931 года. При этом Ландау поначалу сам не поверил своему открытию. Шесть лет спустя он дополнил свои прежние результаты, предположив, что глубоко внутри звезды с очень высоким давлением должно возникнуть ядро, как у белого карлика. Когда масса ядра превысит верхний предел, оно станет нестабильным и сколлапсирует до плотности атомных ядер — 1014 граммов на кубический сантиметр. Если бы Земля сжалась до такой плотности, то ее диаметр был бы 300 метров, а не ~12750 километров, как сейчас. При такой плотности электроны начинают «вдавливаться» в ядра атомов и превращают протоны в нейтроны, что и приводит к образованию нейтронной звезды. Нейтроны, как и электроны, подчиняются принципу Паули и создают давление вырождения, нейтрализуя дальнейшее гравитационное сжатие. Ландау определил величину максимальной массы для стабильного белого карлика. Но при этом возник вопрос, какая минимальная масса необходима для формирования нейтронной сердцевины. Ландау использовал теорию тяготения Ньютона и квантовую статистику и получил значение минимальной массы, которая оказалась приблизительно равной одной тысячной массы Солнца.

Далее Ландау перешел к теории излучения звезд, причем его теория весьма отличалась от эддингтоновской теории излучения при слиянии ядер. Ландау предположил, что излучение звезд возникает при падении частиц внешней газовой оболочки на нейтронное ядро и превращении их кинетической энергии в свет.

А между тем в жизни Ландау было все не так гладко. Начиная с 1931 года сталинский режим становился все более жестоким, а к 1937 году жизнь в Советском Союзе стала просто невыносимой. Насильственная коллективизация сельского хозяйства привела к гибели примерно 7 миллионов человек. Производились регулярные чистки среди ведущих политиков, интеллигентов и военных специалистов. Ландау всегда был в центре внимания, а потому подвержен особенному риску. Лучшим способом выжить в этой страшной ситуации было путешествие в «один конец», то есть бежать за границу. Надеясь, что работа по нейтронным ядрам поднимет его авторитет в стране, Ландау отослал статью о нейтронных звездах в журнал «Nature» и в лучшие советские научные издания, а также отправил Бору. Бор был почетным иностранным членом Академии наук СССР и пользовался большим уважением в советских научных кругах. Узнав, что статья произвела впечатление на великого датчанина, Ландау опубликовал комментарий Бора на эту работу в ведущей советской газете «Известия». Однако ничего не помогло — Ландау все же арестовали, 28 апреля 1938 года, и отправили в Бутырку, одну из самых страшных тюрем НКВД. Как всегда, обвинения были абсурдны и сфабрикованы. Ландау обвинили в шпионаже в пользу нацистской Германии и критике политики государства в области проведения научных исследований. Власти были уверены в его якобы антисоветской деятельности.

И тогда Петр Капица, открывший явление сверхтекучести, друг Бора и Резерфорда, создатель Института физических проблем в Москве, где работал Ландау, бросился на его защиту. Он написал Сталину и народному комиссару Вячеславу Молотову письмо, в котором говорил, что только Ландау сумел объяснить явление сверхтекучести, а это в значительной мере повысило престиж советской физики. Капица даже пригрозил, что остановит свои собственные исследования, если Ландау не будет выпущен из тюрьмы. Это (а может, что-то другое) сработало, и через год Ландау освободили. Он был страшно измучен и «не мог нормально жить еще „в течение полугода“», как вспоминал сам Ландау в интервью для советской газеты «Правда» в 1964 году. Ландау все же нашел в себе силы вернуться к научной работе, но потом никогда не делал заявлений, которые даже отчасти могли быть истолкованы как политические.

А на другом полушарии Земли Георгий Гамов, счастливчик, сумевший сбежать из коммунистического «рая», и Эдвард Теллер, венгерский еврей, ставший американцем, были ведущими учеными в Университете имени Джорджа Вашингтона в Вашингтоне. Начиная с 1936 года они организовывали весенние конференции по теоретической физике в Отделе земного магнетизма вашингтонского Института Карнеги. Конференция, состоявшаяся в марте 1938 года, была посвящена излучению звезд. Она стала поворотным пунктом как в области астрофизики, так и в ядерной физике. Гамов и Теллер составили мощный исследовательский тандем. Эти энергичные ученые, известные своими оригинальными работами, пригласили на конференцию ведущих специалистов в области астрофизики, физики и бурно развивающейся ядерной физики. Ханс Бете — человек, которому предстояло совершить прорыв в тайны звездной энергии, вспоминал: «Более стимулирующих встреч на моей памяти не было». Чандра, естественно, тоже был приглашен. На конференцию приехал и Бенгт Стрёмгрен, старый друг Чандры из Копенгагена и коллега по Йеркской обсерватории. Он был астрофизиком, способным говорить на одном языке с физиками, Гамов назвал его «асом». То была весьма своеобразная конференция. Обсуждения шли совершенно неформально, протоколы заседаний не велись, и участники не обязаны были представлять свои доклады. Эта непринужденная, свободная обстановка очень отличалась от заседаний в Королевском астрономическом обществе.

