Книга: Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

Сноски из книги

Этот лекционный зал был открыт в 1874 году, когда Королевское астрономическое общество переехало в Сомерсет-Хаус. В 1969 году зал был перестроен и разделен на два офисных помещения.

У Чандры было шесть сестер: Раялакшми (Рахам) (старшая), Балапарвати (Бала), Сарада, Видия, Савитри и Сундари — и три брата: Висванатан (Вишвам), Балакришнан и Раманатам.

Бабу — на тамильском языке «отец» (ласково), джи — «уважаемый». (Примеч. редактора.)

В 1905 году Эйнштейн предположил, что свет представляет собой поток частиц (фотонов). Отец и сын Томсоны сделали открытия, стоящие в ряду самых поразительных в истории физики. Дж. Дж. Томсон открыл электрон и получил за это Нобелевскую премию в 1906 году: Джордж, сын Дж. Дж. Томсона, продемонстрировал, что электрон обладает волновыми свойствами, и в 1937 году тоже получил Нобелевскую премию.

Две старших сестры Лалиты стали врачами, младшая получила диплом магистра по санскриту. Лалита всю жизнь занималась физикой.

В то время астрофизики предполагали, что звезды, и наше Солнце тоже, имеют в основном тот же химический состав, что и Земля, и состоят из таких элементов, как железо, калий, кадмий, кальций, натрий, магний и кремний. Они не включали в этот состав водород, так как его было очень мало на Земле. Но оказалось, что звезды как раз состоят в основном из водорода.

Уже незадолго до создания Гейзенбергом квантовой механики физики подвергали сомнению теорию Бора. Они понимали, что на самом деле атомы не являются крохотными солнечными системами и что такие представления о них не способствуют развитию физики. Одним из открытий квантовой теории было то, что электроны имеют волновую природу и распространяются в виде волн, а не движутся по орбитам вокруг ядра. Однако теория Бора стала неоценимым первым шагом в создании атомной физики и до сих пор полезна для понимания химических свойств элементов.

Предполагалось, что электроны крайне малы, и можно пренебречь их размерами и силой их взаимного отталкивания, нейтрализуемой положительным зарядом ядер.

Уравнение состояния идеального газа, в котором произведение давления газа на его объем пропорционально температуре, астрофизики обычно предпочитают переписывать в виде зависимости давления газа от его плотности, температуры и химического состава. Используется и понятие «неидеальные газы», для которых в уравнение состояния введен размер частиц и энергия взаимодействия между ними.

Яркость звезды, наблюдаемой на Земле, зависит от расстояния до нее. Количество световой энергии, испускаемое звездой в секунду, — это ее «светимость». Также вводится понятие «видимая яркость звезды», определяемая как светимость звезды, деленная на квадрат ее расстояния до Земли — его астрономы определяют, наблюдая изменение положения звезды относительно более удаленных звезд за шесть месяцев, то есть время, в течение которого Земля проходит половину орбиты вокруг Солнца. Это смещение называется «звездный параллакс». Если звезда находится так далеко, что ее звездный параллакс слишком мал, то расстояние до нее можно определить по яркости, спектральным линиям и температуре. Всю эту информацию можно получить из диаграммы Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграммы).

Рассматривая цефеиду как идеальный газ, Эддингтон построил модель, согласно которой произведение периода пульсации звезды на квадратный корень из ее плотности является константой. Это соответствовало наблюдаемому максимальному увеличению яркости звезды при прохождении фазы ее минимального радиуса, так как в это время температура и плотность звезды максимальны.

Чтобы измерить температуру поверхности звезды, астрономы предполагают, что звезда — это «абсолютно черное тело», гипотетический объект, который является прекрасным излучателем и прекрасным поглотителем радиации. Спектр излучения черного тела при различных температурах может быть представлен в виде графика зависимости интенсивности радиации от длины волны. Интенсивность равна нулю при нулевой длине волны, затем она растет, достигает максимума и спадает до нуля при увеличении длины волн. Максимум обычно находится не в середине кривой, а смещен к низким или высоким длинам волн в зависимости от температуры черного тела — положение максимума позволяет определить температуру тела. Измерения интенсивности света от различных звезд показывают, что они действительно излучают свет почти как абсолютно черные тела. Это позволяет астрономам использовать формулу излучения абсолютно черного тела, выведенную немецким физиком Максом Планком в 1900 году.

Диаграмма Рассела была впервые опубликована в 1913 году. Позднее Рассел улучшил ее. Поначалу диаграмму называли именно диаграммой Рассела. В 1933 году Бенгт Стрёмгрен, молодой датский астрофизик и близкий друг Чандры, из патриотических соображений решил исправить эту несправедливость и ввел новое название: диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма).

Несколькими годами позже 2 Эридана А и 2 Эридана В были переименованы в 40 Эридана А и 40 Эридана В.

Измерение орбитальных параметров — периода обращения двух звезд вокруг общего центра, расстояния двойной системы от Земли (по звездному параллаксу) и эксцентриситета орбиты достаточно для вычисления массы звезды. Радиус может быть вычислен по температуре поверхности звезды и ее яркости, среднюю плотность определяют по отношению массы звезды к ее объему.

В наше время астрофизики определили, что температура Сириуса В примерно 25 тысяч градусов, то есть он является звездой В-типа, намного более горячей, чем Сириус А, температура которого равна 10 тысячам градусов. По данным о температуре Сириуса В определен его радиус, примерно равный 4800 километрам, то есть немного меньше земного. В своей книге «Внутреннее строение звезд» Эддингтон получил почти в четыре раза большее значение. Пересмотренная оценка средней плотности Сириуса В составляет миллион граммов на кубический сантиметр, в сто раз больше, чем у Эддингтона. Эти ошибки были вызваны трудностями наблюдения, связанными с чрезвычайной яркостью Сириуса А, который почти полностью скрывал своего тусклого компаньона Сириус В.

