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