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». 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.

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. 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. 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. 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. 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).

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.

 

Глава

10

Сверхновые звезды в небесах и на Земле

Вспоминая бурные времена в Кембридже после 11 января 1935 года, Чандра удивлялся, что он никогда не чувствовал себя раздавленным или униженным. «Я решил, что не нужно все время доказывать, что я прав, а другие нет. Я писал книгу, формулировал свои взгляды и хотел бы не думать больше об этом». Именно так он и поступил. Менее чем за год Чандра написал свою первую книгу о белых карликах «Введение в изучение строения звезд», но вдохновение его угасло после бешеной атаки Эддингтона.

Чандре очень хотелось заниматься белыми карликами, ведь еще многое было не ясно. К примеру, что может произойти, если они вращаются или пульсируют. Однако Чандра считал, что, придерживаясь своей точки зрения, он, по существу, воюет с ветряными мельницами. Эддингтон никогда не изменит своего решения. Поэтому Чандра решил забыть о белых карликах. Позже он опубликовал «Принципы звездной динамики» — элегантное, очень сложное математическое исследование, касающееся равновесия галактик и солнечных систем, в котором всячески избегал белых карликов.

В 1939 году за эту крайне интригующую тему взялся Гамов. Он решил использовать новую ядерную физику Бете, в которой анализировалось излучение звезд и поворотный момент в их эволюции, наступающий после полного сгорания топлива и последующего старения. Гамов разработал сценарий эволюции, который предполагал, что излучение стабильных звезд растет до тех пор, пока они не сожгут весь свой водород. Затем они сжимаются, их свет тускнеет, и в конце концов они превращаются в белых карликов, если их масса меньше критической. Те же звезды, масса которых превышает предел Чандрасекара, взрываются, образуя сверхновую звезду, и в конечном итоге превращаются в нейтронные звезды. Вслед за Бете он пришел к выводу, что источник излучения тяжелых звезд, таких как красные гиганты, не водород. Гамов предположил, что эти образования — молодые звезды и излучают они благодаря гравитационному сжатию частиц газа, из которых состоят. В конце концов они тоже начнут сжигать водород, как и звезды с меньшей массой, и взорвутся, образуя фрагменты белого карлика.

Чандра прекрасно ориентировался в проблемах, связанных со стабильностью звезд. Его сильной стороной было определение момента, с которого звезда начинает коллапсировать. Он заметил ошибку в доказательствах Гамова. Проблема была очень сложной, и Чандра решил еще раз обратить свое внимание на белых карликов. Теперь уж — в последний раз.

Миллиарды лет, в течение которых звезда находится в своем расцвете, она сжигает водород в ядре и преобразует его в гелий, оставляя гелиевую «золу». Водород в центре горит первым, потому что именно там его концентрация максимальна, да и температура выше. Эта фаза называется горение водородного ядра. Когда ядра атомов водорода (протоны) объединяются, в результате процесса синтеза получается гелий, при этом высвобождается энергия, а водородное ядро постепенно превращается в гелиевое.

Гамов сделал сильное предположение, что звезда сжигает весь свой водород, но, по мнению Чандры, это означало, что у нее становится все более тяжелое гелиевое ядро. Это его озадачило. Он решил разобраться в проблеме вместе с бразильским аспирантом Марио Шёнбергом, который знал ядерную физику звезд лучше, чем Чандра.

Чандра и Шёнберг хотели понять, действительно ли это новое гелиевое ядро может оставаться стабильным без коллапса и взрывов в течение всего процесса горения водорода. Они получили неожиданный результат: гелиевое ядро достигает максимальной массы не коллапсируя, когда сгорает лишь 10 процентов водорода. (Это вошло в науку как предел Чандры — Шёнберга.) Но что же происходит потом?

Если общая масса звезды ниже верхнего предела Чандры, она заканчивает свою жизнь как белый карлик. Если нет, тогда (вспомним Милна) звезда должна выбросить достаточное количество вещества, чтобы ее масса оказалась ниже верхнего предела, а затем, пройдя через серию вырожденных ядер, достигнуть полностью вырожденного состояния. Существует только один способ сделать это — взорваться, то есть стать сверхновой. До сих пор Чандра и Шёнберг не рассматривали возможность коллапса звезды. Они предположили, что каким-то образом она превратится в белого карлика.

Чандра и Шёнберг показали, что звезды не так долго находятся в стабильном состоянии, как все думали. Следующий вопрос заключался в том, чтобы определить промежуточный этап, после которого они начинают превращаться в белых карликов или нейтронные звезды. Для ответа на этот вопрос они обратили свое внимание на звезды в звездных скоплениях.

В некоторых областях межзвездного пространства, называемых «туманностями», присутствует достаточное количество вещества для образования звезд. Большинство звезд родилось в этих звездных «яслях» примерно в одно и то же время. Как обнаружил Стрёмгрен, состояние звезды определяется ее массой и содержанием водорода, а внешний вид изменяется по мере его сгорания. На основе теоретических открытий Чандры и Шёнберга астрофизикам удалось построить модели звезд, в которых предполагалось, что после достижения предела Чандры-Шёнберга, то есть когда сгорает 10 процентов водорода звезды, в ее жизни начинается новый эволюционный процесс.

Как только звезда достигает предела Чандры-Шёнберга, ядро гелия начинает остывать. Давление излучения уменьшается, и теперь уже гравитация доминирует в «перетягивании каната» двумя противостоящими силами. Это приводит к тому, что гелиевое ядро сжимается и снова нагревается до такой степени, что уже и водородная оболочка, окружающая ядро, начинает гореть. Огромный внешний слой звезды расширяется, и звезда превращается в красный гигант. Таким образом, красные гиганты — это звезды в заключительной стадии эволюции, а не молодые, как предполагал Гамов. Они в 10-100 раз больше Солнца — шириной около 160 миллионов километров (радиус орбиты Земли вокруг Солнца) и в 100-1000 раз ярче.

Наше Солнце имеет запас водорода еще на 10 миллиардов лет, после чего оно превратится в красный гигант, увеличится в 200 раз, поглотит, испарив, Венеру и Меркурий, уничтожит океаны и атмосферу Земли, сделав ее абсолютно непригодной для жизни, и сожжет атмосферы остальных планет.

В красных гигантах, образованных из звезд, не более чем в восемь раз превышающих массу Солнца, потоки вещества внешних, охлажденных слоев, слабо удерживаемых гравитацией, уносятся в пространство, так что масса этих звезд уменьшается. А гелиевое ядро продолжает сжиматься, пока его температура не превысит 100 миллионов градусов Кельвина. В этот момент происходит возгорание ядра, затем возникают повторные возгорания, образуется ядро из углерода и кислорода и происходит выброс огромного количества горячего светящегося газа. Все это создает ослепительно красивую картину планетарной туманности.

Оставшееся углеродно-кислородное ядро, поверхность которого покрыта тонким слоем из водорода и гелия, и есть белый карлик. Вырожденное давление электронов создает твердое ядро, масса которого недостаточна для гравитационного коллапса, то есть тут горение предотвращает коллапс. Белый карлик сжигает почти все свое топливо, затухает и сжимается под действием сил тяготения, нагревающих эту звезду. Она не коллапсирует, так как ее масса меньше предела Чандрасекара. Белый карлик остывает, углерод и кислород кристаллизуются, и это космическое чудо, алмаз в небесах, угасает.

Во время войны Чандра мог обсуждать проблемы астрофизики только со студентами (вернее, студентками — их не призывали в армию), так как почти все его коллеги-ученые работали на оборону. В 1944 году Чандра начал изучать перенос излучения. В этом процессе излучение проходит через атмосферу звезды, где оно сначала поглощается атомами, а затем испускается или рассеивается. Он наслаждался, снова используя достижения британской школы математической физики, включая работы таких великих деятелей XIX века, как лорд Рэлей и Джордж Стокс. Чандра вывел несколько уравнений и описал ряд эффектов, которые потом были названы его именем. К 1948 году он смог облечь теорию переноса излучения в математическое выражение, полное элегантности и красоты. Результаты этой работы он описал в книге «Перенос лучистой энергии». В эти же годы Чандра с удовольствием занимался преподавательской деятельностью и много ездил. В Южной Индии он носил длинные хлопчатобумажные рубашки, а в Кембридже одевался как истинный англичанин. Этот стиль он сохранил и в Йерксе: зимой — темный костюм, летом светло-серый (один оттенок цвета стали даже называть «серый Чандры»), белую рубашку и неяркий галстук. Студенты вспоминали, что его фразы всегда отличались отточенностью формы — он говорил как типичный англичанин. Но больше всего они запомнили, как он писал на доске. В его тонкой аристократической руке мел был подобен кисти художника, символы его уравнений выглядели на доске невероятно изящно. Лекции Чандры были настолько тщательно продуманы и логичны, что его ученики впоследствии использовали их конспекты при работе уже с собственными студентами. Он записывал всю цепочку решения задачи в мельчайших подробностях и крайне редко ошибался. Его можно было критиковать только за то, что он уделял слишком большое внимание математическим методам в ущерб физическому смыслу уравнений — недаром некоторые его коллеги говорили, что курс Чандры должен называться «Математические методы». Основным критерием отбора аспирантов у Чандры было хорошее знание математики. При этом все считали его превосходным преподавателем.

В 1945 году Струве попросил Чандру стать заместителем главного редактора «Astrophysical Journal». Чандра согласился, а в 1952 году занял пост главного редактора. Он всегда настаивал на ясности изложения, говоря: «Плохое предложение не может быть исправлено — оно не должно быть написано». В связи с работой в журнале ему приходилось ездить в Чикаго, в издательство. Обычно он брал с собой нескольких студентов и во время поездки обсуждал какие-либо астрофизические проблемы. Чандра говорил: «Мы встретимся в 6.00 утра, плюс-минус пятнадцать минут. — И с улыбкой добавлял: — Для меня плюс или минус. Для вас — плюс». Четверг и пятницу он проводил в Чикагском университете.