Вычисление проводится следующим образом: количество энергии, которое выделяется из-за сжатия газовых частиц при уменьшении шара бесконечно большого радиуса до радиуса Солнца, делится на среднее количество энергии, испускаемое Солнцем в секунду.

До открытия нейтрона в 1932 году физики предполагали, что ядро состоит из протонов и электронов и, таким образом, ядро гелия состоит из четырех протонов и двух электронов, суммарный положительный заряд которых уравновешивает отрицательный заряд двух электронов на орбите. Так как масса электрона в 1836 раз меньше массы протона, в вычислениях она игнорировалась.

Астрофизики тогда не задумывались о происхождении более тяжелых элементов и только предполагали, что они были частью межзвездной пыли, из которой образовались звезды.

Эддингтон использовал данные для более яркой из двух звезд, составляющих двойную систему Капелла-Капелла А, расположенную на расстоянии 10¹⁴ километров от Земли в созвездии Возничего. Согласно Эддингтону, данные наблюдений для Капеллы были «необычно полными» и позволили чрезвычайно точно определить ее массу, температуру поверхности, радиус и яркость.

После четырех лет, проведенных в Кембридже, Пэйн получила сертификат, означавший, что будь она мужчиной, то могла бы получить ученую степень бакалавра. Лекция, прочитанная Шепли в 1923 году на встрече Британской астрономической ассоциации, произвела на Сесилию огромное впечатление. Она подошла к Шепли и спросила, могла бы она продолжать свое исследование в Гарварде. С одобрения Эддингтона и Милна Пэйн оставила Кембридж и уехала в Гарвард, где стала доктором философии в Рэдклиффе (женский колледж в Гарварде). Пэйн была первой женщиной, получившей степень доктора философии за исследования, проводимые в Гарвардской обсерватории, и первой женщиной, ставшей профессором в Гарварде. Директор Йеркской обсерватории Отто Струве сказал, что ее диссертация — «самая блестящая диссертация, когда-либо написанная по астрономии».

Полагая, что электронный газ внутри белого карлика можно считать идеальным, Эддингтон определил, что его температура равна примерно миллиарду градусов Кельвина.

В 1915 году английский ученый Генри Мозли в возрасте 28 лет был убит в сражении при Галлиполи. Это вызвало крайнее возмущение английского научного сообщества. Правительству пришлось признать, что правильнее использовать ученых не на поле боя, а в исследованиях, направленных на военные цели. Если бы Мозли не погиб, он почти наверняка получил бы Нобелевскую премию за свои работы в области атомной физики.

Бор достигал этого, комбинируя физику Ньютона для планетарных движений со следствиями квантовой механики таким образом, чтобы атомы оставались стабильными. Затем он понял тщетность этого подхода и смело решил постулировать их стабильность. Он предположил, что для электронов в атоме допустимы только определенные орбиты, в отличие от планет, которые могут находиться на любом расстоянии от Солнца.

Теория белых карликов Фаулера основана на уравнении, которое связывает давление электронного газа с его плотностью. А уравнение идеального газа связывает давление газа не только с плотностью, но и с температурой. Отсутствие температуры в теории Фаулера — неожиданный вывод из квантовой механики. Когда белый карлик остывает полностью, его температура фактически становится равной нулю. Если бы это был идеальный газ, то его давление также было бы равно нулю, и произошел бы коллапс, как и предсказывал Эддингтон. Но принцип запрета Паули противоречит этому, поскольку появляется направленное наружу давление вырождения, даже если температура звезды равна нулю. Другими словами, несмотря на то что по измерениям астрономов белые карлики очень горячие и очень тусклые, физики могут изучать их состояние, как если бы они были холодными и невидимыми.

В 1931 году Дирак показал, что эти странные частицы — позитроны, частицы материи, идентичные электронам, только вот электроны имеют отрицательный заряд, а позитроны — положительный. При столкновении электрона и позитрона они взаимно уничтожаются (происходит аннигиляция), превращаясь в кванты света. В том же году позитроны были обнаружены в космических лучах Карлом Андерсоном, работавшим в Калифорнийском технологическом институте. Эддингтон должен был изменить свои представления о том, что звезды сияют в результате взаимоуничтожения электронов и протонов. В действительности это происходит в результате аннигиляции электронов и позитронов.

Эддингтон никогда не говорил, что означает буква «Е» в названии его Е-чисел. Возможно, это первая буква имени Эддингтон!

Эддингтон рассчитал скорость разбегания галактик и получил 778 километров в секунду на каждые 30 миллионов триллионов километров (один мегапарсек) расстояния галактики до Земли. Астрономы же получили величину 550 километров в секунду на мегапарсек. Вопрос о разбегании галактик рассматривается в главе 13.

Эддингтон предполагал, что Вселенная должна быть вырожденным газом. Он использовал квантовую статистику для расчета общего числа электронов, если заполнены все возможные уровни энергии вплоть до самого верхнего. Эддингтон полагал, что это будет энергия электрона, полученная из соотношения E = mc², где m — масса электрона. Эддингтон подогнал конечный результат, чтобы получить желаемое число электронов.

Комбинационное рассеяние света было почти одновременно открыто Раманом и советскими физиками Л. И. Мандельштамом и Г. С. Лансбергом в 1928 году (Раман сделал свое открытие на неделю позже). (Примеч. редактора.)