Конечно, на конференцию пригласили и Эйнштейна, и Рассела, но ни тот ни другой не приехали. Эйнштейну ее программа была не интересна, а вот отсутствие Рассела удивляло — патриарх американской астрофизики всегда интересовался вопросами источника звездной энергии. Наверное, рассуждения физиков типа Гамова не очень соответствовали аристократическим вкусам Рассела. Можно себе представить, как бы он отреагировал на гамовское заявление такого рода: «Физик, изучающий звезды, чувствует себя счастливым, пока не наткнется на астрономические таблицы». На этой встрече главенствовали физики, а не астрофизики.

Надо сказать, что Гамов был одним из самых колоритных персонажей в тогдашнем физическом сообществе. Леон Розенфельд говорил о нем: «Невозможно забыть первую встречу с Гамовым — этот огромный светловолосый славянин, говоривший на очень экстравагантном немецком, экстравагантен во всем, даже в физике». Незабываемым был и визит Гамова в институт Нильса Бора в Копенгагене. Он был главным зачинщиком турниров по настольному теннису (которые обычно выигрывал Гейзенберг), кинопросмотров (предпочитались американские вестерны), а также театрализованных пародий на Бора, Гейзенберга и Паули, причем обычно сам был и сценаристом, и режиссером, и художником.

Гамов родился в Одессе в 1904 году. Он всегда хотел быть ученым. Поступив в Одесский университет в 1922 году, через год он перешел в гораздо лучший — Ленинградский, где познакомился со Львом Ландау. Они подружились и вместе занялись самой современной физикой. К 1926 году Гамов освоил общую теорию относительности и квантовую физику. Для поиска новых объектов исследований в 1928 году он отправился в институт Макса Борна в Гёттинген. Там он увлекся ядерной физикой.

Изучая литературу, он обнаружил статью Резерфорда о поразительных результатах бомбардировки атомов урана альфа-частицами (ядрами атома гелия). Физики знали, что ядра урана могут испускать альфа-частицы при радиоактивном распаде. Резерфорд обнаружил, что в некоторых случаях альфа-частицы с энергией в два раза большей, чем у испускаемых ядрами урана, не могли проникнуть в урановую мишень[50]. Головоломка означала, что альфа-частицы с низкой энергией могли вырваться из ядер урана, а частицы с высокой энергией не могли попасть внутрь. Ядро урана имеет девяносто два протона, а их совокупный положительный заряд является серьезным препятствием на пути положительно заряженных альфа-частиц. Гамов решил эту проблему с помощью аппарата квантовой механики. Ранее никто до этого не додумался.

Согласно ньютоновской физике, частицы внутри ядра ведут себя как бильярдные шары в стеклянной вазе для фруктов. Они должны иметь достаточную скорость, чтобы выпрыгнуть из вазы. Но квантовая теория утверждает, что частицы могут вести себя и как волны. Так, альфа-частицы способны преодолеть барьер большого положительного заряда ядра урана, как луч света проходит через стеклянную вазу или выходит из воды в воздух. Гамов назвал этот процесс «туннелированием». Альфа-частицы из ядра могут проложить туннель к выходу подобно заключенным, старательно копающим подземный ход для побега. Атакующие ядро альфа-частицы, скорее всего, будут им отталкиваться. По логике вещей, далее следовало применить теорию туннелирования к поиску внутризвездных источников излучения звезд. Но это предполагало проведение длительных расчетов, которые Гамов ненавидел. К счастью, вскоре он нашел способ обойти эту проблему.

Тем чрезвычайно плодотворным летом он встретил еще одного физика-одиночку Фрица Хоутерманса. Жизнь его складывалась очень драматично. Хоутерманс жил в Германии, был коммунистом, да еще и наполовину евреем — убийственная смесь для 1930 года. Обстановка в фашистской Германии ухудшалась с каждым днем, и в 1933 году он эмигрировал в Советский Союз. В 1937 году, в разгар сталинских репрессий, его арестовали — как немецкого шпиона. Два мучительных года он провел в различных тюрьмах НКВД, в том числе в Бутырке, где сидел и Ландау. После заключения пакта Молотова — Риббентроппа еле живой Хоутерманс был репатриирован. Но его тут же арестовало гестапо — теперь уже как русского шпиона. Нобелевский лауреат Макс фон Лауэ, близкий друг Эйнштейна и один из немногих немецких ученых, оставшихся работать в нацистской Германии, с трудом добился его освобождения. Во время войны Хоутерманс работал в частных научно-исследовательских лабораториях. Гамов познакомился с ним в 1928 году. Хоутерманс тогда только получил докторскую степень по экспериментальной физике в Гёттингене. Он родился в Вене и навсегда сохранил в сердце память об этой блестящей европейской столице. Подружившись с Гамовым, он уверял его, что тот в душе настоящий венец, а для венцев лучшее место, где можно подумать о серьезных вещах, — это какое-нибудь уютное кафе. Однажды Хоутерманс признался, что на самом деле мечтает быть физиком-теоретиком. Гамов не мог поверить своему счастью. С тех пор они работали в их любимом кафе, посреди разбросанных по столу бумаг и стоящих на том же столе кофейных чашек.