К концу 1940-х годов работы Чандры получили международное признание. Примерно в это же время у него возник серьезный контакт с физиками Чикагского университета. Отдел астрономии организовал там несколько курсов для студентов, которые собирались защищать диссертации в Йеркской обсерватории. Струве попросил Чандру читать на первом курсе лекции под названием «Вопросы теории звездных атмосфер». Этот курс стал легендарным благодаря истории, которую рассказал президент университета Джон Т. Уилсон, представляя Чандру студентам перед его лекцией в 1975 году. Чандре она настолько понравилась, что он никогда не уточнял, как было на самом деле. Итак, история эта такова. Дважды в неделю в течение семестра 1948/49 года Чандра проделывал трудный трехчасовой путь на своей машине от Йеркса до Чикагского университета, где читал курс по астрофизике двум студентам — Цзундао Ли и Чженьнину Янгу. Янг был ассистентом преподавателя на физическом факультете и только что закончил диссертацию под руководством Теллера, а Ли был аспирантом Ферми и занимался исследованием структуры белых карликов. Эта была единственная в истории группа, все участники которой стали лауреатами Нобелевской премии. Ли и Янг получили ее в 1957 году за важные открытия в физике элементарных частиц — они обнаружили, что природа различает левое и правое. Их профессору пришлось ждать своей премии еще двадцать шесть лет.

На самом деле, как рассказывал выдающийся астрофизик Дональд Остерброк, на курс к Чандре ходили несколько человек: Ли и Янг сидели в аудитории вместе с шестью студентами и самим Остерброком. Почти весь курс слушал бельгийский физик Марсель Шейн, занимавшийся исследованием космических лучей. Он был похож на известного профессионального борца по имени Ангел, поэтому все называли его «бельгийским ангелом». Он всегда сидел в первом ряду и неизменно засыпал, уронив голову на спинку стула и громко храпя. Чандра стоял прямо перед ним с выражением полного отвращения, но никогда не будил.

Для Чандры послевоенные годы были одним из самых счастливых периодов в его жизни. Но как писатель в поисках сюжета, он думал, чем заняться дальше после завершения работ по переносу излучения. Наконец в 1952 году он решил — следующей темой его исследований станет гидродинамическая и гидромагнитная стабильность, изучение перехода от нормального течения жидкости к сильно турбулентному, хаотичному потоку, например, как в джакузи, а также исследования условий создания магнитных полей с определенными характеристиками. Математика гидродинамических процессов очень сложна. Избранию темы этого нового для Чандры исследования способствовали контакты с университетскими физиками. Он уже далеко отошел от своих старых работ с белыми карликами. Помимо редакционных обязанностей в Чикаго, он посещал коллоквиумы на физическом факультете, где было много блестящих физиков, а также Институт ядерных исследований, возглавляемый Энрико Ферми.

Во время войны Ферми заинтересовался астрофизикой и захотел узнать о ней побольше. Он прослушал лекции Чандры и предложил ему поработать вместе. У Ферми был свой метод погружения в проблему: он любил поговорить с экспертами, а не углубляться в соответствующую литературу, а затем соотнести эти новые сведения со своими глубокими познаниями в физике. Казалось, Ферми относился к Чандре, по словам последнего, «как маэстро, получивший в подарок новое музыкальное произведение, которое он уверенно исполнит». Чандра и Ферми резко отличались друг от друга не только в подходе к решению физических задач. В своем безупречном костюме и галстуке Чандра держался сдержанно и официально, в то время как общительный, непосредственный Ферми частенько обедал вместе со студентами, поедая хотдоги в местной закусочной, и ходил с засученными рукавами и без галстука. Невысокий и коренастый, улыбчивый, с легкими итальянскими манерами, он был очень популярен среди университетской публики. Казалось, ему все удается легко, играючи. У него был природный дар — он умел понять общую картину и сделать почти все выводы на основании простых уравнений. Книжные шкафы ученых обычно заполнены всевозможной литературой, а у Ферми в кабинете была только одна книга — таблицы интегралов.

В 1953 году Чандра и Ферми написали две статьи по магнитным полям в спиральных галактиках. Это было поистине блестящее сотрудничество. Сильная сторона Чандры заключалась в способности терпеливо искать элегантные математические методы для решения задачи. А Ферми, наоборот, математика мало волновала, зато он глубоко чувствовал физику явлений. Их первая статья была написана в основном Ферми и содержала лишь несколько уравнений. Во второй, написанной Чандрой, было множество уравнений и очень мало слов.

Между тем атмосфера в Йерксе стала ухудшаться. С самого начала своей работы здесь Чандра испытывал антипатию к Струве. Впоследствии Чандра считал, что в Йерксе к нему относились несправедливо. Он обнаружил, что Койпер и Стрёмгрен были приняты на работу в качестве доцентов, а он просто как научный сотрудник. Им повысили зарплату и предоставили постоянную должность на следующий год, в то время как Струве назначил Чандру доцентом и без увеличения заработной платы. Прошло шесть лет, прежде чем он получил статус адъюнкт-профессора, а полным профессором стал только в 1944 году. Оказалось, что у Струве был повод для приглашения Чандры на невысокую должность. Дабы Йеркс стал первоклассной астрономической обсерваторией, Струве нужны были талантливые молодые сотрудники, независимо от их гражданства. Но чтобы пригласить Чандру, ему пришлось бороться с глубоко укоренившимися расовыми предрассудками. Они были очень сильны в Чикаго и в Чикагском университете. Им были не чужды многие ведущие сотрудники, в частности Генри Дж. Гейл, декан физического факультета, и Гилберт Эймс Блисс, знаменитый математик и глава математического факультета. Оба были настроены решительно против нового коллеги, темнокожего индийца. Однако математической группе, выполнявшей работу для Струве, все труднее было справляться со своими задачами. И тогда Струве пренебрег мнением титулованных коллег и настоял, чтобы Роберт Мейнард Хатчинс, президент университета, поддержал его решение о принятии Чандры. Это разъярило Гейла. Он заставил Струве дать обещание, что Чандра никогда не появится на территории кампуса Чикагского университета, но Струве проигнорировал и это. Гейл вышел в отставку в 1940 году, а других профессоров национальная принадлежность Чандры не раздражала.

Белых Койпера и Стрёмгрена американские астрономы знали намного лучше, чем Чандру, и ничто не препятствовало их профессиональному росту. Поэтому-то для Струве было легко добиться их приглашения на работу в обсерваторию и дать им место доцентов, более высокое, чем то, что было предложено Чандре.

Рассел и Шепли предупреждали Чандру о том, что в Чикаго сильны расовые ограничения, и советовали ему принять предложение Гарварда. Шепли опасался, что радикальные политические взгляды Чандры будут неприемлемы в достаточно консервативной атмосфере Чикаго. Зная о визите Чандры в Россию в 1934 году, Шепли даже предупреждал Струве о том, что Чандре близки коммунистические воззрения. Многие люди воспринимали острую реакцию Чандры на расизм в Англии по отношению к индийцам как проявление его радикализма. Но Хатчинс, человек чрезвычайно либеральных политических взглядов, ясно дал понять Струве, что Чандра представляет интерес для университета как блестящий специалист. Высокий и красивый, Хатчинс был прирожденным харизматическим лидером. Он стал президентом университета в 1929 году, когда ему было всего 30 лет. Несмотря на молодость, он уже проявил себя как энергичный администратор в должности декана юридической школы в Йельском университете. Он находился на посту президента Чикагского университета до 1945 года, а затем был ректором — до своей отставки в 1951 году. Университет стал одним из лучших учебных заведений мира во многом благодаря ему.

Чандра узнал о благородной позиции Хатчинса только в 1960-х. В то время поднялась волна протеста против расовой сегрегации, и в своей публичной лекции Хатчинс с прискорбием признал, что даже в священных залах университета не обошлось без расизма. Он привел два таких позорных случая, произошедшие в Чикагском университете в пору его президентства. И один из них — когда глава одного научного департамента был против назначения астронома-теоретика, так как тот был индийцем и темнокожим. Это выступление всколыхнуло всю страну.

Чандра и Хатчинс поддерживали тесный контакт на протяжении многих лет. Когда Хатчинс объявил о своем уходе, Чандра написал ему, что «его отставка — большая беда для университета». Хатчинс ответил: «Мой уход — отнюдь не катастрофа. Вы это увидите. И я очень горжусь, что когда-то помог Вам получить тут работу». На торжественном собрании, устроенном по случаю отставки, все студенты стремились пожать Хатчинсу руку. Редкий президент университета мог похвастаться такой популярностью…

В 1946 году Чандре предложили должность профессора в Принстоне в качестве преемника Рассела с зарплатой в два раза больше, чем в Чикаго, и он с готовностью согласился. Однако Хатчинс уговорил его тогда остаться. Быть преемником такого человека, как Рассел, — большая честь, но правильнее начать свою собственную исследовательскую программу, а не продолжать чужую. Чтобы проиллюстрировать свою мысль, он попросил Чандру назвать преемника лорда Кельвина в Университете Глазго. Чандра не смог этого сделать. А потом Хатчинс предложил Чандре должность профессора с зарплатой, сопоставимой с той, что ему предложили в Принстоне. Шесть лет спустя его повысили еще раз.

В 1951 году Ферми предложил Чандре оставить Йеркскую обсерваторию и работать на физическом факультете Чикагского университета. В последующие годы Чандра лишь изредка преподавал в Йерксе. Его научные интересы уже были далеки от астрофизики. В 1959 году Чандрасекар снял дом недалеко от университета, куда окончательно переехал с Лалитой из Йеркса. После внештатной работы на физическом факультете в течение двенадцати лет, Чандра наконец — в 1964 году — стал официальным сотрудником университета. В том же году они с Лалитой купили квартиру в городе.