Чандра получил величину, равную 0,91 массы Солнца. К 1934 году он сделал более точный расчет и показал, что максимальная масса зависит от химического состава белого карлика. Точное значение менее важно, чем существование максимальной массы, выше которой белый карлик начинает коллапсировать. В настоящее время предел Чандрасекара считается равным 1,4 массы Солнца. Тогда же физик Ханс Бете открыл ядерные реакции, обеспечивающие звезды энергией, и внес значительный вклад в понимание процессов, идущих на звездах.

Строго говоря, давление вырождения зависит от температуры звезды. Фаулер и Чандра ограничились случаем белого карлика при нулевой температуре, когда звезда остыла и затвердела, то есть достигнуто максимальное вырождение. Это вполне разумное приближение для упрощения уравнений. Если бы белые карлики на самом деле имели нулевую температуру, они были бы невидимыми. Тем не менее астрофизики строили такие модели белых карликов, как если бы они были электронным газом при нулевой температуре.

В 1929 году Уильям Андерсон, 39-летний физик польского происхождения из эстонского Тартуского университета, сообщил Стонеру, что тот не принял во внимание специальную теорию относительности в своих ранних работах. Но Стонер быстро обнаружил, что использование специальной теории относительности Андерсоном было некорректным. Впоследствии Стонер получил правильный результат для релятивистского вырождения — такой же, как у Чандры, — его иногда называют уравнением Стонера-Андерсона. Эддингтон переписывался со Стонером по вопросу о новых данных для массы белых карликов и рекомендовал для публикации две последующие работы Стонера по релятивистскому вырождению.

Човла вернулся в правительственный колледж, провел большой объем исследований в Лахоре и доказал несколько теорем, названных его именем. Когда в ночь с 14 на 15 августа 1947 года страна была разделена на Индию и Пакистан, Човла и его семья улетели в Дели. Оттуда они направились в США, где Човла продолжил свою научную карьеру. Он умер 10 декабря 1995 года.

Фраза взята из письма Эйнштейна к Борну от 4 декабря 1926 года. Борн всегда считал, что его заслуги в разработке квантовой механики не оценены должным образом, и довольно позднее присуждение ему Нобелевской премии (1954) — результат интриг его бывших сотрудников, которые достигли большего авторитета и стали более известными, чем он. Будучи евреем, Борн был вынужден покинуть Германию в 1933 году. Он провел два года в Кембридже в качестве стоксовского лектора, а затем шесть месяцев в Бангалоре у Рамана в Индийском институте науки. В 1935 году Эдвард Т. Уиттекер добился для Борна должности профессора натуральной философии в Эдинбурге, с которой он и вышел в отставку в 1953 году. Уиттекер также добился для Борна полной пенсии — Борн потерял все свое имущество и деньги, бежав из Германии. Борн получил Нобелевскую премию вместе с Вальтером Боте. Борну это было весьма неприятно, поскольку Боте активно работал над разработкой немецкой атомной бомбы. Борн умер в 1970 году.

Институт Зоммерфельда находится в Мюнхене, институт Борна — в Гёттингене. Мюнхен, Гёттинген и Копенгаген считались тремя главными центрами исследований в области атомной физики.

Герасимович Б. П. (1889–1937) — известный советский астроном, с 1933 года директор Пулковской обсерватории. Репрессирован, реабилитирован посмертно. (Примеч. редактора.)

Имеется в виду теория политропных шаров. Эта теория, возникшая в начале XX века, позволяет вычислить температуру и давление внутри звезды по значениям этих величин на ее поверхности в предположении, что звезда представляет собой идеальный газ. Эддингтон широко использовал теорию политропных шаров в своих исследованиях цефеид. Более того, он распространил ее для моделирования звездных процессов, которые описаны в книге «Внутреннее строение звезд».

Чандра показал, что максимальная масса белого карлика равна 5,728 массы Солнца, деленной на средний молекулярный вес в квадрате. График, который он представил на заседании Королевского астрономического общества 11 января 1935 года, построен на основании математических расчетов; он демонстрирует процесс эволюции белого карлика и что произойдет, когда масса карлика превысит максимальную массу. График ясно показывает, что, если масса белого карлика M приближается к максимальной массе M₃, радиус R обращается в нуль и звезда сжимается до нуля.

Из общей теории относительности Эйнштейна следует, что законы физики одинаковы для всех наблюдателей в любой части Вселенной и не зависят от их движения. Это утверждение называется принципом относительности. Милн же считал, что теория гравитации Эйнштейна есть следствие всеобщего распределения материи. Но распределение материи неодинаково во Вселенной. Она сконцентрирована в галактиках, поэтому только для наблюдателей, находящихся в центре галактик, законы гравитации будут одни и те же. Милн хотел вывести новые законы гравитации, которые бы объясняли формы галактик, однако это ему не удалось.

В этой статье, представленной 9 июня на заседании Королевского астрономического общества, Эддингтон, используя результаты Фаулера, сделал вывод, что Сириус В содержит большое количество водорода. Он признал, что это противоречит общему мнению, что белый карлик является сгоревшей звездой. Он предположил, что звезда в начале своей эволюции проходит через стадию квазибелого карлика, который состоит почти полностью из водорода. При сжатии водород загорается и превращается в азот и кремний. В этот момент звезда начинает расширяться и эволюционирует обычным образом. То есть она дважды за свою жизнь становится белым карликом, что невероятно. Эддингтон пришел к заключению, что формула Стонера-Андерсона, «обычно используемая в теории белых карликов, ошибочна, а первоначальная формула Фаулера, по-видимому, правильна». По его мнению, высокое содержание водорода в Сириусе В позволяет сделать разумное предположение, что он возник из верхних слоев Сириуса А.