Хоутерманс представил Гамова доктору Роберту Аткинсону, который тоже защитил диссертацию в той же гёттингенской лаборатории, что и Хоутерманс, и тоже мечтал стать физиком-теоретиком. Гамов предложил друзьям заняться исследованием эффекта туннелирования в звездах. Астрофизики тогда еще не знали, что звезды состоят в основном из водорода. Аткинсон и Хоутерманс предположили, что звездное вещество представляет собой смесь таких элементов, как литий, бериллий, бор, углерод, кальций, азот и кислород. При высокой температуре ядра этих элементов теряют свои электроны. Температура внутри звезды так велика, что ядра преодолевают силы отталкивания и настолько сближаются, что происходит туннелирование. При этом начинаются ядерные реакции и выделяется огромное количество энергии, достаточное для свечения звезд. Друзья пришли к выводу, что туннелируют ядра с наименьшим количеством протонов и лишь немногие полностью исчезают. Такие ядерные реакции идут достаточно медленно, и звезды типа Солнца могут светить на протяжении миллиардов лет.

На следующий день после окончания статьи о термоядерных реакциях в звездах у Хоутерманса было свидание с очаровательной девушкой. «Как только стемнело, одна за другой на небе зажглись чудесные звезды, — вспоминал он. „Как восхитительно они сияют!“ — воскликнула моя спутница. Гордо выпятив грудь, я проговорил: „Со вчерашнего дня я знаю, почему они светят“». Через два года они поженились.

Из Гёттингена Гамов отправился в Копенгаген, в институт Нильса Бора, а затем, в 1931 году, вернулся в Ленинград. Довольно быстро поняв, что ситуация в России стала еще более опасной, Гамов решил уехать из страны при первой же возможности. Однако тогда поездки советских граждан за границу были строго ограничены. В 1933 году он был приглашен на престижную Сольвеевскую конференцию в Брюсселе, которая в тот раз была посвящена ядерной физике. Гамов уехал в Брюссель с женой. В Советский Союз они больше не вернулись. После конференции Бор пригласил Гамова в Копенгаген, где он и познакомился с Теллером.

На первый взгляд у гиганта Гамова с его ярко выраженной славянской внешностью и темноволосого венгра с протезом вместо ноги не было ничего общего. Теллера ожидало прекрасное будущее — он должен был стать профессором физики в Германии. Но все планы рухнули в 1933 году с приходом Гитлера к власти. Теллер видел, что творили в Венгрии сначала коммунисты, а потом фашисты. Потрясенный жестоким произволом и тех и других, он бежал в Копенгаген к Бору. Теллер и Гамов, эти два беглеца, две перелетные птицы, встретились и подружились. Через год Теллер отправился в Англию (где общался с Чандрой), а Гамов оказался в Университете имени Джорджа Вашингтона. В 1935 году он пригласил туда Теллера. Вместе они сделали несколько важнейших открытий в ядерной физике. Теллера поражала легкость, с которой у Гамова возникали новые идеи. Ему очень хотелось верить, что и он на это способен.

В то время физики пытались выяснить, какова должна быть последовательность ядерных реакций, чтобы звезды могли светиться в течение миллиардов лет. К 1932 году было довольно хорошо известно, что в звездах содержится много водорода. И тогда возникло предположение, которое полностью поддержал Эддингтон: звезды излучают свет в результате реакции ядерного синтеза — образования гелия из водорода. В лабораторных условиях эту реакцию осуществил Фрэнсис Астон. Его результат заставил Аткинсона изучить несколько цепочек ядерных реакций, которые могли быть источником энергии таких звезд, как Солнце. Однако во всех этих реакциях участвовали нестабильные ядра, то есть они привели бы к слишком быстрому сжиганию звездного топлива.

Предстояло решить и такой вопрос: могли ли термоядерные реакции инициировать ядерный синтез. Этим термином — «ядерный синтез» — Гамов назвал чрезвычайно быстрые реакции, идущие внутри звезд при столь высокой температуре и столь высокой плотности, что два протона могут преодолеть взаимное электрическое отталкивание и слиться.

Эддингтон также предполагал, что именно протонный синтез — источник энергии свечения звезд. Но первыми это теоретически установили Гамов, Аткинсон и Хоутерманс летом 1928 года в Гёттингене. Десять лет спустя аспирант Гамова Чарльз Критчфилд продолжил их исследования. Накануне очень важной конференции в вашингтонском Институте Карнеги в 1938 году Критчфилд послал Хансу Бете рукопись своей статьи. Бете сделал несколько важных замечаний и ряд поправок, и потому эта статья вошла в историю науки как статья Бете и Критчфилда.

Бете был выдающимся ученым. Крупный, ростом более шести футов, он разбирался во всех областях ядерной физики и мгновенно схватывал суть проблемы — по словам Чандры, «вгрызался в нее как бульдозер». Ханс Бете родился в 1906 году в Страсбурге в Эльзас-Лотарингии. Он учился у Зоммерфельда, Паули и Ферми и стал признанным специалистом по ядерной физике. Три его большие статьи, опубликованные в «Reviews of Modern Physics», физики называли «Библией Бете». Он брался всегда за самые сложные задачи и не любил заниматься, как он сам говорил, «пустяками».

На конференции 1938 года в Вашингтоне собрались все ведущие ученые, работавшие в то время над проблемой источника звездной энергии. Первыми выступали астрофизики: Чандра доложил о белых карликах, а Стрёмгрен — о содержании водорода в звездах. Все были согласны, что процесс синтеза является источником звездной энергии, но «в действительности никто не понимал, что делать и какие реакции нужно рассматривать», — вспоминал Бете. Он был поражен невежеством участников конференции — собравшиеся там астрофизики не имели никакого понятия о ядерной физике. «Они знают только свою астрономию», — жаловался Гамов.

