Артур Миллер - Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

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 -13сантиметра). 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.