Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

англоязычные авторы предпочитали говорить «сколлапсировавшие звезды», а русскоязычные – «застывшие звезды», последнее словосочетание наглядно представляет коллапсирующую звезду, застывающую при достижении предела Шварцшильда. Как отмечалось, различные словосочетания, которые очевидным образом ассоциировались с различными мысленными образами, оказывали влияние на отношение к реальному существованию обсуждаемых объектов даже в том, что касалось их динамических, энергонакопительных и энергоизлучающих свойств.

Чандрасекар родился в г. Лахоре (в настоящее время входит в состав Пакистана) в благоприятных условиях, поскольку его дядя Ч. В. Раман был нобелевским лауреатом по физике. В 1929 г., ко времени начала обучения в Тринити-колледже в Кембридже, он уже основательно ознакомился с книгой Эддингтона «Внутреннее строение звезд». Во время морского путешествия в Англию он бился над вопросом дальнейшей судьбы звезд, израсходовавших все запасы своей энергии. Становятся ли они мертвыми белыми карликами, плотными огарками, неспособными более излучать свет? Он понимал, что поскольку звезда сжимается, то в принципе может возникнуть ситуация, когда гравитация, направленная внутрь, уравновесится определенного вида отталкиванием, которое требует действия так называемого «принципа запрета». (Сегодня этот закон квантовой механики ассоциируется с именем австрийского физика Вольфганга Паули, сформулировавшего его в явном виде в 1925 г.) К 1930 г. Чандра (именно под этим именем был и остается известен Чандрасекар) пришел к выводу, что белые карлики, поддерживаемые только вырожденным электронным газом, не могут оставаться стабильными, если их масса превышает массу Солнца в 1,44 раза. (Она может быть немного больше, если звезда не полностью исчерпала свое ядерное горючее, но в любом случае значение этой массы, известное сегодня под названием «предел Чандрасекара», реально существует, и его всегда можно уменьшить.)

После работы Эдмунда Стоунера, соавтора открытия принципа запрета, – работы, которая была дополнена Чандрасекаром, – пришло понимание того, что если масса звезды превышает предел Чандрасекара в 1,44 солнечной массы, то начинает действовать общая теория относительности Эйнштейна. Нагрузка на внешние слои звезды оказывается настолько огромной, что она начинает коллапсировать с катастрофическими последствиями. На деле, если звезда заканчивает свой жизненный срок ядерного горения с массой, превышающей указанный предел, она должна стать либо нейтронной звездой, либо тем, что сегодня называют черной дырой, и, как будет показано далее, расчет условий перехода в черную дыру не замедлил явиться.

Наставник Чандры Эддингтон был членом совета Тринити-колледжа, когда там обучался Чандра, и хотя они, несомненно, состояли в добрых отношениях, Эддингтон не желал соглашаться с этой задумкой своего студента. По причинам, которые, казалось бы, не были ему свойственны, он отклонил ее в безапелляционной форме на собрании Королевского астрономического общества в 1935 г., где ее представил Чандра. Тот, естественно, был разочарован и на время сменил направление своей работы, а два года спустя вошел в штат Йерксской обсерватории Чикагского университета. Чандра оставался сотрудником этой обсерватории на протяжении всей своей выдающейся карьеры, в ходе которой внес существенный вклад в развитие астрофизики по многим другим направлениям. Однако Нобелевскую премию, присужденную ему в 1983 г. совместно с Уильямом А. Фаулером, он получил за самую раннюю свою работу – исследование «происхождения, эволюции и строения звезд». Спустя полстолетия его теория медленно, но верно пробила путь к признанию. Тем временем были проведены впечатляющие исследования нейтронных звезд и черных дыр, и научное сообщество в конечном счете оказалось готовым к тому, чтобы оценить роль Чандрасекара в создании важнейших инструментов исследования этих объектов.