Через месяц после конференции Бете решил загадку свечения звезд, по крайней мере звезд, масса которых сравнима с массой Солнца. Он работал по пятнадцать часов в сутки семь дней в неделю, углубившись в свою «Библию» и в работы Гамова и Теллера[51]. Но на один вопрос пока ответа не было: какова природа ядерных реакций, снабжавших энергией более массивные и более яркие, чем Солнце, звезды — например, Сириус А? В конце концов Бете составил цепочку ядерных реакций при гораздо более высокой температуре внутри звезд, чем при синтезе гелия из водорода. Главной проблемой в исследованиях ядерного синтеза было нахождение элементов, участвующих в реакциях при огромных внутризвездных температурах, то есть примерно при 10 миллионах градусов Кельвина, и длящихся миллионы лет[52]. Эддингтон догадывался об этом; он написал, что в начале эволюции звезды происходит «маленькая репетиция больших событий», которая позволяет достигнуть около 10 миллионов градусов Кельвина. Чандра любил говорить об этом как о случае, когда астрофизики учили физиков — ведь именно они вычислили температуру для протекания подходящих ядерных реакций.

Бете опубликовал результаты своих расчетов в 1939 году. Его статья стала поистине эпохальной для развития астрофизики. Но оставалось еще много спорных вопросов, например, что произойдет со звездой после сгорания всего ее водорода? Какие фантастические события приводят к образованию таких тяжелых элементов, как уран? В ноябре Гамов опубликовал статью, в которой обсуждал поднятые на вашингтонской конференции вопросы. Он отметил, что проблема нейтронного ядра имеет всего лишь академический интерес. Звезды всегда теряют массу и, когда она становится ниже верхнего предела Чандры, они превращаются в белых карликов. Не соглашаясь с Гамовым, Бете утверждал, что да, действительно, звезды, в 9-10 больше Солнца могут сжечь столько топлива, что их масса станет ниже верхнего предела Чандры, и они превратятся в белые карлики. Но судьба более массивных звезд — иная: когда такая звезда полностью сожжет свое топливо, она будет состоять из тяжелых стабильных элементов и прекратит коллапсировать «после формирования нейтронной сердцевины». Однако Бете все-таки считал, что эти вопросы требуют дальнейшего изучения.

Летом 1938 года Бете встретился с Робертом Оппенгеймером и его группой блестящих молодых выпускников и аспирантов Калифорнийского университета в Беркли. Увлеченные рассказами Бете, Оппенгеймер и его друзья решили тоже заняться исследованием эволюции звезд.

Оппенгеймер родился на Риверсайд-драйв в Нью-Йорке в 1904 году в богатой и интеллигентной семье. В ранней юности произошли два события, удивительным образом определившие его будущее. В 1921 году Оппенгеймер совершил традиционное для богатой американской молодежи путешествие по Европе. В один прекрасный день он побывал в шахте в Иоахимстале, в Северной Чехословакии. Там добывали руды различных металлов, в том числе смолку — липкий минерал черного цвета. В 1789 году профессор химии Берлинского университета Мартин Генрих Клапрот выделил из этой руды металл сероватого цвета. Клапрот назвал его ураном, в честь планеты Уран, недавно (в 1781 году) открытой английским астрономом Уильямом Гершелем. Урановая руда использовалась в основном для окрашивания керамики, пока Пьер и Мария Кюри не обнаружили в ней радиоактивные элементы радий и полоний. До 1940-х годов шахты в Иоахимстале были единственным источником урана в Европе, и использовали его уже далеко не только в декоративных целях.

Когда Роберту Оппергеймеру исполнилось 18 лет, отец отправил его на ранчо в горы Сангра-де-Кристо к северо-востоку от Санта-Фе в Нью-Мексико — приобщиться к походной жизни и освоить верховую езду. Именно там Оппенгеймер впервые увидел гору с плоской вершиной около городка Лос-Аламос. И уран, и Лос-Аламос сыграли огромную роль в его жизни.

Человек с крайне сложным характером, Оппенгеймер прятал свою неуверенность за внешним высокомерием. «Роберт заставлял людей ощущать себя дураками. Я это почувствовал на себе, но не обращал внимания. А вот другие — обращали», — вспоминал Бете. Защитив диссертацию в Гарварде, Оппенгеймер отправился изучать новую физику — квантовую механику — к ведущим ученым Европы. Невероятно талантливый, схватывающий все на лету, он произвел сильное впечатление на Борна, Гейзенберга и Паули. Вернувшись в Соединенные Штаты, Оппенгеймер отказался от хорошего места в Гарвардском университете и поехал в Беркли — «именно потому, что там еще не было никакой школы теоретической физики. Я просто подумал, что неплохо было бы начать что-нибудь новое», — позже вспоминал он. И для этого Беркли было идеальным местом — рядом находился Калифорнийский технологический институт, где трудились такие превосходные теоретики, как Ричард Чейз Толмен, и лучшая в мире группа исследователей космических лучей под руководством Роберта Милликена. Например, у Милликена работал Карл Андерсон, открывший позитрон. Исследования космических лучей находились тогда на передних рубежах физики и были единственным (до появления ускорителей) способом изучения высокоскоростных частиц. Вскоре Оппенгеймер стал тут признанным экспертом.