Ферми хотел, чтобы Чандра работал и в Институте ядерных исследований, хоть и связанном с физическим факультетом, но достаточно самостоятельном заведении. Его сотрудники проводили различные конференции, сначала ограничиваясь химией и физикой, затем круг проблем расширился до астрофизики, астрономии, геофизики и математики. Ферми собрал в своем институте большое число талантливых людей. Позже сюда приехали и многие выдающиеся ученые из Лос-Аламоса. Тут трудились несколько нобелевских лауреатов: сам Ферми, который получил Нобелевскую премию еще в 1938 году, а также три других нобелевских лауреата: Мария Гепперт-Майер, Гарольд Клейтон Юри и Уиллард Франк Либби. После смерти Э. Ферми в 1954 году институту было присвоено его имя.

Роджер Хильдебранд, тогда еще молодой сотрудник, вспоминал пятидесятые годы как золотой век чикагской науки: в институте «был энтузиазм, страсть к познанию, ни грамма снобизма, обсуждался весь спектр физической науки, все было интересно». Особой популярностью у институтской публики пользовались четверговые семинары под руководством Грегора Вентцеля. Физик немецкого происхождения Грегор Вентцель работал в университете с 1948 года, и его профессиональная репутация была безупречной. После завершения диссертации под руководством Зоммерфельда, он сотрудничал с Гейзенбергом и Паули и получил важные результаты в физике элементарных частиц. Чандра очень с ним подружился — настолько, что даже разрешал Вентцелю курить в его присутствии огромные сигары.

У каждого из институтских светил было свое личное кресло в семинарском зале. Если кто-нибудь, не дай бог, случайно садился на одно из них, то «владелец» вставал рядом и начинал пристально смотреть на сидящего. Это приводило в смятение юных сотрудников. Когда наступало затишье в обсуждении, Вентцель мог обратиться к одному из молодых ученых и спросить: «Ну и что ты думаешь об этом выступлении?» Хильдебранд вспоминал: «В этом случае, черт побери, обязательно надо было сказать что-нибудь хорошее, а не то вам бы не поздоровилось!»

В 1949 году Эдвард Теллер, старый друг Чандры, покинул Чикаго и вернулся к оборонным работам в Лос-Аламосе. Так получилось, что новая область интересов Чандры — гидродинамическая и гидромагнитная устойчивость, а также его репутация в области переноса излучения — оказались как никогда актуальными для создания нового оружия, бомбы настолько мощной, что по сравнению с ней те, что были сброшены на Японию, выглядели лишь пиротехническими игрушками. Этим новым оружием была водородная бомба, и для ее разработки требовалось знание физики звезд. Теллер решил привлечь Чандру к этому проекту.

Взрывы атомной, а тем более водородной бомбы подобны взрыву звезды, при котором происходит интенсивное излучение. Если оно сразу же вырвется наружу, то звезда сгорит очень быстро, а если процесс излучения заторможен, звезда взорвется преждевременно. Таким же образом, при разработке водородной бомбы важно было задержать излучение, чтобы инициировать почти все ядерное топливо, а затем позволить излучению выйти как можно быстрее. Вот почему изучение условий создания стабильного потока излучения и сопротивления среды, через которую оно проходит, очень важно и для разработки бомб, и для исследования звезд. Гидродинамическая и гидромагнитная устойчивость — необходимое условие для создания бомб, важнейшее при исследовании возникновения ударных волн и их использования для сжатия вещества. Познания Чандры в этой области оказались крайне полезными.

Еще в 1934 году, в Риме, Ферми задумывался о возможности получения радиоактивных элементов при бомбардировке нерадиоактивных элементов нейтронами. Одноименно заряженные частицы отталкиваются, поэтому положительно заряженные частицы с трудом проникают в ядра. До открытия нейтрона для обстрела ядер использовались альфа-частицы (ядра атомов гелия), состоящие из двух протонов и двух нейтронов и имеющие положительный заряд. Однако ядра тяжелых элементов содержат множество протонов и имеют огромный положительный заряд, так что альфа-частицы должны иметь очень большую энергию, чтобы проникнуть в ядро. Зато нейтроны не имеют электрического заряда, а потому они — идеальные «снаряды» для бомбардировки атомов и проникновения непосредственно в их ядра.

И тогда — это был вполне логический шаг — Ферми решил понять, что случится с радиоактивным элементом ураном, если подвергнуть его нейтронной бомбардировке. Как же он был изумлен, когда оказалось, что в результате экспериментов он получил элементы тяжелее урана, самого тяжелого из всех, существующих на Земле! Новые элементы были высокорадиоактивны и распадались на стабильные, более легкие элементы в течение времени от нескольких минут до нескольких миллионов лет, и именно поэтому на Земле они не встречались. В 1938 году Ферми получил Нобелевскую премию за создание радиоактивных элементов с помощью нейтронов и обнаружение элементов тяжелее урана. Ферми был выдающимся и экспериментатором, и теоретиком, что невероятно редко для современной науки.

Эксперименты Ферми привели к потрясающему открытию. Это случилось, когда мир уже стоял на пороге войны. Изучая результаты, полученные великим итальянским ученым, некоторые немецкие физики поняли, что он не просто создал новый элемент, а сумел расщепить ядро атома урана. Как только нейтрон влетает в ядро урана, состоящее из 146 нейтронов и 92 протонов, оно тут же начинает, пытаясь выгнать «нарушителя спокойствия», вибрировать, дрожать, как капля воды. Сначала оно вытягивается и принимает форму гантели, а затем распадается на две части, как амеба при делении. Это и есть процесс деления ядер, и происходит он в ничтожную долю секунды. При распаде ядра урана возникает два элемента — барий и криптон. Общая масса новых частиц, однако, немного меньше, чем у нейтрона плюс атом урана. Этот «дефект массы» превращается в энергию, как и предсказано в уравнении Эйнштейна E = mc2. Незначительное количество недостающей массы умножается на огромное число — квадрат скорости света (300000×300000), что приводит к выделению колоссального количества энергии. Два новых элемента, барий и криптон, получаются радиоактивными. В результате деления урана появляется не менее двух нейтронов, которые затем могут столкнуться с другими ядрами урана, что ведет к неконтролируемой цепной реакции и взрыву. Но чтобы это произошло, необходима критическая масса урана — примерно 10 килограммов, если же его будет меньше, взрыва не получится.

Узнав о расщеплении атома, великий датский физик Нильс Бор сразу понял, какие ужасающие последствия может вызвать огромное количество энергии, выделяемое при взрыве. Вероятно, он вспомнил изобретателя динамита Альфреда Нобеля, который надеялся, что динамит будет использоваться исключительно в мирных целях, но… Как и в случае с динамитом, думал Бор, кто-нибудь наверняка придумает, и очень скоро, как применить расщепление ядра для создания нового, смертельного оружия.

В сентябре 1941 года Теллер, сидя в кабинете Ферми в нью-йоркском Колумбийском университете, горячо обсуждал с итальянским ученым возможность создания атомной бомбы. Теллер считал, что атомная бомба будет иметь ограниченную мощность, так как критическая масса создает верхний предел для количества ядерного топлива. Чем мощнее устройство, тем быстрее оно взорвется. Максимальная взрывная мощность атомной бомбы — около 1 мегатонны в тротиловом эквиваленте, а ведь даже чайная ложка тротила способна вызвать огромные разрушения. Ферми предположил, что атомную бомбу можно использовать для создания температуры, необходимой для начала процесса слияния атомов водорода — термоядерной реакции, что позволит сделать водородную (термоядерную) бомбу. Такая бомба — модель эволюции звезд, потому что именно слияние атомов водорода является источником их энергии. В отличие от атомной, для термоядерной бомбы не существует критической массы и, следовательно, нет верхнего предела мощности. Как огонь в камине, она горит тем ярче, чем больше топлива. И взрывная ее сила ничем не ограничена.

Сначала Теллер в это не поверил. Но год спустя, когда разработка атомной бомбы была уже в полном разгаре, он вспомнил об идее Ферми. Первоначальные расчеты показали, что атомная бомба может создавать температуру до 10 миллионов градусов, а из данных о физике звезд Теллер знал, что этого достаточно для реакции термоядерного синтеза. По сравнению с атомной бомбой топливо для термоядерной бомбы стоило гроши. Стоимость дейтерия, извлеченного из воды, — несколько пенсов за грамм, в то время как изотоп урана, необходимый для деления ядер, чрезвычайно дорог. Термоядерную бомбу немедленно назвали «супербомбой». «Это страшная вещь», — такова была первая реакция Бете. Для Теллера супербомба стала навязчивой идеей. «Что-то изменилось в нем после того, как он присоединился к Лос-Аламосскому проекту», — вспоминал его старый друг Гамов.

Теллер появился в Лос-Аламосе в апреле 1943 года, и тут же там возникли проблемы. Сначала Теллер был оскорблен тем, что Оппенгеймер назначил руководителем теоретического отдела Бете, а не его. Группа Теллера решала только задачу создания атомной бомбы, в которой расщепляющийся уран сжимался в процессе, называемом имплозией (взрывом, направленным внутрь), и не занималась супербомбой. Толмен предположил, что делящееся вещество с массой чуть ниже критической тоже может взорваться, если его достаточно сильно сжать и вызвать цепную реакцию. Для создания имплозии ученые поместили химическое взрывчатое вещество внутрь полой сферы вокруг содержащегося в центре делящегося вещества и взорвали его. В результате серия концентрических ударных волн, движущихся внутрь, сдавливала делящийся материал, пока он не становился достаточно плотным для начала цепной реакции. Все это было невероятно интересно, но сердце Теллера было по-прежнему отдано водородной бомбе, а не атомной, и потому он постоянно пребывал в дурном настроении. Однако Оппенгеймер не собирался терять такого креативного человека, как Теллер. В 1944 году он все же разрешил ему начать работу над супербомбой.