В настоящее время астрономы не полностью разобрались в эволюции звезд Вольфа-Райе. Считается, что они постепенно теряют свою оболочку атмосферных газов, оставляя незащищенными внутренние области, в которых происходят ядерные реакции.

Звезды Ван Маанена были открыты в 1917 году голландским астрономом Адрианом ван Мааненом.

Массу белых карликов, которые не являются частью двойной системы, подобно звездам Ван Маанена, астрофизики определяют по их гравитационному красному смещению, а радиус — из их звездных параллаксов, видимой яркости и температур.

Из теории Фаулера следует, что произведение массы белого карлика на куб его радиуса является константой, то есть чем меньше радиус карлика, тем больше его масса.

Это было важное предвидение Эддингтона. Физики уже обсуждали возможность существования нейтронных звезд. Не прошло и тридцати лет, как они были открыты.

Кришнан, один из самых выдающихся физиков Индии, внес большой вклад в открытие рамановского комбинационного рассеяния, а также в исследования магнитных свойств кристаллов. (Примеч. редактора.)

Дядя Чандры Раман также испытал подобное унизительное отношение во время визита в Америку в 1920 году. В Бостоне его отказались поселить в нескольких отелях, пока водитель такси не привез ученого в пригородный отель, принадлежавший чете японцев.

Первая сверхновая звезда была открыта в 1572 году датским астрономом Тихо Браге, а вторая — в 1604 году его бывшим помощником Иоганном Кеплером. Эти открытия были сделаны невооруженным глазом, без помощи телескопа, который тогда еще не изобрели. В телескоп сверхновую звезду впервые увидели в августе 1885 года, в созвездии Андромеды.

Так как свету требуется время, чтобы долететь от звезд до Земли, мы наблюдаем то, что случилось во Вселенной в далеком прошлом.

Это было еще до открытия нейтрона, и предполагалось, что альфа-частицы состоят из четырех протонов и двух электронов и в результате имеют положительный заряд, равный двум. В ядре атома гелия два положительных заряда нейтрализуются двумя отрицательными зарядами двух электронов. Резерфорд получал альфа-частицы из атомов газа радона, хотя и не понимал сути процесса рождения этих частиц. Только после открытия нейтрона в 1930-х годах физики узнали, из чего состоят ядра атомов. Они выяснили также, что некоторые ядра являются нестабильными или «радиоактивными» в зависимости от количества содержащихся в них протонов и нейтронов. Испуская альфа-частицы, электроны, позитроны, нейтроны, протоны или гамма-лучи, ядра становятся более стабильными.

Сначала он должен был доказать, что протон-протонные реакции могут идти достаточно быстро, чтобы образовывался гелий и начался процесс слияния. Это был главный вывод статьи Бете-Критчфилда. Они определили цепочку ядерных реакций, начинающихся со слияния двух протонов и формирования на краткий миг «дипротона». Один из протонов при бета-распаде превращается в нейтрон, позитрон и нейтрино. Позитрон и нейтрино оказываются внутри звезды, а другой протон остается рядом с нейтроном и образует дейтрон, который затем сливается с другим протоном и нейтроном, образуя ядро атома гелия. Таким образом, в звездах с массами близкими к солнечной возникает энергия излучения. Бета-распад, казалось бы, нарушает закон сохранения энергии, так как энергия ядра до распада оказывается больше, чем суммарная энергия — ядра после распада и вылетевшего электрона. (Электронов в ядре нет, электроны образуются и испускаются в момент распада нейтрона.) Паули сделал смелое предположение, что самый простой способ объяснить различие энергий такой: существует неизвестная пока частица (нейтрино) с нулевой массой и нулевым электрическим зарядом, испускаемая из ядра при бета-распаде, то есть нейтрон превращается в протон, электрон и нейтрино. Нейтрино обнаружили более двух десятилетий спустя, в 1956 году.

По словам Бете, он систематически исследовал «реакции между протонами и ядрами элементов Периодической системы», которые могут существовать при высоких температурах внутри звезд гораздо более ярких, чем Солнце. Он обнаружил самоподдерживающуюся цепочку реакций, в которых водород сгорает с образованием гелия в течение миллионов лет, что соответствует времени жизни таких звезд. Цепочка начинается со взаимодействия водорода с углеродом, при этом расходуется около одного процента массы молодой звезды. Гелий является конечным продуктом последовательности реакций, в которых образуется азот и кислород. Последовательность циклична, и углерод действует как катализатор происходящих реакций. Этот углеродно-азотно-кислородный (CNO) цикл может длиться в течение миллионов лет. Теория Бете объясняет эволюцию звезд типа Сириуса А, примерно в два раза массивнее, чем Солнце, а также звезд типа Y Лебедя в созвездии Лебедя с массой примерно в 20 раз больше массы Солнца и в 600 раз ярче (недавние измерения увеличили эту цифру до 10000 раз).

После Бете этой проблемой занялись Оппенгеймер и его группа. Оппенгеймер настаивал на экспериментальной проверке протекания ядерных реакций, которые он и его группа считали источниками энергии в звездах тяжелее Солнца. По словам Роберта Сербера, кто-то дал неверные данные Оппенгеймеру, что не позволило группе открыть углеродно-азотно-кислородный (CNO) цикл, зато «у Бете не было этих неверных данных и он предположил, что именно такие реакции протекают в звездах».