Работая и в Калифорнийском технологическом институте, и в Беркли, Оппенгеймер мог пользоваться советами лучших физиков Калтеха при создании своей собственной школы теоретической физики. Как и Ландау в СССР, он был полон решимости вывести свою страну на первое место в мировой науке. И ему действительно удалось создать лучший центр теоретической физики в Соединенных Штатах.

Все соглашались с тем, что лекции Оппенгеймера трудны для восприятия. Но он умел передать важность предмета, о котором шла речь, красоту решений, обрисовать яркость перспектив. Будучи блестящим физиком, по сути своей он оставался все-таки дилетантом. Оппенгеймер любил производить впечатление утомленного европейского интеллектуала; с сигаретой или трубкой во рту, он говорил бархатистым шепотом, перемежая длинными драматическими паузами совершенно банальные истины. К своему огорчению, он реализовался лишь как администратор, руководитель крупнейшего научного проекта XX века — Манхэттенского проекта по созданию атомной бомбы, центр которого располагался в Лос-Аламосе, в Нью-Мексико. Но Оппенгеймер, несомненно, был и прекрасным научным руководителем — целое поколение молодых физиков обязано ему своей карьерой. Большинство из них сделали свои лучшие открытия в физике после войны, но начинали они все в Манхэттенском проекте, под руководством Оппенгеймера.

Среди них был и нобелевский лауреат Луис Альварес. Он считал, что, если бы Оппенгеймер прожил до 1970-х годов, когда нейтронные звезды стали установленным фактом и поиск черных дыр шел полным ходом, он получил бы Нобелевскую премию «за вклад в астрофизику».

Летом 1938 года Оппенгеймер попросил Бете рассказать его студентам о вашингтонской конференции. Увидев этих пытливых и азартных ребят, Бете решил не привлекать их внимание к проблеме источника излучения массивных звезд и к тому, что происходит с ними при затухании[53]. Студенты Оппенгеймера походили на акул — они были готовы наброситься на все лакомые задачи, о которых мог бы рассказать им Бете, а он хотел, чтобы первенство в их решении было за ним.

Пытаясь прояснить для себя гипотезу Бете о загадочной судьбе массивных звезд, Оппенгеймер пришел к необходимости применения в этом случае общей теории относительности. Тогда в Калтехе работал Ричард Чейз Толмен, признанный гуру общей теории относительности. Ричард Чейз Толмен родился в 1881 году в семье квакеров в Массачусетсе. Он внес значительный вклад в общую теорию относительности Эйнштейна и считался одним из ведущих космологов мира. Эйнштейн посетил Калтех в 1931 году именно для того, чтобы встретиться с Толменом, — он уважал его за глубину и широту интересов, а также ценил высокий интеллект и тактичность ученого. Оппенгеймер часто бывал у Толмена дома, отчасти еще и потому, что, как говорили, у него был роман с женой знаменитого космолога.

Толмен заинтересовался статьей Ландау, содержащей идею (созвучную идеям Чандры) о том, что белый карлик может коллапсировать при массе более определенного предела. Позже Толмен провел очень важные исследования в рамках Манхэттенского проекта. Именно он впервые предложил рассматривать взрыв, направленный внутрь звезды, как способ сжатия ядерного топлива для ядерного взрыва на Земле. Толмен посоветовал Оппенгеймеру и Роберту Серберу, молодому сотруднику Оппенгеймера, прочесть статью Ландау 1938 года по оценке минимальной массы, необходимой для образования нейтронного ядра внутри звезды. Концепция нейтронной звезды очень увлекла Толмена. Это была классическая задача, требующая применения общей теории относительности. Плотность нейтронной звезды в десять миллионов раз больше, чем плотность белого карлика, поэтому теория относительности предсказывает огромное искривление пространства вблизи нейтронной звезды, не описываемое теорией тяготения Ньютона.

Но вскоре выяснилось, что статья Ландау 1938 года была ошибочна. Оппенгеймер и Сербер сразу увидели, что Ландау использовал для оценки минимально возможной массы образования нейтронного ядра теорию тяготения Ньютона, а не общую теорию относительности, и прямо заявили, что его выводы неверны. Если бы они знали, что Ландау в то время томился в сталинских застенках, они наверняка бы высказались более деликатно. В своем исследовании они сосредоточились на изучении внутриядерных сил. Внутри ядра нейтроны и протоны максимально сближены, расстояние между ними в десять тысяч раз меньше миллиардной доли сантиметра (10-13 сантиметра). При такой плотности ядерные силы огромны и во много раз превышают силу гравитации. Поэтому нейтронное ядро может содержать намного больше вещества, чем рассчитал Ландау.

Исходя из немногого, что было известно тогда о ядерных силах, Оппенгеймер и Сербер оценили минимальную массу для стабильного нейтронного ядра. Она оказалась равной примерно одной десятой массы Солнца, то есть в сто раз больше, чем полагал Ландау. Отсюда следовало, что модель Эддингтона для звезд типа Солнца не верна. Имей Солнце нейтронное ядро с 10 % своей массы, астрономы должны были бы наблюдать определенные эффекты, которых не может быть, если вещество Солнца — идеальный газ. А этих эффектов никто не видел.