Создавая атомную бомбу, ученые проделали множество экспериментов, чтобы определить возможности каждой конкретной конструкции. Но для водородной бомбы необходимо было создать особую атомную бомбу, которая подожгла бы ее, — такой эксперимент был невозможен. Математические модели — это все, что Теллер и его группа были в состоянии сделать. По этим моделям можно было рассчитать идеальную конфигурацию атомной бомбы и материалов, которые создадут температуру, необходимую для начала термоядерной реакции. Но эти расчеты оказались слишком сложны для механических счетных машин, предоставляемых IBM во время войны. В 1945 году в Пенсильванском университете была построена ЭНИАК, по тем временам самая быстрая в мире электронно-вычислительная машина, кое-как она справлялась с расчетами. А вскоре и она устарела, а потому в 1949-м была заменена ЭВМ МАНИАК. Еще одну вычислительную машину построили в Институте перспективных исследований в Принстоне, на основе идей физика Джона Арчибальда Уилера. Ветеран Манхэттенского проекта и один из его ведущих ученых, Уилер был недоволен темпом работ над супербомбой в Лос-Аламосе. Он написал главе департамента физики в Принстоне, что «термоядерные исследования включают в себя исследования в областях, являющихся сильной стороной Принстона, — ядерной и атомной физики, астрофизики и гидродинамики». Так Принстон стал вторым центром разработки водородной бомбы.

Несмотря на свои крайне правые антикоммунистические взгляды и высокомерное поведение, Уилер был одним из самых выдающихся физиков того времени. Он провел большую часть войны в Хэнфорде, штат Вашингтон, занимаясь реакторами по производству плутония — расщепляющегося вещества, альтернативного урану-235.

В январе 1939 года Бор приехал в Нью-Йорк, встретился с Уилером, работы которого хорошо знал, и сразу же предложил ему заняться исследованиями в новой области — делении ядер, изучить это явление и понять пути его использования.

Уилер, как и Теллер, считал, что крайне важно приступить к следующему этапу развития ядерного вооружения — созданию супербомбы. Главным их оппонентом был Оппенгеймер, который не хотел давать санкцию на разработку бомбы более мощной, чем атомная. Как председатель генерального консультативного комитета Комиссии по атомной энергии США, он обладал огромным влиянием. Его отношения с Теллером становились все более напряженными.

Теллер хотел сразу же начать с мегатонной бомбы, которая затмит все эти атомные карлики, сброшенные на Хиросиму и Нагасаки. Для расчета параметров классической супербомбы Теллера — атомной бомбы, присоединенной к одному концу трубы с жидким дейтерием, была использована вычислительная машина ЭНИАК. Тепло от деления при взрыве бомбы должно двигаться вниз по трубе, вызывая реакцию синтеза дейтерия; расчетная мощность такой бомбы составляла 10 мегатонн. (На Хиросиму была сброшена бомба «Малыш» с эквивалентом 20 тысяч тонн тротила.) Другой конструкцией Теллера была полусферическая бомба с концентрическими оболочками из дейтерия и веществ, способных к ядерному делению. Он назвал ее «Будильник», так как она должна была разбудить весь мир. Но предварительные расчеты Теллера показали, что эта бомба не получится очень мощной, и он оставил этот проект.

29 августа 1949 года Советский Союз провел успешные испытания своей атомной бомбы, известной на Западе под названием «Джо № 1». Это была почти точная копия бомбы «Толстяк», сброшенной на Нагасаки, в которой использовался механизм имплозии, взрыва, направленного внутрь. Русские узнали о конструкции бомбы благодаря Клаусу Фуксу, тридцативосьмилетнему немецкому ученому-эмигранту, который приехал в Лос-Аламос в 1942 году. Там он занимал должность столь важную, что имел доступ к особо секретной информации, которую и передавал в СССР. По иронии судьбы Фукс вошел в состав группы разработки имплозии вместо Теллера. 23 сентября президент Гарри Трумэн сделал краткое публичное заявление: «Мы имеем достоверные сведения, что в течение последних недель в СССР был произведен атомный взрыв». С монополией США на ядерное оружие было покончено — об этом трубили все газеты мира. В США поднялась паника. Какой должна быть реакция американских властей? Официальная дискуссия была проведена в обстановке высокой секретности. Часть научного сообщества согласилась с членами Комиссии по атомной энергии США — было ясно, что Советский Союз будет создавать супербомбы и попытается сделать это раньше всех. Внезапно ситуация резко изменилась. Создание супербомбы стало одной из самых главных задач американских ученых.

Большинство в комитете конгресса под председательством Оппенгеймера выступало против участия в гонке вооружений. Но влиятельные и красноречивые Теллер и Гамов поддержали создание супербомбы. Обсуждение этого вопроса, в котором участвовали известные конгрессмены и сенаторы, длилось целый день. Чашу весов склонило то, что Фукс знал детали теллеровской конструкции супербомбы, в частности «Будильника». 31 января 1950 года Трумэн объявил миру, что Соединенные Штаты приступили к реализации проекта по созданию водородной бомбы. Гонка ядерных вооружений началась. Теллер предложил Оппенгеймеру участвовать в работах по супербомбе, но тот наотрез отказался. Оппенгеймер был уверен, что советские ученые не почерпнут ничего полезного из информации Фукса, поскольку расчеты показали: классическая супербомба Теллера — неудачный вариант. Ее разработчики зашли в тупик, и Оппенгеймер утверждал, что она — миф.

Но в декабре 1950 года математика Станислава Улама посетило вдохновение. Он работал в лос-аламосской группе Теллера над супербомбой с 1943 года. Родившийся в 1909 году в польском городе Лембурге (сейчас это — украинский Львов), Улам был ярким представителем довоенной польской математической школы. Кандидатскую диссертацию он написал под руководством всемирно известного Стефана Банаха. Смуглый, с прекрасными манерами, неизменно элегантный, Улам казался невероятно уверенным в себе человеком. В Лос-Аламосе все вскоре стали называть его Стэном. В 1934 году, чувствуя близость нацистского нападения, Улам начал поиск зарубежных научных контактов. Путешествуя по Европе, он остановился в Кембридже, где знакомство с Эддингтоном и Чандрой произвело на него огромное впечатление. Позднее Улам и Чандра встретились снова, в Лос-Аламосе, когда Чандра был консультантом по теории турбулентности и по другим гидродинамическим проблемам. Однажды Улам вдруг понял, что ключом к решению проблемы супербомбы был бы направленный внутрь взрыв, точно такой, какой предсказывал Чандра для белых карликов, а впоследствии Оппенгеймер и Снайдер. Улам предположил, что при взрыве атомной бомбы возникнет поток нейтронов, который создаст ударную волну. Для ее формирования атомная бомба (первая ступень) должна быть отделена от термоядерного топлива (второй ступени). Улам рассказал Теллеру о своей идее в конце января 1951 года. И тот почти сразу понял, что Улам натолкнулся на нечто совершенно новое. Атомная бомба создаст не только поток нейтронов, но и мощное рентгеновское излучение. Теллер хорошо знал, что очень трудно сфокусировать ударную волну нейтронов для сжатия термоядерного топлива, зато рентгеновское излучение может быть сфокусировано, кроме того, оно достигнет второй ступени раньше нейтронов, потому что электромагнитная волна движется быстрее, чем любая частица, имеющая массу. Теллер и Улам предложили использовать для сжатия второй ступени излучение. Так возникла схема Теллера — Улама — базовая конструкция для всех термоядерных бомб. Детали ее до сих пор засекречены, но общая идея заключается в том, что атомная бомба при взрыве генерирует рентгеновские лучи, которые используются для сжатия термоядерного топлива и начала термоядерной реакции (синтеза водорода). В результате возникает мощный взрыв, как и в случае со звездой, сжатой под действием силы тяжести. Схема казалась вполне реальной, и нужно было действовать быстрее, так как русские наверняка тоже не дремали. Даже Оппенгеймер, который был откровенно против производства водородных бомб, признал, что схема Теллера-Улама — «техническая конфетка».

В 1952 году работа над созданием бомбы в основном была завершена. Испытания прошли 1 ноября на острове Элугелаб атолла Эниветок, в 4600 км к западу от Гавайских островов. Мощность бомбы, которую назвали «Майк», оказалась больше, чем все предполагали, — около 10 мегатонн. При взрыве появился огненный шар более пяти километров в поперечнике, способный полностью разрушить Нью-Йорк, изжарив большинство его жителей и разорвав остальных на куски. В миллиардную долю секунды в огненной сфере «Майка» возникли все элементы, которые встречаются во Вселенной, а также искусственные. Зато Элугелаб исчез полностью. Но осталась одна проблема: «Майк» еще не был оружием, так как отсутствовал кожух для упаковки компонентов бомбы, находившихся в огромном холодильнике. Вся бомба, точнее, некое огромное устройство, весила 65 тонн. Два года спустя было сделано так, что ее уже можно было перевозить на самолете. Новую бомбу — «Браво» — испытали в марте 1954 года. Взрыв получился еще мощнее — 15 мегатонн, и вызвал появление огненного облака диаметром более 7 километров.

Тем временем в Советском Союзе физики работали над созданием своей атомной бомбы. «Оставь физиков в покое. Мы всегда сможем расстрелять их позже», — говорил Иосиф Сталин главе НКВД Лаврентию Берия, директору ГУЛАГа и организатору чисток, во время которых погибли сотни тысяч невинных граждан. И наверняка советские физики тоже были бы репрессированы, но Сталин понял, что ученые ему очень пригодятся в будущих столкновениях с Западом. Он потребовал немедленных результатов по разработке нового оружия. Берия сам следил за ходом создания бомбы. Первая атомная бомба, созданная в СССР, была копией плутониевой бомбы «Толстяк», конструкцию которой передал СССР Клаус Фукс. Далее советские ученые попытались создать водородную бомбу по образцу теллеровской супербомбы. Работы шли в закрытом научном центре, в городе Сарове в 400 километрах к востоку от Москвы, известном как Арзамас-16 или «Лос-Арзамас».