Что касается тех профессиональных астрономов, которые серьезно размышляли над этим вопросом в начале 1930‐х гг., то вряд ли будет большой ошибкой сказать: большинство из них принимали сторону Эддингтона. Действительно, у всех, кому не нравилась эта концепция, было простое, хотя и неаргументированное решение неудобной проблемы теоретически полученных свойств звезды, превышающей предел массы Чандрасекара: выброс из нее вещества – постепенный или взрывной – мог привести к уменьшению массы до точки, где парадокса уже не существовало. Однако Чандра не был одинок в своих умозаключениях. В 1932 г. другой молодой исследователь, русский физик Лев Давидович Ландау пришел к аналогичным результатам, но более простым способом. Он показал, что у звезды есть еще одно возможное финальное состояние, еще меньшее, чем достигаемое белым карликом. Если силы отталкивания, обусловленные принципом запрета, будут порождаться не электронами, а протонами и нейтронами, то звезды могут быть еще меньше и плотнее. До появления на сцене нейтронным звездам оставалось сделать буквально один шаг.

Нейтронная звезда оказалась той сущностью, теоретическое представление о которой было получено задолго до нахождения чего-либо подобного в природе. Как мы увидим в следующей главе, это случилось только в 1960‐х гг. В 1934 г., всего лишь через два года после того как Джеймс Чедвик открыл нейтрон, Фриц Цвикки и Вальтер Бааде написали совместную работу, озаглавленную «Космические лучи от Сверхновой». Она завершалась предположением о том, что сверхновая представляет собой переход какой-либо обычной звезды в звезду, содержащую много нейтронов. Благодаря нейтронам, указали они, возможно достижение очень маленького радиуса и чрезвычайно высокой плотности и что, на деле, гравитационная энергия очень тесно упакованных ядер в холодной нейтронной звезде может стать очень большой. Вся звезда может уместиться в пределах радиуса 10 километров. (То есть в обычном наперстке окажется около девяноста миллионов тонн такого вещества.) Похоже, что эта почти случайно высказанная гипотеза прошла совершенно незамеченной, и, по всей видимости, ни Бааде, ни Цвикки не уделяли ей впоследствии никакого внимания.

Наиболее эффектным остатком сверхновой звезды является Крабовидная туманность – продукт взрыва сверхновой 1054 г. Удалось установить, что в центре этой туманности, открытой Джоном Бевисом из Оксфорда в 1731 г., находится необычная звезда. Бааде попросил своего друга Рудольфа Минковского получить ее спектр с помощью 100-дюймового телескопа, в результате чего удалось установить ее необычность в двух отношениях: у нее отсутствовали спектральные линии, и она была в десять раз горячее всех известных звезд. Почему Бааде не сопоставил эти результаты с гипотезой 1934 г., лучше всего объясняется тем фактом, что за прошедшее время он успел рассориться с Цвикки.

Нельзя сказать, что эти идеи занимали мысли многих астрономов, и Вторая мировая война, без сомнения, сыграла свою роль в промедлении с признанием наиболее выдающихся выводов Чандрасекара, но еще до начала войны в этом направлении было сделано одно крайне важное открытие. Американский физик Дж. Роберт Оппенгеймер до того, как стать сотрудником Калифорнийского технологического института и Калифорнийского университета в Беркли, обучался в Кембридже (Англия) (а Макс Борн в Гёттингене). Он возглавлял там группу, работающую над чрезвычайно широким спектром проблем в области квантовой электродинамики, ядерной физики и астрофизики, включая проблему критической массы звезд. В 1939 г. он и его сотрудник Г. М. Волков объявили о том, что звезды, превышающие предел Чандрасекара, действительно не останавливаются на стадии белого карлика, а продолжают сжиматься до тех пор, пока не превратятся в нейтронные звезды; а если их масса превышает 3,2 солнечной массы, то они становятся черными дырами (по современной терминологии). Сегодня этот новый предел обычно носит название предела Волкова – Оппенгеймера. Оппенгеймер и его группа, несомненно, продолжили бы работать в этом направлении, если бы не вмешательство войны; однако, как мы хорошо знаем, обстоятельства вынудили его уйти в Манхэттенский проект, что тоже имело взрывоопасные последствия, но уже другого сорта.

До 1960‐х гг. в решении этих проблем не удалось достигнуть никакого существенного прогресса, но затем стали сказываться последствия накопления эмпирических открытий. Были обнаружены высокоэнергетические явления, как в масштабах отдельных звезд, так и в масштабах галактик, которые, как казалось, требовали для своего объяснения черных дыр или нейтронных звезд. С помощью орбитальных телескопов удалось