Но если нейтронное ядро — это звезда? Существует ли максимальная масса нейтронной звезды — нейтроны ведь тоже могут создавать давление вырождения, как и электроны? И что произойдет, если ее масса будет превышена? Оппенгеймер решил выяснить все это вместе со своими аспирантами Джорджем Волковым и Хартлендом Снайдером. Объединив общую теорию относительности с зарождающейся ядерной физикой, они заложили основу теории эволюции коллапсирующих звезд. Их исследования показали, каким образом массивные звезды могут превращаться в белых карликов либо в нейтронные звезды, или же сколлапсировать полностью.

Самая известная статья Оппенгеймера в соавторстве с его учеником Джорджем Волковым «О массивных нейтронных сердцевинах» была опубликована в «Physical Review» в начале 1939 года. С минимумом элегантных расчетов они решили задачу, которая ранее не поддавалась ни Ландау, ни самому Оппенгеймеру и Серберу, и ответили на вопрос: какова максимальная масса стабильной нейтронной звезды? Не обладая большими познаниями в астрофизике и воспользовавшись помощью Толмена, они подсчитали, что максимальная масса такой звезды должна составлять о,1–0,7 массы Солнца. Звезда будет иметь очень высокую плотность и ничтожный диаметр около 20 километров. На этом они остановились и отказались от решения ключевой проблемы: что случится, если максимальная масса будет превышена.

Конечно, был один физик в Калтехе, обладавший большими познаниями в астрофизике, — это Цвикки. Но его избегали, ибо кому приятно слышать о себе «круглый дурак»? Интеллигент Оппенгеймер всегда держался от Цвикки на расстоянии, но тот задел и его. Через четыре месяца после появления статьи Оппенгеймера и Волкова он опубликовал свою работу в «Physical Review», связав в ней нейтронные звезды со сверхновыми, при этом ни разу не сославшись на своих коллег.

Чандра вспоминал, что еще в 1934–1935 годах вместе с фон Нейманом они изучали практически те же вопросы, которые Оппенгеймер и Волков рассмотрели в своей новой работе.

Фон Нейман занимался исследованием нейтронных звезд гораздо активнее Чандры, который предпочитал рассматривать идеальные системы, а не вникать в детали ядерной физики. Это объяснялось слабым развитием ядерной физики в начале 1930-х годов. Не стремился он размышлять и над выводами общей теории относительности. Он считал ее кладбищем физиков, наблюдая это на примере Эддингтона и Милна. Вариант теории относительности, созданный Эддингтоном специально для демонстрации неправильности вычислений Чандры, и попытки Милна сформулировать свою космологическую теорию взамен теории Эйнштейна принесли им немало вреда. «Я не желал вдаваться в эту область физики, мне хотелось иметь более надежный фундамент», — вспоминал Чандра. Он отказывался формулировать свои выводы в привычной для физиков форме и продолжал публиковать статьи, написанные в стиле классической астрофизики. Неудивительно, что большинство физиков их игнорировало.

Разумеется, Чандра был в курсе последних достижений в области ядерной физики. Он изучал соответствующую литературу и даже читал курс по ядерной физике. Он был хорошо подготовлен к дискуссии на конференции в Вашингтоне. В работе 1939 года Бете упоминает — с уважением — о беседах с Чандрой во время и после конференции. Зато члены группы Оппенгеймера Чандру серьезно не воспринимали — не считали его «настоящим» физиком. В своей статье по нейтронным звездам Оппенгеймер и Волков хвалили Эддингтона за создание современной астрофизики и цитировали статью Ландау, а о Чандре упомянули лишь в сноске.

Чандра жил в США с конца 1936 года. Даже после появления работы Оппенгеймера по астрофизике в 1938 году у него не возникло никакого желания продолжать свои работы по физике нейтронных звезд и белых карликов. Он спокойно наслаждался сельскими красотами Уильямс-Бей и домашним уютом. Подобно великим ученым, которыми он так восхищался, — Эйнштейну, Ньютону, Пуанкаре, — Чандра предпочитал иметь дело с фундаментальными математическими теориями, оставляя детали для других. Но беда была именно в том, что при изучении звезд приходилось учитывать множество важных деталей, вот почему в его знаменитой монографии «Введение в учение о строении звезд» 1938 года заключительная глава об источнике свечения звезд оказалась неудачной. Чандра хорошо знал теорию Бете, но не счел нужным о ней говорить. Вместо этого он обсуждал другие теории, прекрасно зная, что они неверны. Чандру абсолютно не интересовало сотрудничество с группой Оппенгеймера, поскольку он полностью отказался от исследования коллапса звезд и позволил Оппенгеймеру его опередить.

Тогда еще никто не знал, что происходит с массивными белыми карликами, масса которых превышает верхний предел Чандры. И возможно ли, чтобы такая звезда сократилась до чрезвычайно плотной и невообразимо малой точки? Оппенгеймер занялся этой проблемой и предложил четвертый вариант угасания звезды: она продолжает коллапсировать, захватывая вещество из межзвездного пространства в свою гигантскую пасть. Это был удар в самое сердце астрофизики, и Оппенгеймер организовал его так же тщательно, как позже Манхэттенский проект. Он правильно определил важнейшие задачи и подобрал для их решения самых подходящих ученых. Сам Оппенгеймер с Волковым и Сербером рассчитывали минимальную массу, необходимую для формирования устойчивого нейтронного ядра, и максимальную массу, при которой нейтронная звезда остается стабильной. Следующий логический шаг — выяснить, что произойдет, если максимальная масса будет превышена. Оппенгеймер возложил эту задачу на Хартленда Снайдера, великолепно владевшего сложным математическим аппаратом общей теории относительности.