Ведущими советскими учеными, которые занимались разработкой ядерного оружия, были Андрей Дмитриевич Сахаров и Яков Борисович Зельдович. Как Гамов и Теллер, внешне они очень отличались друг от друга. Сахаров был высоким и худым, всегда в черном, погруженный в себя. Его научные исследования прервала Вторая мировая война. Только в 1947 году в 27 лет он защитил диссертацию — по ядерной физике — и был немедленно введен в команду, изучавшую возможность создания ядерного оружия, которую возглавлял с Зельдовичем.

Это был человек могучего телосложения, смуглолицый, с коротко остриженными волосами и высоко поднятой головой. Он обладал очень уверенным и напористым характером, благодаря чему возникало ощущение, что он гораздо выше ростом, чем на самом деле. Зельдович был фанатом спорта. В ходе обсуждения астрофизических проблем он мог вдруг предложить коллегам парочку физических упражнений. Спортзал в Москве было не так легко найти, поэтому Зельдович придумывал такие развлечения, как игра с набивным мячиком в подъезде жилого дома. Смелый, остроумный и дерзкий, он был душой любой компании и любимцем женщин.

Он окончил школу в 1929 году, в возрасте 15 лет, и устроился на работу лаборантом. В 1931 году он как-то пришел в знаменитый Физико-технический институт в Ленинграде. Профессора были поражены глубиной знаний молодого человека и пригласили его на работу в институт. В течение следующих десяти лет, еще будучи студентом, он читал лекции в институте о последних достижениях квантовой физики. В 1934 году он стал аспирантом в Институте химической физики, в 1936 году защитил кандидатскую диссертацию, а в 1939-м — докторскую. Это было поразительно, ведь Зельдович был по сути самоучкой! Он многое сделал в науке, а его блестящие работы по ударным волнам, газовой динамике и ее применению к взрывам не потеряли свою актуальность до сих пор.

В июне 1941 года, в начале Великой Отечественной войны, Зельдович занимался цепными реакциями в уране, но вскоре вернулся к работе с обычными взрывчатыми веществами. Он сыграл важную роль в создании знаменитых ракет, легендарных «катюш», наводивших ужас на немцев. В 1943 году советское правительство решило приступить к разработке собственного ядерного оружия. Я. Б. Зельдович возглавил одну из нескольких конкурирующих проектных групп. Часть исследований проводилась в университетах, в частности в Московском государственном университете, где работал Ландау. Команде Сахарова поначалу поручили проверять и уточнять расчеты Зельдовича. Такая второстепенная роль возмущала молодых физиков.

Если первая русская атомная бомба была создана благодаря Фуксу, то первую водородную бомбу в СССР, похожую на «Будильник» Теллера, советские физики сделали уже сами. Ее испытания прошли 12 августа 1953 года на Семипалатинском полигоне. Мощность бомбы оказалась равной 0,4 мегатонны — всего лишь в десять раз больше, чем американские атомные бомбы, сброшенные на Японию. Этого было мало. И тогда ученые стали искать конструктивные решения для создания высокоэффективной бомбы, способной конкурировать с «Майком».

В те годы Зельдович параллельно занимался физикой элементарных частиц и астрофизикой. Работая с ним, Сахаров прочитал массу статей по газовой динамике и астрофизике и понял, что физика звезд и физика ядерного взрыва имеют много общего. Сахаров читал статьи по коллапсу звезд, написанные ведущим теоретиком Советского Союза Львом Ландау, который в 1932 году независимо от Чандры открыл верхний предел для масс стабильных белых карликов, а в 1938 году рассчитал минимальную массу, необходимую для образования нейтронного ядра внутри звезды.

В 1934 году на лекции Чандры в Пулковской обсерватории в Ленинграде Зельдович впервые услышал о взрывах звезд и о том, что звезды могут коллапсировать. Уилер вспоминал, как работающие над имплозией ученые стали искать «астрономические технологии». И в Лос-Аламосе и в «Лос-Арзамасе» всем было ясно, что высокая температура, возникающая при термоядерных реакциях, привела к развитию физики высоких давлений и высоких температур.

Весной 1954 года А. Д. Сахаров и Я. Б. Зельдович наконец-то полностью разобрались с конструкцией Теллера — Улама. Благодаря советским высокоскоростным компьютерам работа шла очень быстро. 22 ноября 1955 года в Советском Союзе прошли испытания бомбы, которую уже можно было перевозить. Она имела мощность 1,6 мегатонны. Надо сказать, что мощность бомб постоянно наращивалась, и 30 октября 1961 года была взорвана 50-мегатонная бомба, получившая название «Царь-бомба». Она и по сей день остается мощнейшим ядерным оружием, когда-либо взорванным на Земле.

Пара Сахаров-Зельдович во многом походила на пару Улам-Теллер. Улам и Сахаров интересовались вычислительными аспектами физики, а Теллер и Зельдович более полагались на интуицию и старались избегать детальных расчетов. «Зельдович видел решение многих проблем без долгих расчетов», — вспоминает его бывший студент и сотрудник Сергей Блинников.

В 1962 году Ландау попал в автомобильную катастрофу, после которой уже не мог полноценно работать, и Я. Б. Зельдович стал бесспорным лидером советской теоретической физики. Он был автором десятков книг и статей. Стивен Хокинг, один из самых знаменитых в мире ученых-астрофизиков, встретив Зельдовича, был поражен, узнав, что это — один человек; на Западе считалось, что под его именем работает группа авторов, иначе как можно было объяснить такую феноменальную производительность труда? В знак признания научных достижений и вклада в советскую атомную программу Я. Б. Зельдович был удостоен звания лауреата Ленинской премии и трижды — Героя Социалистического Труда.

Принимавшие участие в военных исследованиях ученые никогда не забывали полученных уроков. Возьмем, к примеру, Роберта Кристи. Его вклад в разработку бомбы, сброшенной на Нагасаки, настолько велик, что ее часто называют «Устройство Кристи». Во время отпуска (он работал в Калифорнийском технологическом институте) в 1960 году Кристи решил «узнать что-нибудь о звездах» в Принстоне. И понял, что «математический подход в науке о звездах очень похож на тот, что мы разрабатывали в Лос-Аламосе во время войны. Я подумал, что теорию направленного внутрь взрыва, используемого в атомных бомбах, можно применить к определенным видам переменных звезд». Он восхищался работами Эддингтона и решил дополнительно изучить механизм, объясняющий свойства цефеид — переменных звезд. «Я всегда считал Эддингтона физиком, — писал он, — но на самом деле он великий астрофизик». Кристи был в восторге, когда Королевское астрономическое общество присудило ему за вклад в науку медаль имени Эддингтона.

Уилер также в полной мере осознавал тесную связь между бомбами и звездами. В начале 1950-х годов, воспользовавшись возможностями компьютера МАНИАК, он намеревался не больше не меньше как решить фундаментальную проблему физики — «судьбу больших масс материи». Он решил выяснить, что происходит с очень холодной материей. Под «холодной материей» он подразумевал ядро сгоревшей звезды, отдавшее последние остатки энергии. Уилер написал уравнения состояния для холодного вещества, учитывающие большие изменения плотности, принципы общей теории относительности и все, что было тогда известно о ядерных силах. Уилер участвовал в разработке атомных и водородных бомб и занимался исследованиями в области ядерной физики вместе с Бором (в конце 1930-х годов). Это дало ему возможность рассмотреть поведение вещества в широких интервалах температур и давлений. С ним работали два аспиранта — Б. Кент Харрисон и Масами Вакано. Они ввели в свои уравнения состояния данные о практически всех известных звездах. МАНИАК позволил им провести детальное исследование эволюции большого количества звезд, что без компьютера было бы невозможно. И Уилеру и его команде удалось получить поистине удивительные результаты. Стало ясно, что звезды с массой меньше предела Чандрасекара превратятся в белые карлики; сгоревшие звезды с большей массой будут продолжать сжиматься, пока не станут нейтронными звездами. Никаких промежуточных вариантов не оказалось.

Харрисон, Вакано и Уилер первыми занялись детальным исследованием эволюции звезд с массой более чем в восемь раз больше массы Солнца. (Их результаты используются и сегодня.) Большая гравитация такой массивной звезды создает гораздо более высокую температуру, чем внутри Солнца, и для сжигания водорода понадобится гораздо меньше времени — около 10 миллионов лет, после чего звезда начинает угасать. Первое, гелиевое, ядро охлаждается, начинает сжиматься, и под давлением гравитации температура поднимается снова до величины, при которой начинает выгорать гелий. Еще через миллион лет гелий выгорит, в результате чего образуется углеродное ядро, окруженное слоями водородного и гелиевого «пепла». Оно, в свою очередь, начинает охлаждаться, а затем сжиматься, температура поднимается, и ядро вновь воспламеняется — процесс повторяется снова и снова, все быстрее и быстрее, а более тяжелые элементы будут сгорать быстрее, потому что они более стабильны, но этот процесс будет порождать гораздо меньше энергии, чем предыдущие. Неоновое ядро сгорает за год, кислородное — за шесть месяцев, а кремниевое — за день. Звезда, масса которой в начале эволюции в восемнадцать раз больше массы Солнца, превращается в луковичную структуру, состоящую из слоев различных элементов.

Кремний — последний сгорающий элемент в звездном ядре. После его сгорания получается железное ядро, так как железо — это элемент с наиболее стабильным ядром. Для железа процесс синтеза или деления возможен, только если существует приток энергии. Образование железного ядра означает начало угасания массивной звезды. В этот момент его температура составляет миллион градусов Кельвина, а плотность равна 10 миллионов граммов на кубический сантиметр. Если рассмотреть «луковичную модель», то оказывается, что диаметр слоя «золы» кремния составляет 6400 километров, что в два раза больше Луны и в 50 миллионов раз ее массивнее. Внутри слоя кремниевой «золы» сидит железное ядро, диаметром 1600 километров. Звезда, которая к этому времени расширилась до 32 миллионов километров в диаметре, с огромной силой сжимает ядро.