В простейшем случае сферической симметрии черной дыры горизонт событий равен радиусу Шварцшильда. (Примеч. редактора.)

Астрофизические исследования Чандры потребовали множества компьютерных вычислений. В начале работы в Йерксе аспиранты помогали ему в особо длинных вычислениях. У него были и внештатные сотрудники для вычислений, в частности уроженка Уильямс Бей по имени Донна Элберт. Она работала с Чандрой более тридцати лет и переехала с ним в Чикаго.

Астрофизики впервые предсказали это явление в 1960-х годах, но только в феврале 2004-го астрономы нашли такой объект. В созвездии Центавра, на расстоянии 480 триллионов километров, находится белый карлик ВРМ 37093, который имеет алмазное ядро массой около 10 миллиардов триллионов триллионов карат. ВРМ 37093 в 1,1 раза тяжелее Солнца, и 90 % этой массы кристаллизовалось. Его назвали Люси, в честь героини песни группы «Битлз» «Люси в небесах с алмазами».

В повседневной жизни мы различаем левое и правое — например, наше сердце находится слева. Долгое время считалось, что в законах физики нет различия между правым и левым, что было выражено в законе сохранения четности. Его нарушение означает, что эксперимент и его зеркальное изображение могут приводить к различным результатам. Ли и Янг в 1956 году предсказали, что в таких реакциях, как бета-распад, закон сохранения четности может нарушаться. В том же году их теория была проверена. Две группы ученых поставили опыты по наблюдению бета-распада ядер кобальта, которые были зеркальными отражениями друг друга. В этих экспериментах было зарегистрировано разное число электронов, испускаемых ядрами кобальта, что доказывало асимметрию между левым и правым. В следующем году Ли и Янг получили Нобелевскую премию по физике за предсказание нарушения закона сохранения четности.

Юри получил Нобелевскую премию 1934 года по химии за открытие дейтерия, Либби стал лауреатом Нобелевской премии 1960 года за разработку радиоуглеродного датирования и Гепперт-Майер — в 1963 году за открытия, касающиеся оболочечной структуры ядра.

Через определенное время ядра радиоактивных элементов превращаются в ядра других элементов, испуская элементарные частицы и электромагнитное излучение. Время, в течение которого распадется половина радиоактивных ядер, называется периодом их полураспада. Период полураспада любого ядра — его внутреннее свойство, оно не зависит ни от его плотности, ни от температуры. Период полураспада урана составляет четыре миллиарда лет, что приблизительно равно возрасту Земли, поэтому к настоящему времени распалась только половина исходного количества урана.

Ферми предположил, что открыл элемент с периодом полураспада 13 минут, который содержал на один протон больше, чем уран. Он решил, что этот элемент имеет номер 93, он — следующий за ураном с номером 92 в периодической таблице. На самом деле Ферми наблюдал распад ядра урана на два больших радиоактивных фрагмента: барий и криптон.

Природный уран содержит 99,3 % урана-238 и 0,7 % урана-235. В 1939 году Бор обнаружил, что уран-235 расщепляется легче, чем уран-238, так как для его расщепления требуются более медленные нейтроны.

ЭНИАК (ENIAC, сокр. от Electronic Numerical Integrator and Computer) — электронный числовой интегратор и вычислитель), первый широкомасштабный электронный цифровой компьютер. МАНИАК (MANIAC, сокр. от Mathematical Analyser, Numerical Integrator and Computer) — математический анализатор, числовой интегратор и вычислитель. (Примеч. редактора.)

Плутоний-239 производится в реакторах при столкновении быстрых нейтронов с ядрами урана-238. Плутоний распадается так же эффективно, как и уран-235, и оказалось, что его производство проще. Уран-235 получали в массовом масштабе в Оук-Ридже, штат Теннесси, главным образом отделением его от более тяжелого изотопа урана-238 диффузионным методом. Плутоний-239 производили в ядерных реакторах в Хэнфорде, штат Вашингтон, а затем химически выделяли в металлургической лаборатории Чикагского университета.

Сахаров, вернувшись к научной работе в 1965 году, опубликовал несколько важных статей по физике частиц и космологии.

Американские ученые утверждают, что это была не настоящая водородная бомба, а обычная атомная бомба, усиленная термоядерным топливом и инициированная химической взрывчаткой. Американцы считали, что низкая мощность бомбы — доказательство того, что русские еще не открыли схему Теллера-Улама.

Российские ученые утверждают, что она остается непревзойденной по эффективности, в ней используется 97 % энергии термоядерных реакций. Так, например, у бомбы «Майк» 75 % энергии было получено от взрыва атомной бомбы и от реакции распада оболочки бомбы, сделанной из урана-238.

В рассказе автора о советском атомном проекте много неточностей, не упомянуты многие выдающиеся физики и организаторы работ, такие как И. В. Курчатов, Ю. Харитон, И. Е. Тамм и др. Подробнее об этом — например, в книгах В. Губарева «Атомная бомба. Хроника великих открытий» (Москва: Алгоритм, 2009) и «Секретные академики» (Москва: Алгоритм, 2008). (Примеч. редактора.)