Оппенгеймер и Снайдер использовали общую теорию относительности для изучения коллапса звезд. Они рассматривали настолько массивные звезды, что даже после исчерпания их ядерного топлива их масса оставалась больше максимальной и они не могли образовать стабильное нейтронное ядро. Толмен постоянно консультировал их по общей теории относительности. Для облегчения расчетов Оппенгеймер и Снайдер ограничились рассмотрением сферического облака коллапсирующего газа и попытались выяснить, что произойдет, когда радиус облака окажется меньше некоторой величины. Они назвали эту величину гравитационным радиусом — теперь она называется радиусом Шварцшильда, в честь немецкого астронома Карла Шварцшильда.

Карл Шварцшильд был блестящим физиком-теоретиком и астрофизиком. После начала Первой мировой войны он отказался от должности директора Потсдамской обсерватории и в возрасте 41 года ушел добровольцем на войну. В конце 1915 года он рассчитывал траектории артиллерийских снарядов на русском фронте и одновременно изучал работы Эйнштейна по общей теории относительности. Эта теория содержала элегантные математические гипотезы о связи гравитации с геометрией пространства-времени. Однако уравнения были такими сложными, что даже Эйнштейн единственным выходом для их решения считал аппроксимацию. Поразительно, что Шварцшильд практически сразу же нашел точное решение, используя влияние сферического объекта на окружающее пространство и время. Эйнштейн был поражен столь быстрым и простым решением и отправил Шварцшильду письмо с высокой оценкой его работы.

Шварцшильд был бы идеальным соавтором Эйнштейна. Но… в марте 1916 года он вернулся в Берлин. К сожалению, оказалось, что ученый тяжело болен — в окопах Первой мировой он подхватил редкое заболевание кожи. Вскоре Шварцшильд умер. Эддингтон тепло вспоминал о встрече с ним в Гамбурге в 1913 году, когда они участвовали в ралли со «Шварцшильдом и пятью сумасшедшими англичанами». Победителем стал, разумеется, Эддингтон.

Шварцшильда интересовало, как сферический объект искажает вокруг себя эйнштейновское пространство-время, и его не беспокоило, что полученное решение обращается в бесконечность вблизи центра объекта. Позднее расстояние от центра объекта, при котором появляется бесконечность, получило название «радиуса Шварцшильда». Радиус Шварцшильда определяет область, в которой гравитационное притяжение столь велико, что из нее ничто не может вырваться — даже свет. У каждого объекта имеется свой радиус Шварцшильда. Если звезда сожмется до размера меньше радиуса Шварцшильда, ее гравитационное поле станет невероятно мощным и исказит окружающее пространство таким образом, что получится ловушка, из которой ничто не сможет убежать. То же самое относится к Солнцу, Земле, читателю и автору этой книги и даже к печеным бобам. Радиус Шварцшильда для Солнца — около 3,2 километра, при его фактическом радиусе 695990 километров. Для человека радиус Шварцшильда имеет размер протона. Радиус Шварцшильда для самого протона — невообразимо крошечная величина. В те годы ученые сочли все это научной фантастикой. Они и представить себе не могли, что такое сжатие вообще возможно.

В 1926 году Эддингтон описывал, что случится со звездой при подобном сжатии: «кривизна окружающего пространства станет такой, что оно сомкнется вокруг звезды, оставив нас снаружи, то есть нигде». Звезда с радиусом меньше ее радиуса Шварцшильда сколлапсирует и навсегда останется бесконечно малой и бесконечно плотной, иными словами, попадет в состояние сингулярности.

В отличие от других ученых Оппенгеймер и Снайдер восприняли идею радиуса Шварцшильда вполне серьезно и применили ее к реальным звездам. И сделали удивительное открытие: при определенных условиях массивная звезда действительно может сколлапсировать до размера меньше радиуса Шварцшильда, втягивая в себя окружающее пространство и исчезая из поля зрения. Они впервые использовали термин «сингулярность Шварцшильда». Это означало, что свету необходимо бесконечно большое время, чтобы вырваться наружу.

Непонятное, мистическое, непостижимое, это решение абсолютно соответствовало тому, что ранее получил Чандра. Ведь его теория тоже утверждала, что финал эволюции звезд с массой выше определенной величины именно такова! Его ранние результаты нашли наконец свое подтверждение.

Работы Оппенгеймера и Снайдера породили интригующие вопросы, на которые сами авторы не смогли ответить. Представим себе наблюдателя, движущегося вместе со звездой, радиус которой сократился почти до размера радиуса Шварцшильда. Такой наблюдатель видит абсолютно иную картину, чем мы, находящиеся далеко от звезды: материя затягивается внутрь нее все быстрее и быстрее из-за сильного гравитационного поля вблизи границы этой области (граница называется горизонтом событий и определяется радиусом Шварцшильда)[54].

Но когда звезда оказывается за горизонтом событий, свет больше не может вырваться из нее. Мы, то есть удаленные наблюдатели, скажем, что эта звезда «замораживается». Из-за усиливающейся силы тяжести свет от нее идет до нас все дольше, и в конце концов мы увидим, что звезда не движется вообще и как бы застывает в пространстве и времени. «Звезды таким образом стремятся закрыть себя от любого общения с удаленным наблюдателем», — писали Оппенгеймер и Снайдер.