Внутри звезды температура столь высока, что все атомы теряют свои электроны. Таким образом, ядро теперь состоит из ядер атомов железа и электронов, движущихся с околосветовой скоростью, — релятивистских электронов. Под действием силы тяжести луковичной структуры диаметром 32 миллиона километров эта смесь сжимается, и в конце концов электроны прорываются в ядра железа и смешиваются с протонами, вследствие чего возникают нейтроны и нейтрино, что порождает множество ядер элементов тяжелее железа, которые содержат больше нейтронов, чем обычные «нейтронно-избыточные» ядра. В конце концов число электронов падает, уменьшается давление вырождения, причем железное ядро становится твердым как камень, — а масса его выше предела Чандрасекара. Ядро становится также нестабильным и под действием огромной силы тяжести коллапсирует и превращается в нейтронную звезду.

Расчеты Харрисона, Вакано и Уилера также привели к невероятному выводу, что звезды с достаточно большой массой будут коллапсировать до тех пор, пока не исчезнут в никуда. Что могло бы предотвратить коллапс звезды, ее уход в небытие после стадии белого карлика и нейтронной звезды? На этот вопрос пытались найти ответ в свое время Эддингтон и Милн, и поиски его продолжались до 1960-х годов. Уилер и его команда не сумели найти причину такого поворота событий. Так чем же закончится коллапс ядра? Уилер подозревал, что при таких экстремально высоких температурах и давлениях вещество будет жить по каким-то новым, неизвестным пока физическим законам. Он предположил, что ответ будет найден в «неисследованной области между физикой элементарных частиц и общей теорией относительности», с помощью квантовой теории гравитации. Но решение пришло с совсем неожиданной стороны.

 

Глава

11

Как немыслимое стало мыслимым

Результаты расчетов Уилера показывают, что звезды с массой гораздо больше массы Солнца могут в конечном счете сколлапсировать в ничто. Эта идея казалась настолько безумной, что он сам отказывался верить в нее. Сложнейшие уравнения Уилер и его команда решали с помощью компьютера MANIAC. Итак, очень массивная звезда будет сжиматься, пока не станет невообразимо малой и невообразимо плотной. Ее гравитация будет столь сильной, что звезда стянет пространство вокруг себя и в какой-то момент поглотит его. Все это казалось совершенно абсурдным, а кроме того, отсутствовали астрономические данные, которые подтвердили бы теорию.

В 1958 году на Сольвеевской конференции по физике Уилер заявил, что далеко не все в его теории учтено. По-видимому, звезды каким-то образом могут избавиться от массы таким образом, что она станет меньше максимально возможной для нейтронной звезды. Уилер и его команда подсчитали, что эта масса примерно в два раза больше массы Солнца. Уилер настаивал, хотя у него не было никаких доказательств, что коллапс звезды каким-то образом может быть предотвращен.

Тогда только Оппенгеймер находил результаты Уилера интересными и имеющими смысл. У него был ответ на сложные вопросы Уилера: «Как звезда, масса которой больше критической, коллапсирует под действием гравитационных сил и, сжимаясь больше и больше, в конечном счете исчезает?» Но Оппенгеймера не поддержали — он не пользовался большим авторитетом среди астрофизиков, так как написал всего лишь несколько статей, основанных на чисто теоретических концепциях. А Уилер, наоборот, принимал участие в работе группы ученых, которая занималась применением ядерной физики к изучению структуры звезд. При всех имевшихся тогда теориях никто на практике не наблюдал, как именно звезды умирают, за исключением того случая, когда они становятся белыми карликами.

Но все изменилось, когда Стирлинг Колгейт сделал свое потрясающее открытие. В то время он был лучшим специалистом в США по испытанию термоядерного оружия. Колгейт работал в Ливерморской национальной лаборатории в Калифорнии. Он понял, что детекторы американских спутников, которые с разведывательной целью наблюдают за территорией Советского Союза, могут зафиксировать вспышки света от сверхновых и, приняв их за взрывы, инициировать третью мировую войну. При этом не важно, что сверхновые находятся на расстоянии сотен тысяч триллионов километров от Земли, а вспышки произошли более 100 тысяч лет назад. Колгейт был сухощавым, крепким, загорелым мужчиной, в поведении непосредственным не по возрасту (сейчас ему более восьмидесяти), но бесконечно преданным науке. Его интересы были чрезвычайно разнообразны, он обладал высочайшими познаниями как в области экспериментальной, так и теоретической физики и прекрасно понимал техническую сторону астрономии.

Первое знакомство Колгейта с производством ядерного оружия произошло на территории будущей лаборатории в Лос-Аламосе. Он учился в школе для фермерских детей, когда в декабре 1942 года сюда прибыла первая делегация из Вашингтона. Она состояла из впечатляющего числа офицеров и двух гражданских лиц. Сразу после визита было сделано шокирующее заявление — школа должна быть немедленно закрыта. Колгейта и двух других старшеклассников выпустили досрочно. Ребята быстро поняли, что происходит. Те двое гражданских членов делегации, которых представили как мистер Смит и мистер Джонс, на самом деле были учеными — в Лос-Аламос тогда впервые приехали Роберт Оппенгеймер и Эрнест Лоуренс, физик-ядерщик из Беркли и лауреат Нобелевской премии 1939 года. Оппенгеймер лично вручил дипломы трем школьникам, после чего дал указание снести несколько домов бульдозерами и построить на их месте лаборатории и офисы. Как вспоминал Колгейт, этическая сторона решения о сносе школы совершенно не тревожила Оппенгеймера, в отличие от Лоуренса, который был несколько смущен. С этого момента у Колгейта возникло серьезное недоверие к Оппенгеймеру, сохранявшееся на протяжении всей их совместной работы. Однако он все-таки отнесся к «мистеру Смиту» с сочувствием, наблюдая, как тот страдал от ощущения своей вины в деле реализации Манхэттенского проекта, целью которого было создание самого страшного оружия в истории человечества. Колгейт был отпрыском одной из богатейших семей Америки, но свою карьеру делал вполне самостоятельно. Через два года после той судьбоносной встречи в Лос-Аламосе он записался в торговый флот. Потом Колгейт всегда говорил, что это занятие — бороздить океаны и моря — ему чрезвычайно нравилось. Правда, ему пришлось завоевать уважение опытных моряков, которых мало интересовали вундеркинды, главным для них было умение работать.

6 августа 1945 года капитан собрал весь экипаж в кают-компании и сообщил, что Америка сбросила атомную бомбу на Хиросиму. Он добавил, что был бы очень благодарен, если бы мистер Колгейт объяснил им, что это значит. Колгейт кое о чем догадывался, но все его догадки в то время были государственной тайной. Да и вряд ли моряки бы поняли, что при каждом акте деления ядер образуется два или более нейтрона, начинается неконтролируемая цепная реакция, которая и приводит к смертоносному взрыву. Демобилизовавшись в 1946 году, Колгейт поступил в Корнеллский университет и провел там год, изучая электротехнику, а затем решил, что физика гораздо увлекательнее. Эдвин Солпитер вспоминал, какое прекрасное впечатление производил на всех этот необыкновенный молодой человек. Защитив диссертацию по ядерной физике, Колгейт работал в Беркли, а в 1952 году перешел в Ливерморскую национальную лабораторию, недавно созданную Теллером при содействии ВВС США для конкуренции с Лос-Аламосом, где, по мнению Теллера, разработка ядерного оружия велась слишком медленно. Теллер ясно дал понять, что единственная цель Ливерморской лаборатории — создание водородной бомбы. Учитывая репутацию Колгейта, Теллер предложил ему взять на себя систему диагностических измерений для предстоящих испытаний. «Ну конечно. Я всегда с удовольствием занимался взрывчатыми веществами, и, когда разобрался с динамитом, приступил к термоядерной бомбе», — непринужденно объяснял мне Колгейт.

Итак, Колгейту предстояло проанализировать радиоактивные продукты взрыва в атмосфере с помощью специально построенного самолета. Особенно важной была «быстрая диагностика» — измерение спектра энергии нейтронов и гамма-лучей с большой энергией, образовавшихся после взрыва. Ученые хотели понять, насколько хорошо функционировал механизм бомбы, и определить последовательность событий от деления до синтеза в процессе Теллера — Улама, прежде чем все промежуточные компоненты исчезнут.

Новые диагностические приборы требовалось сконструировать как можно быстрее. Испытание первой водородной бомбы «Майк» было намечено провести в том же 1952 году. Работа Колгейта состояла в бесконечных переездах между Ливермором и Лос-Аламосом. Сначала — перелет в Эль-Пасо в Техасе, затем пересадка на самолет, летящий до Альбукерке в Нью-Мексико, а оттуда — уже в Лос-Аламос.

Во время одного из этих перелетов он забрел в бар в Сьюдад-Хуарес, недалеко от Эль-Пасо. Там он разговорился с бывшим морским пехотинцем, который когда-то занимался астрофизикой. Новый приятель Колгейта был южанином. Растягивая слова, он рассказывал, что как-то работал с одним из самых чернокожих людей, которых когда-либо видел в жизни. Он всегда считал, что такие люди глупы, но тот парень оказался умнейшим человеком. «Хотите верьте, хотите нет, — закончил он, — но у него и имя было совершенно сумасшедшее — Чандрасекар!» Колгейт встречался раньше с Чандрой в связи с работой по переносу излучения, но не знал, что индийский ученый что-то сделал и в астрофизике. Тогда вся эта история закончилась жуткой попойкой. После тяжелого похмелья на следующее утро они добрались из Хуареса в Эль-Пасо. Как это у них получилось, Колгейт помнил очень смутно. Из самолета, прилетевшего в Альбукерке, их вынесли. Оттуда новый друг Колгейта направился в Чикаго, а сам Колгейт в ужасном состоянии прибыл в Лос-Аламос, и первым человеком, с которым он столкнулся, был Чандра, тогда — консультант по вопросам предстоящего испытания «Майка». Не раздумывая Колгейт выпалил ему всю эту историю и вдруг почувствовал, что страшно смутился. Однако Чандра просто покатился со смеху. Рассказ ему явно понравился.