Масса железного ядра в этот момент на самом деле меньше предела Чандрасекара, и поэтому коллапс не должен возникать. Это озадачивало астрофизиков в течение ряда лет. В конце 1980-х годов они поняли, что значение предела Чандрасекара требует уточнения. Чандра получил значение максимальной массы «идеального» белого карлика для случая релятивистских электронов, не взаимодействующих друг с другом. С начала 1960-х годов стали вводится различные корректировки. Так, например, Солпитер рассчитал поправки, связанные с учетом взаимодействия электронов. Напомним, что Эддингтон критиковал Чандру и за то, что тот не учитывал взаимодействие между электронами. Для расчета «реальной» максимальной массы должны быть приняты во внимание ряд факторов. В то время как поверхность белого карлика не находится под давлением, железное ядро испытывает огромное давление порядка 10 миллионов граммов на квадратный сантиметр. В результате максимальная масса оказывается ниже ожидаемой — примерно в 1,3 раза больше массы Солнца. Также должны учитываться электрические взаимодействия между ядрами железа, температура ядра и эффекты общей теории относительности. Все это изменяет «традиционную» величину предела Чандрасекара от 1,4 массы Солнца для белых карликов до 1,15 массы Солнца для вырожденного железного ядра.

Никто точно не знает, что произойдет, если водородная бомба взорвется в космическом пространстве. Почти наверняка разлетится много опасных частиц с высокой энергией — таких легких, как электроны и протоны, а также тяжелых ядер, возникших в процессе деления-синтеза-деления ядер. В этом процессе первое ядерное деление воспламеняет термоядерное топливо. Второе вызывается быстрыми нейтронами, которые попадают на оболочку бомбы, сделанную из урана-238.

Нейтрино — это незаряженная частица с нулевой массой. Ее существование было предсказано Паули в 1930 году, открыта она была в 1956 году, за год до публикации статьи B2FH.

Физики предполагают, что протоны и нейтроны состоят из кварков, фундаментальных неделимых «строительных блоков». Кварки никогда не наблюдались как свободные, изолированные объекты. Наблюдение кварков в свободном виде значительно продвинуло бы теорию элементарных частиц. Звезды могут предоставить такую возможность.

Фаулер и Хойл предположили, что отражение от ядра происходит после того, как альфа-частицы (ядра гелия) расщепляются под действием излучения большой энергии, увеличивая тем самым плотность частиц в ядре и предотвращая дальнейшее сжатие. Но они не проводили компьютерное моделирование и были поражены, когда Колгейт и Уайт обнаружили, что звезды при этом не прекращают коллапсировать. Взрыв, который предсказывали Фаулер и Хойл, оказался имплозией (сжатием).

Звезды вращаются вокруг своей оси, как и планеты. Солнце совершает оборот за 25 дней, белые карлики — от нескольких часов до нескольких дней.

Астрофизики подозревают, что радиосигнал от пульсара исходит от заряженных частиц, находящихся вблизи его северного и южного магнитных полюсов, ускоряемых интенсивным магнитным полем вращающейся звезды. Линия, соединяющая северный и южный полюса, наклонена относительно оси вращения звезды, в результате чего свет от пульсара периодически достигает Земли.

В 1974 году Хьюиш получил Нобелевскую премию по физике за открытие пульсаров. Беллу премию не дали, что вызвало возмущение научного сообщества. Другим лауреатом стал кембриджский радиоастроном Мартин Райл.

Радиус Шварцшильда здесь — это расстояние от центра черной дыры до поверхности, которая получила название «горизонт событий». Звезды не исчезают, когда они падают в черную дыру, подобно тому, как Луна существует, даже если она находится за горизонтом и мы ее не видим.

Сингулярность — точка пространства, в которой его кривизна стремится к бесконечности, то есть пространство-время в этой точке как бы рвется. (Примеч. редактора.)

Расстояния от различных галактик до Земли измерить не так легко, и величина постоянной Хаббла определяется с погрешностью 10 %. Возможно также, что Вселенная не всегда расширялась с одинаковой скоростью и постоянная Хаббла в прошлом имела другое значение. По величине постоянной Хаббла можно легко вычислить, что возраст Вселенной составляет примерно 13–16 миллиардов лет (с учетом 10 %-й погрешности). В 1950-е годы были две противоречащие друг другу теории о происхождении Вселенной. В соответствии со «стационарной моделью» Вселенная сегодня такая же, какой была и много-много лет назад, она не меняется. Теория Большого взрыва по Хабблу предполагает, что Вселенная возникла 13 миллиардов лет назад из некоторого начального, сингулярного, состояния и с тех пор непрерывно расширяется. Теория Большого взрыва предсказывает существование фонового микроволнового излучения, соответствующего температуре три градуса Кельвина. (Термин «Большой взрыв» придумал сторонник стационарной модели Вселенной Фред Хойл, выступая на ВВС в 1950 году, чтобы отличать ее от своей собственной теории.) Самым энергичным сторонником теории Большого взрыва был Георгий Гамов. В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон обнаружили излучение, спектр которого соответствовал излучению абсолютно черного тела с температурой около трех градусов Кельвина. Это излучение пронизывает всю Вселенную и, скорее всего, является «эхом» Большого взрыва. Поразительно, но именно такую температуру предсказывала теория Большого взрыва. Изначально невероятно горячие и плотные массы материи охлаждались по мере расширения Вселенной до трех градусов Кельвина. Работа Пензиаса и Уилсона стала стимулом для современных исследований происхождения Вселенной и считается поворотным моментом в современной космологии. В 2003 году с помощью зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона были сделаны самые точные на сегодняшний день измерения температуры Вселенной и, следовательно, определен ее возраст, который, как и предсказывалось, оказался равным 13,7 миллиарда лет, с погрешностью несколько сотен миллионов лет.

Впервые источник радиоволн был обнаружен Янским еще в 1932 году. Как и в случае Чандры, никто не поверил в это открытие.