По иронии судьбы в 1939 году, в то же самое время, когда Оппенгеймер и Снайдер занимались своей новаторской работой, сам Эйнштейн пытался доказать, что «сингулярности Шварцшильда» в физической реальности не существует, поскольку «материя не может быть сосредоточена в столь малой области таким образом». Разумеется, утверждал он, звезды нельзя сжать до размера меньшего, чем радиус Шварцшильда. И великие ученые порой ошибаются. Как и большинство других, Эйнштейн отказывался даже думать о том, что звезды могут сколлапсировать полностью.

Между тем черные тучи сгущались над Европой. Нацизм и коммунизм влияли не только на судьбы науки, но и на жизни ее выдающихся представителей. Многие немецкие ученые вынуждены были бежать из гитлеровской Германии. Гениальные физики Бете, Бор, Эйнштейн, Ферми и выдающийся астрофизик Мартин Шварцшильд, сын Карла Шварцшильда, нашли убежище в США. Гамов и Теллер были «подарком» Соединенным Штатам от Сталина. Впервые наука стала играть важную роль в вопросах разработки новых видов оружия. В 1942 году Оппенгеймер начал полномасштабную вербовку для Манхэттенского проекта. Его цель заключалась в разработке атомной бомбы — оружия огромной разрушительной силы, способного уничтожить целые города. В свои тридцать восемь лет Оппенгеймер стал одним из самых старших ученых, занятых в проекте, — средний возраст его коллег был около двадцати четырех.

В 1941 году Чандра еще не был гражданином США, и поэтому у него возникли проблемы с допуском к оборонным работам. Его старый друг по Кембриджу Джон фон Нейман тогда ему очень помог. Чандра стал гражданским консультантом баллистической лаборатории отдела артиллерии на полигоне в Абердине, штат Мэриленд. Там он занимался вопросами баллистики, похожими на те, что решал в свое время Милн в Англии. Его очень заинтересовала физика ударных волн и механизмы переноса энергии. В 1942 году Чандра организовал коллоквиум по этой теме в Чикагском университете. Среди многочисленной аудитории были Юджин Вигнер (еще один блестящий венгерский физик, эмигрант, шурин Дирака) и Ферми. Они и многие другие ученые, участники Манхэттенского проекта, в скором времени исчезнут для всего мира, найдя убежище где-то на юго-западе США, и с ними можно будет общаться только посредством писем. Адрес их будет такой: п/о 1663, Санта-Фе, Нью-Мексико. Два года спустя Чандра начал получать письма в конвертах, на которых был указан именно этот адрес. Они были от Ханса Бете, ставшего главой теоретического отдела в Лос-Аламосе. Чандра не видел его с вашингтонской встречи в 1938 году. Первое письмо Бете отправил 20 марта 1944 года. Он писал: «Джонни фон Нейман просил у Вас узнать: не хотите ли Вы присоединиться к нашему проекту? Нам очень нужна Ваша помощь, и мы верим, что Вы сможете лучше других выполнить определенные расчеты, связанные с работой, которой Вы занимались в Абердине. Вы для нас самый подходящий человек, разбирающийся в проблемах такого рода, за исключением Джонни, который бывает здесь только часть времени. Знаете, тут работают многие Ваши друзья…»

Из-за глупейшей бюрократической волокиты Чандре удалось получить разрешение ехать в Лос-Аламос только в октябре 1944 года. К тому времени союзные войска продвигались с боями от нормандских берегов через Францию к Германии; поговаривали, что война может закончиться к Рождеству.

Чандра не любил, когда Лалита уезжала из их дома, а еще хорошо помнил расовую неприязнь, которую испытал в штате Мэриленд. «Даже на полигоне в Абердине я сталкивался с расовыми предрассудками в различной форме — в ресторанах и подобных местах, и поэтому мне очень не хотелось ехать на юг», — вспоминал он. В конце концов Чандра решил отказаться от предложения Бете и остаться в Йерксе. Однако ему было хорошо известно о том, что происходит в Лос-Аламосе на п/о 1663, он был в курсе новейших работ в ядерной физике и знал об «исчезновении» ведущих исследователей. Вскоре Бете повторил свое предложение. Он предполагал, что победа над гитлеровской Германией не за горами, но «работа здесь, скорее всего, продлится не менее чем до конца войны на Тихом океане, а возможно, и дольше». 6 августа 1945 года атомной атаке была подвергнута Хиросима, через три дня — Нагасаки. В интервью Чандра сказал, что первая атомная бомба была необходима, но вот вторая уже лишняя. Чандра пошел дальше: сначала он отрицал, что в решении о ядерной бомбардировке Японии присутствовал некий расистский подтекст, но затем добавил: «Думаю, если бы война в Германии не была закончена, вряд ли на нее сбросили бы атомные бомбы». Возникла неловкая пауза, а затем интервьюер нашел выход из создавшегося положения, предложив: «Вернемся к Вашим астрофизическим работам». Когда Чандра все-таки появился в Лос-Аламосе (это уже было в 1950-х годах), он начал работать над следующим поколением ядерного оружия — с взрывными характеристиками, очень похожими на взрыв сверхновой.

<<< Назад
Вперед >>>

Генерация: 5.491. Запросов К БД/Cache: 3 / 0
Вверх Вниз