Колгейт не принадлежал к «гламурной» группе ученых-атомщиков, к тому же его работа была совершенно секретной, поэтому о нем обычно не упоминают в книгах по созданию водородной бомбы. Однако именно он руководил испытаниями первой водородной бомбы «Браво». Тогда ему исполнилось всего двадцать девять лет, и в его подчинении была тысяча сотрудников.

Испытания «Браво» прошли с огромным успехом. Все было хорошо — и мощность бомбы, и методы диагностики. В этой работе Колгейт проявил себя блестяще, и Теллер предоставил ему карт-бланш для выбора темы следующего исследовательского проекта. Колгейт решил заняться термоядерным синтезом и физикой плазмы для использования ядерной энергии в мирных целях. Но от прошлого не уйдешь.

В 1959 году по рекомендации руководителей Ливерморской и Лос-Аламосской национальных лабораторий Государственный департамент попросил Колгейта участвовать в качестве научного консультанта на советско-американских переговорах в Женеве о запрещении ядерных испытаний. Обе стороны хотели «договориться о системе обнаружения, потому что мы еще не все ядерные бомбы сбросили друг на друга». Колгейт предложил создать систему спутников, предназначенных для обнаружения ядерных испытаний. Потом он вспомнил некоторые исследования, которые провел в 1956 году со своим коллегой Монтгомери Джонсоном. В то время правительство США предложило рассматривать космос как еще одну среду для ведения войн — помимо воздуха, земли и воды. Колгейт и Джонсон был наняты для исследования специфики взрыва водородной бомбы в космосе. Они провели моделирование и выяснили, что в результате возникнет «чудовищное» количество рентгеновского и гамма-излучения — как при взрыве сверхновой. Взрыв водородной бомбы удивительно похож на вспышку сверхновой. Но проблема заключалась в том, что спутник для обнаружения ядерных испытаний мог принять вспышку сверхновой за взрыв бомбы и тем самым инициировать катастрофическую войну. «Если мы хотим получить хороший спутник-шпион, необходимо учитывать существование сверхновых, — говорит Колгейт. — Русские очень много сделали в изучении гамма-лучей, очень сильного излучения из космоса, которое могло исходить от сверхновых». — признавал он. Колгейт был самым молодым участником этого представительного собрания американских и советских ученых. Его знания о сверхновых были явно недостаточными, но почти все участники были на том же самом уровне.

К 1959 году исследования рентгеновского и гамма-излучения в космосе были усовершенствованы. Рентгеновские лучи не могут проникнуть в атмосферу Земли, так что эксперименты проводились с использованием аппаратуры на ракетах, первыми из которых были немецкие Фау-2. В 1961 году СССР взорвал 50-мегатонную «Царь-бомбу», нарушив советско-американский мораторий на ядерные испытания. Американцы были потрясены. Очевидно, СССР согласился на мораторий только для того, чтобы выиграть время и подготовиться к следующей серии испытаний, в то время как Соединенные Штаты свято выполняли свои обязательства. Работы в Ливерморской и Лос-Аламосской лабораториях шли день и ночь. Понимание феномена сверхновых стало главным приоритетом.

Теллер настаивал на том, чтобы Колгейт следил за исследованиями по сверхновым, но тот и так уже начал заниматься астрофизикой. Обнаружив связь между «сверхновыми и ядерным оружием», Колгейт отправился к Уильяму («Вилли») Фаулеру, эксперту Калифорнийского технологического института по ядерным реакциям в звездах. Они заключили сделку: два раза в неделю Колгейт читает лекции по теории взрывов — своей узкой специальности — в Калифорнийском технологическом институте, а взамен осваивает астрофизику. Сотрудники института и аспиранты с огромным удовольствием опровергали его сумасбродные идеи о сверхновых, и Колгейт, смиренно выслушав их насмешливые оценки, после занятий шел на пляж Венис-Бич, где и проводил оставшуюся часть дня.

Колгейт вначале занимался исследованиями сверхновых со своим коллегой Монтгомери Джонсоном. Их работа основывалась на классической статье 1957 года семейной пары Маргарет и Джеффри Бербидж из Калифорнийского университета в Сан-Диего, написанной вместе с Фаулером и кембриджским астрофизиком Фредом Хойлом. Этот квартет назвали (по первым буквам фамилий его членов) B2FH. Бербиджи, Фаулер и Хойл убедительно показали, что в процессе эволюции в звездах образуются все более и более тяжелые элементы. Если звезда значительно массивнее Солнца, она завершает свою жизнь с образованием железного ядра, имеющего плотность 10 миллионов граммов на кубический сантиметр. Далее предстояло решить, как эти звезды становятся сверхновыми и что от них остается. Все сошлись на том, что верна гипотеза Цвикки 1930 года — после катастрофического взрыва сверхновой возникает нейтронная звезда.

Стареющая звезда — это огромный шар с несгораемым железным ядром, которое окружают слои ядерной «золы», оставшиеся после сгорания кремния. На этом этапе уже не может происходить никаких ядерных реакций, служащих источником энергии, и звезда начинает остывать. Под давлением огромного веса верхних слоев ядро резко сжимается, и звезда превращается в смесь нейтронно-избыточных ядер, электронов и протонов при невообразимо высокой температуре около 5 миллиардов градусов Кельвина, возникающей из-за огромного сжатия. При этой температуре мощное излучение (рентгеновские и гамма-лучи) расщепляет нейтронно-избыточные ядра на ядра гелия (альфа-частицы), протоны и нейтроны.

Но эти реакции идут с поглощением, а не выделением энергии, так что единственный способ для звезды получить энергию — это сжиматься под собственной тяжестью. В результате температура ядра снова начинает расти. Излучение высокой энергии, взаимодействуя с альфа-частицами, разрывает их на протоны и нейтроны. Все больше и больше электронов сталкивается с протонами в тяжелых ядрах, которые не разрушаются и в которых образуются нейтроны и нейтрино. Это уменьшает количество электронов и ослабляет давление электронного вырождения, в результате ядро звезды становится менее твердым и звезда коллапсирует. С огромной скоростью — 58 тысяч километров в секунду — железное ядро и оболочка кремниевой «золы» сжимаются в доли секунды, и шар размером с Землю превращается в сверхплотную сферу диаметром 20 километров. Но это лишь треть общей массы. Все происходит настолько быстро, что слои углерода, кислорода, неона, гелия и водорода остаются снаружи — возникает оболочка без центра. Механические возмущения распространяются в звезде лишь со скоростью звука. Но ядро коллапсирует в тысячу раз быстрее. После того как ядро звезды сожмется, ядерная «зола» из луковичной структуры мгновенно падает на него. Ядро достигает своего предела сжатия, останавливается и затем разжимается как пружина. Это создает ударную волну, устремляющуюся наружу со скоростью 9600 километров в секунду, прорываясь сквозь «золу», падающую на ядро. При создании модели взрыва сверхновой есть одна проблема — нужно убедиться, что ударная волна не останавливается под действием падающего внутрь вещества. Если она будет продолжать движение, то возникнет взрыв, который мы увидим как вспышку сверхновой.

Сколлапсировавшее ядро внутри звезды подобно Стране чудес из кэрролловской «Алисы», где нет различия между внутренним и внешним. Все перемешивается и сливается вместе: протоны, электроны, экзотические элементарные частицы, возможно даже свободные кварки и огромное количество нейтронов. Такой и представляется нейтронная звезда. Для стабильности нейтронной звезды необходимо наличие сил противодействия силам притяжения между нейтронами и протонами (то есть ядерным силам). В противном случае их взаимное притяжение вместе с гравитацией звезды приведет к ее коллапсу и звезда со временем исчезнет. Кроме того, во время взрыва звезде придется выбросить достаточное количество массы, и лишь тогда возникнет стабильная нейтронная звезда. По расчетам Оппенгеймера и Волкова, масса исходной звезды должна быть не больше 0,7 массы Солнца. (Развитие ядерной физики позволило разработать реалистичные модели сверхновых звезд, согласно которым в настоящее время масса, при которой нейтронная звезда становится нестабильной, равна двум-трем массам Солнца.) Если остатки сгоревшей звезды больше этой максимальной массы, она не сможет стать нейтронной звездой или тем более белым карликом.

Исследования Колгейта и Джонсона были первой попыткой понять механизм взрыва сверхновой. Они предположили, что ударная волна, отразившись от ядра, врывается в ядерную «золу», падающую внутрь звезды под действием гравитации, нагревает ее и инициирует взрыв сверхновой. Но это оказалось не так. Еще один член команды Ричард Уайт с помощью компьютерного моделирования показал, что энергия ударной волны для этого слишком мала. Вместо того чтобы взорваться и вспыхнуть как сверхновая, звезда просто сожмется в точку.

Уайт изучал физику в колледже Помона в Калифорнии, где освоил еще и курс компьютерного программирования. После окончания колледжа в 1956 году он получил место в Ливерморской национальной лаборатории. В 22 года он стал там лучшим компьютерщиком. Компьютеры были еще в зачаточном состоянии, а программисты и физики-теоретики в Ливерморе только начали с ними знакомиться. Уайт вспоминал о работе с Колгейтом так: «Я как будто попал в тайфун».

И вот Колгейт и Уайт приступили к изучению сверхновых. Физики задались целью создать модель звезд на грани коллапса. Это была очень амбициозная программа. Она заключалась в создании математического описания звездного газа и построении уравнения состояния, учитывающего ядерные силы, которые предотвращают полный коллапс звезды, а также включала изучение смеси химических элементов из состава звезд. Уравнение состояния, которое они пытались создать, было куда более сложным, чем уравнение состояния идеального газа или уравнение Чандры для «идеального» белого карлика, где игнорируются взаимодействия между частицами газа, а также гораздо более сложным, чем уравнение, полученное командой Уилера. Они ввели свое уравнение состояния в компьютерную программу, моделирующую реальные звезды. Уайт начал с компьютерной программы, которая объединяла математическое обеспечение для разработки водородной бомбы с самыми современными уравнениями состояния звезд. В то время только в Ливерморе и Лос-Аламосе были достаточно быстрые компьютеры для проведения таких сложных расчетов.