Термин «оптический» используется потому, что эти объекты «видны» с помощью телескопа и могут быть сфотографированы, хотя невооруженным глазом их и не видишь.

В 1980-е годы с помощью инфракрасных телескопов было показано, что явление, интерпретированное Бааде и Минковским как столкновение двух галактик, на самом деле оптический обман, вызванный поглощением света облаком пыли вблизи радиогалактики Лебедь А.

Обозначения взяты из Третьего Кембриджского каталога источников радиоволн, составленного группой, руководимой радиоастрономом Мартином Райлом.

Ричард Уайт вспоминает, что статья Колгейта была так сложна, что рецензент из Ливермора попросил помощи Уайта. А Уайт, в свою очередь, попросил помощи у ливерморских экспертов в других областях физики. Коллективная рекомендация была такова: хотя некоторые разделы статьи требуют уточнения, ее следует опубликовать. Полностью понять ее никому из них не удалось.

В евклидовой геометрии сумма углов треугольника всегда равна 180 градусам. Такой треугольник может быть изображен на плоскости независимо от ее ориентации по отношению к Земле. Одним из необыкновенных аспектов общей теории относительности является обширное использование неевклидовой геометрии, в которой сумма углов треугольника не равна 180 градусам. Этот подход оказался правильным способом представления структуры пространства-времени и привел к предсказанию ряда физических явлений, связанных с чрезвычайным искривлением пространства вблизи массивных тел типа звезд. Одно из таких явлений — отклонение света звезд вблизи Солнца, которое Эддингтон наблюдал в 1919 году.

В 1978 году Рассел Халс и Джозеф Тейлор обнаружили косвенное подтверждение существования гравитационных волн при наблюдении характеристик двойного пульсара PSR 1913 +16, состоящего из двух нейтронных звезд. Для анализа такой системы следует использовать общую теорию относительности. Халс и Тейлор с помощью точных расчетов обнаружили, что скорость убывания периода орбитального движения связана с испусканием гравитационных волн. В 1993 году они получили Нобелевскую премию по физике «за обнаружение пульсара нового типа, открывшего новые возможности в изучении гравитации».

Сверхгиганты, подобные HDE 226868 и Бетельгейзе, — редкие звезды, которые в тысячу раз больше, чем Солнце, и в сотни тысяч раз ярче его. Если бы на месте Солнца находился сверхгигант, то орбита Земли была бы внутри звезды.

С помощью джетов энергия распространяется из области вокруг сверхмассивной черной дыры и передается лепесткам. Каким образом черные дыры производят эти струи? Одной из возможностей является скопление частиц газа во внутренней части аккреционного диска с образованием такого высокого давления, что часть материи выбрасывается, для предотвращения взрыва. Двигаясь по пути наименьшего сопротивления, частицы вылетают под прямым углом к диску.

В своей речи в Йерксе Фаулер посетовал на то, что Фред Хойл не получил Нобелевскую премию, хотя внес большой вклад в их ранние совместные работы. Скорее всего, Хойл был исключен по двум причинам. Во-первых, он продолжал поддерживать стационарную модель Вселенной, несмотря на убедительные доказательства теории Большого взрыва, а во-вторых, везде и всюду ругал Нобелевский комитет за то, что Джоселин Белл не получила премию за открытие пульсаров, а награда досталась руководителю ее диссертации Энтони Хьюишу.

Согласно квантовой теории, такого понятия, как пустое пространство, не существует. Космос наполнен бурлящими частицами вещества и антивещества, которые появляются и исчезают, постоянно возникая и аннигилируя. Представьте себе, что где-то вблизи горизонта событий интенсивное гравитационное поле черной дыры порождает частицу и ее античастицу. Во время своего мимолетного существования одна из них проваливается за горизонт событий черной дыры. Другая частица не может объединиться со своим партнером и аннигилировать, а потому улетает в космос. В соответствии с уравнением Эйнштейна E = mc², улетающие частицы уносят энергию из черной дыры. То же самое происходит, когда создаются два кванта света и один из них улетает. Хокинг сделал предположение, что черные дыры будут с течением времени испаряться из-за подобной «утечки» энергии. Улетающие частицы называются «излучением Хокинга». Время испарения составляет более 10⁶⁷ лет — невероятно большое по сравнению с возрастом Вселенной — 13 млрд (10¹⁰) лет, так что черные дыры, которые образуются из коллапсировавших звезд, не могут испариться. Но легкие черные дыры с массами в миллиард миллиардов (10¹⁸) раз меньше, чем масса Солнца (10³³ грамма), имеют время испарения, сравнимое с возрастом Вселенной. Эти «мини»-черные дыры могли образоваться в момент Большого взрыва, когда Вселенная была сверхплотным, невероятно горячим, кипящим супом, в котором непрерывно возникали квантовые флуктуации. Некоторые из этих дыр должны быть на грани испарения из-за излучения Хокинга, состоящего из элементарных частиц и гамма-лучей, которые в принципе могут быть обнаружены орбитальными обсерваториями. Однако пока ничего подобного не наблюдалось.

E — это функция Эрнста, величина, используемая в математическом аппарате общей теории относительности.

Орбитальная обсерватория, создание которой было запланировано еще в 1977 году, первоначально называлась Advanced X-ray Astrophysics Facility (AXAF). Новое название было выбрано в честь Чандры. Рентгеновская обсерватория «Чандра» находится на вытянутой эллиптической орбите: ее ближайшая точка от Земли — 9600 километров, а период вращения — 64 часа. Благодаря вытянутости орбиты чувствительные рентгеновские детекторы обсерватории удалены от помех, создаваемых поясами радиации Земли, что позволяет проводить непрерывные наблюдения в течение 55 часов при каждом обороте. Длина обсерватории — 13,5 метров, ширина с развернутыми солнечными панелями — 19,2 метра и вес — более 4 тонн. Сердцем обсерватории является рентгеновский телескоп, собранный из тщательно отполированных зеркал весом около тонны. Зеркала с большой точностью фокусируют рентгеновские лучи в камеру с высоким разрешением. Космический телескоп «Хаббл» и рентгеновская обсерватория «Чандра» часто дополняют друг друга. Телескоп «Хаббл» работает в ближнем инфракрасном, видимом и ультрафиолетовом диапазонах, а «Чандра» — в рентгеновском диапазоне. Чтобы получить представление о полном спектре излучения, «Хаббл» и «Чандра» объединяют свои данные с данными радиотелескопа-интерферометра Very Large Array («Очень большой телескоп»), который представляет собой систему из двадцати семи радиотелескопов, расположенных в пустыне в штате Нью-Мексико. «Хаббл», первая большая обсерватория, была выведена на орбиту на космическом корабле «Дискавери» в 1990 году. Следующей была обсерватория «Комптон» (Compton Gamma Ray Observatory), выведенная на орбиту кораблем «Атлантис» в 1991 году. Космический телескоп «Спицер», работающий в инфракрасном диапазоне, был запущен 25 августа 2003 года. Рентгеновская обсерватория «Чандра» часто работает в связке с обсерваторией «ХММ-Ньютон», построенной Европейским космическим агентством (ЕКА) и выведенной на орбиту 10 декабря 1999 года космической ракетой «Ариан-504». Совершенно случайно даты запуска обеих обсерваторий совпали. Задержка с запуском обсерватории «Чандра» возникла из-за аварии «Челленджера» в 1986 году, проблем с зеркалами телескопа «Хаббл» и капризов правительства США, финансирующего программы НАСА. Зная о планах НАСА, агентство ЕКА спроектировало «ХММ-Ньютон» как дополнительное устройство. Регистрирующая аппаратура, созданная для улавливания максимального количества рентгеновских лучей, позволяла проводить более детальные измерения слабых рентгеновских источников, чем обсерватория «Чандра».

Активная галактика — это галактика, излучающая огромное количество радиации и радиоволн; активное галактическое ядро — источник энергии в ее центре, порождающий огромное количество энергии, больше, чем можно объяснить просто результатом ядерных реакций. Квазары — один из видов активной галактики. Другой тип галактик, менее ярких, чем квазары, но проявляющих признаки большой активности в их центрах, — это так называемые сейфертовские галактики, найденные Карлом Сейфертом из Маунт-Вилсоновской обсерватории.

ROSAT (Рентгеновский спутник, названный по имени Конрада Рентгена, открывшего рентгеновские лучи в 1895 году) был запущен 1 июня 1990 года и завершил свою миссию 12 февраля 1999 года.

Хокинг недавно отказался от своего поразительного утверждения, что существование черных дыр нарушает самую фундаментальную теорию — квантовую механику. Согласно квантовой механике, информация может быть недоступной, но вот исчезнуть не может никогда. Любой процесс можно проследить с самого начала, как бы «прокрутить фильм назад». Черные дыры, как предсказывает общая теория относительности, — черные дыры Керра — не обладают никакими физическими параметрами, за исключением массы и спина. Вся информация о том, что попадает в черную дыру, теряется — будь то слоны, автомобили или звезды, — потому что ничто не способно вырваться из нее. Однако, хоть эта информация недоступна, она должна в той или иной форме сохраняться. Проблема возникла, когда Хокинг с помощью уравнений квантовой механики показал, что черные дыры могут испаряться в результате излучения, которое является случайным и не дает ключ к пониманию того, что находится внутри. Он предсказал, что в конечном итоге все черные дыры испарятся вместе с содержащейся в них информацией. Но если они уничтожают информацию, то это разрушает квантовую теорию. Такое заключение Хокинг сделал тридцать лет назад. Теперь он полагает, что горизонт событий на самом деле не образуется никогда, то есть настоящих черных дыр не существует. После испускания некоторой порции Хокингового излучения «черная дыра» открывается и высвобождает поглощенную ранее информацию. Эта теория еще нуждается в дальнейшей разработке.

Самые передовые современные теории астрофизики и физики, например теория струн, предполагают, что помимо общепринятых четырех измерений существует еще семь, то есть всего одиннадцать. Ожидается, что уравнения при переформулировке законов физики более чем в четырех измерениях будут включать в себя уравнения, лежащие в основе таких теорий взаимодействий, как электромагнитное, электрослабое и др. Вот почему о теории с одиннадцатью измерениями говорят как о всеобъемлющей теории, которая может описывать квантовые и гравитационные явления без сингулярности.

Такая сингулярность действительно может возникнуть при коллапсе пространства-времени из-за мощного рентгеновского излучения, исходящего от вещества, поглощаемого с околосветовой скоростью.

Свет долетает от Земли до Стрельца А за двадцать пять лет. Но скорость света — это предельная скорость, с которой могут двигаться лишь объекты с нулевой массой. Космический корабль должен мягко ускоряться в течение длительного периода времени для достижения скорости, близкой к скорости света, чтобы астронавты могли выжить. Максимальное ускорение, которое может выдержать тренированный космонавт, — это примерно 10 g.

Это замедление времени было проверено в эксперименте. Элементарные частицы, движущиеся со скоростью, близкой к скорости света — например, в космических лучах, — распадаются медленнее, чем неподвижные.