Разрабатывая ядерное оружие, Колгейт и Уайт ничего не знали об исследованиях сверхновых Я. Б. Зельдовичем и его сотрудниками. Это была эпоха, когда советские ученые стали принимать участие в международных встречах, но в сопровождении «помощников», «людей в штатском», агентов КГБ с сомнительными научными достижениями. Это не означало, что между Востоком и Западом не существовало никаких научных контактов, но они были более чем сдержанными. Разумеется, Зельдовича не выпускали из Советского Союза. Часто рассказывали историю о том, как однажды организатор секции астрофизики на заседании Американского физического общества решил сделать жест доброй воли и предложил члену советской делегации, выбранному наугад, прочитать лекцию. А тот оказался агентом КГБ.

Колгейт говорил, что сначала «он не думал, что делает что-то особенно оригинальное». Считалось, что вместе с Уайтом они разрабатывали модели чужих сценариев, например из статьи B2FH. Однако все было несколько иначе. После того как Колгейт и Джонсон выдвинули гипотезу, что взрыв сверхновой вызван ударной волной, которая отражается от ядра, врезается в падающую ядерную «золу» и воспламеняет ее, Фаулер и Хойл проделали детальный расчет. Но Колгейт и Уайт показали, что Фаулер и Хойл сделали ряд ошибок.

Важно было понять, как отражение ударной волны от ядра приводит к взрыву. И тогда у Колгейта возникла отличная идея: «Почему бы не рассмотреть то, чем все остальные пренебрегли?» Итак, ядро звезды сжимается от размеров Земли до диаметра меньше 20 километров, и электроны сталкиваются с протонами водорода и более тяжелых ядер, например железа, образуя не только нейтроны, но и триллионы и триллионы триллионов нейтрино. После отражения все это множество частиц устремляется наружу со скоростью более чем 10 тысяч километров в секунду. Возможно, что ключом к решению проблемы энергии взрыва является нейтрино!

Теперь Колгейту нужно было узнать о свойствах нейтрино и ввести их в компьютерные модели, чтобы понять, могут ли нейтрино способствовать взрыву. Он отправился в Калифорнийский технологический институт, чтобы встретиться с Кристи. (Колгейт хорошо знал и ценил работу Кристи по переменным цефеидам, за которую тот был награжден медалью Эддингтона.)

Кристи идеи Колгейта показались интересными. И когда Колгейт смело спросил Кристи: «Могут ли нейтрино рассматриваться как газ?» — Кристи ответил: «Конечно, достаточно взглянуть на результаты Чандры, полученные для электронного газа». Кристи имел в виду открытое Чандрой давление вырождения электронов, которое возникает при высокой плотности электронов в белых карликах и предотвращает коллапс, если масса карлика меньше 1,4 массы Солнца. Нейтрино, как и электроны, протоны и нейтроны, могут создавать давление вырождения. «Ага, — подумал Колгейт, — да ведь никто не обращал внимания на важную часть этой головоломки! Поток нейтрино создаст огромное давление вырождения». Астрофизики заволновались. Коллеги великодушно предлагали свои варианты решения проблемы. Атмосфера в науке была исключительно творческой, без признаков зависти, и неудивительно, что тогда делались потрясающие открытия. «Вы говорите о сертификации ядерного оружия, а я говорю о том, можно ли сертифицировать сверхновую?» — вопрошал Колгейт с блеском в глазах. Под «сертификацией» водородной бомбы Колгейт имел в виду разработанную им теорию бомбы и понимание специфики термоядерного взрыва. Но в случае сверхновых до сертификации было еще далеко.

Введя параметры модели звезд в компьютер и запустив рабочую программу, Колгейт и Уайт обнаружили гораздо больше, чем ожидали. Оказалось, что они совершенно убедительно доказали — во что большинство астрофизиков, и даже сам Уилер, отказывались верить, — что звезды действительно могут бесконечно коллапсировать.

До того как Колгейт и Уайт приступили к компьютерному моделированию, даже самые продвинутые астрофизические исследования были основаны лишь на упрощенных звездных моделях. Эти работы обладали определенной ценностью, но все понимали — построенные модели далеки от реального поведения звезд, а потому считалось, что существует множество факторов, препятствующих коллапсу или взрыву звезды. Общепринятая точка зрения была такова: сингулярности невозможны. Уайт вспоминал, что астрофизики отказывались даже рассматривать бесконечный коллапс реальной звезды. Они считали само собой разумеющимся, что при сгорании звезды всегда теряют столько массы, чтобы оказаться ниже предела Чандрасекара, и спокойно умирают как белые карлики. Вопрос о полном коллапсе ученые отметали, утверждая, что это просто математическая абстракция.

Уилер часто ездил в Ливерморскую национальную лабораторию и постоянно общался с Колгейтом, Уайтом и с Чандрой, а их компьютеры выдавали все новые результаты, показывающие с неопровержимой силой, что ядро действительно коллапсирует. Чандра был счастлив.

Как вспоминал Кип Торн, выдающийся теоретик из Калифорнийского технологического института, Уилер был настолько поражен работой Колгейта и Уайта, что после встречи с ними вместо своей запланированной лекции в Принстоне рассказал студентам об их невероятных результатах. Наконец-то было окончательно доказано: если нейтронное ядро не потеряет столько массы, что станет легче некой предельной величины, оно будет непрерывно коллапсировать, превращаясь в бесконечно плотное образование.

А Колгейт и Уайт написали статью и в 1962 году представили ее в «Reviews of Modern Physics». Редакторы не могли понять, как поступить с этой в сущности не физической, а астрофизической статьей. Она пролежала в редакции два года, а потом ее отправили Чандре, тогдашнему редактору «Астрофизического журнала». Статья была написана не по канонам астрофизики, но Чандра высоко оценил ее и сказал Стирлингу: «Это должно быть опубликовано. Однако существуют некоторые астрофизические понятия, которые вы должны усвоить». Чандра сразу понял, что это исследование подтверждает главное открытие его жизни. В 1966 году статья наконец-то появилась. Для публикации одной из самых важных работ по астрофизике потребовалось четыре года! Колгейт отметил, что «Чандра тщательно отредактировал статью и некоторые места даже переписал».

Суть открытия Колгейта состояла в следующем: нейтрино могли катализировать прохождение ударной волны от ядра через верхние звездные слои без потери скорости. Ядро производит огромное количество нейтрино, увлекаемых ударной волной. Они нагревают наружные слои вещества, падающие внутрь, которые затем разворачиваются и несутся сквозь звезду, сдувая внешнюю мантию и оставляя в центре нейтронную звезду. Все выглядело очень впечатляюще, но нейтронные звезды оставались лишь гипотезой. Астрофизики сомневались в их существовании.

В 1967 году два кембриджских астронома Джоселин Белл и Энтони Хьюиш изучали радиосигналы, идущие от звезд. Они заметили, что некоторые звезды излучали с потрясающей регулярностью и с периодами от 0,25 до 2,0 секунд. Примерно так же наблюдатель периодически видит луч маяка с вращающимся прожектором. Что бы это значило? Неужели это сигналы внеземной цивилизации? Импульсы излучения появлялись слишком часто, чтобы прийти от звезд типа цефеид, с периодом пульсации порядка недель. Это также не могло быть сигналом от горячего пятна на вращающемся белом карлике, так как при такой скорости вращения он разлетелся бы на куски. На следующий год были зафиксированы пульсирующие радиоволны, исходящие из Крабовидной туманности, которая возникла после взрыва сверхновой.

Это было потрясающее астрономическое открытие. Радиоимпульсы никак не могли быть излучением белого карлика. Астрофизики предполагали, что белые карлики — конечная стадия звездной эволюции. Существование нейтронных звезд было лишь гипотезой, а идея о коллапсе хоть и подтверждалась строгим математическим расчетом, казалась полным абсурдом. Итак, мало кто верил в реальность нейтронных звезд, но только они могли испускать пульсирующие радиоволны. Появились первые экспериментальные доказательства, что звезды в конце эволюции могут превращаться не только в белых карликов. Все встало на свои места. Будучи ядром огромной сколлапсировавшей звезды, нейтронная звезда должна вращаться намного быстрее гиганта, из которого она образовалась, — как фигуристка на льду, которая вращается все быстрее и быстрее, прижимая руки к телу. Кроме того, магнитное поле нейтронной звезды почти в 10 миллиардов раз больше, чем у ее предшественника до коллапса. Эти вращающиеся нейтронные звезды назвали «пульсарами».

С тех пор астрономы нашли более тысячи пульсаров, только в нашей Галактике их около миллиона. Белл и Хьюиш обнаружили то, что еще в 1933 году предсказали Цвикки и Бааде и то, что Оппенгеймер и Волков положили в основу своей теории в 1938 году. Они доказали, что нейтронные звезды существуют. Хотя модель Колгейта пересматривалась и уточнялась в последующие десятилетия по мере увеличения мощности компьютеров, основную их идею никто не опроверг. Однако существовал еще один возможный и самый драматичный вариант завершения жизни звезды. После того как Чандра открыл максимально возможную массу белого карлика, астрофизики не переставали интересоваться этим вопросом. Расчеты Колгейта и Уайта, которые так взволновали Уилера, подтвердили результаты Чандры, но астрофизики по-прежнему отказывались верить, что коллапсирующая звезда может стать не только белым карликом или нейтронной звездой, но и практически полностью исчезнуть, превратиться в ничто. Бесконечный коллапс приводит к такой колоссальной плотности и такой сильной гравитации, что нарушаются все законы пространства и времени. Да это просто немыслимо! И только после 1970-х годов немыслимое стало казаться мыслимым…