глава, в которой весь арсенал теоретической физики не помогает уйти от вывода — схлопывание порождает черные дыры

Столкновение было неизбежно. Два интеллектуальных гиганта — Дж. Роберт Оппенгеймер и Джон Арчибальд Уилер — придерживались столь отличающихся взглядов на устройство Вселенной и человеческого общества, что зачастую оказывались на противоположных позициях по таким глубоким проблемам, как национальная безопасность, политика атомного вооружения и вот теперь — черные дыры.

Ареной их столкновения стал лекционный зал Брюссельского университета в Бельгии. Оппенгеймер и Уилер, соседи по Принстону (Нью-Джерси), прибыли сюда вместе с другими ведущими физиками и астрономами со всего мира на целую неделю для дискуссий о структуре и эволюции Вселенной.

Это случилось поздним утром в четверг 10 июня 1958 г. Уилер только закончил представление собравшимся здесь ученым результатов своих недавних, совместных с К. Гаррисоном и М. Вакано, вычислений, которые однозначно устанавливали массы и размеры всех возможных холодных мертвых звезд (глава 5). Он заполнил пробелы в расчетах Чандрасекара и Оппенгеймера — Волкова, подтвердив их вывод: схлопывание становится неизбежным, если умирает звезда с массой, большей двух солнечных, и это схлопывание не может породить ни белый карлик, ни нейтронную звезду, ни какой-либо иной тип холодных мертвых звезд, если только умирающая звезда не сбросит достаточно вещества, чтобы опуститься ниже предела двойной солнечной массы.

«Из всех выводов теории относительности о структуре и эволюции Вселенной вопрос о судьбе огромных масс вещества представляется одним из наиболее захватывающих», — утверждал Уилер. С этим выводом аудитория вполне могла согласиться. Затем Уилер, практически воспроизводя атаку Эддингтона на Чандрасекара 24-летней давности, описал взгляд Оппенгеймера, согласно которому тяжелые звезды должны, умирая, схлопываться, образуя черные дыры, а затем, возражая, объявил, что такое схлопывание «не дает приемлемого ответа».

Почему? По-существу, по той же причине, по которой его отверг Эддингтон: «Должен существовать некий закон природы, не позволяющий звездам вести себя столь абсурдным образом». Но между Уилером и Эддингтоном существовало глубокое различие: если умозрительный механизм Эддингтона 1934 г., предложенный им для спасения Вселенной от черных дыр, был немедленно отвергнут как ложный такими экспертами, как Нильс Бор, то придуманный Уилером в 1958 г. механизм тогда не мог быть подтвержден или опровергнут. Лишь через пятнадцать лет будет показано, что он частично правилен (глава 12).

Рассуждения Уилера сводились к следующему: поскольку (с его точки зрения) схлопывание в черную дыру должно быть отвергнуто как физически неправдоподобное, «кажется, не уйти от заключения, что нуклоны (нейтроны и протоны) в центре схлопывающейся звезды должны неизбежно преобразовываться в излучение, которое будет достаточно быстро покидать звезду, сокращая ее массу [до двух солнечных]», и это позволит ей упокоиться на кладбище нейтронной звезды. Уилер охотно соглашался, что подобное превращение нуклонов в излучение лежит за пределами известных законов физики. Однако оно могло бы вытекать из пока еще плохо понимаемого «соединения» законов теории относительности и квантовой механики (главы 12–14). Для Уилера это было самым соблазнительным аспектом «проблемы гигантских масс». Абсурдность схлопывания с образованием черных дыр вынудила его придумать совершенно новый физический процесс (рис. 6.1).

На Оппенгеймера все это не произвело впечатления. Как только Уилер закончил выступление, он первым попросил слово. Оставаясь вежливым (чем он явно не отличался, когда был моложе), Оппенгеймер отстаивал свой взгляд: «Я не знаю, возникают ли в действительности в процессе звездной эволюции невращающиеся массы, гораздо более тяжелые, чем Солнце, но если это так, я верю, что их схлопывание может быть описано в рамках общей теории относительности (т. е. без привлечения новых физических законов). Разве не проще предположить, что такие массы испытывают непрерывное гравитационное сжатие и, в конце концов, все более отсекают себя от остальной Вселенной (т. е. образуют черные дыры)?» (см. рис. 6.1)

6.1 Сравнение взглядов Оппенгеймера на судьбу больших масс (верхняя последовательность) с взглядами Уилера 1958 г. (нижняя последовательность)

Уилер был также вежлив, но продолжал стоять на своем: «Трудно поверить, что такое «гравитационное отсечение» является удовлетворительным ответом».

Уверенность Оппенгеймера основывалась на тщательных расчетах, проделанных им 19 лет назад.

Рождение черных дыр: первый взгляд

Зимой 1938/39 гг., по завершении совместных с Георгием Волковым вычислений масс и размеров нейтронных звезд (глава 5), Оппенгеймер был твердо уверен, что массивные звезды, умирая, должны схлопываться. Следующий шаг был очевиден — используя физические законы, рассчитать детали этого схлопывания. Как будет выглядеть схлопывание для людей, находящихся на орбите? А каким они увидят его с поверхности этой звезды? Какова будет последняя фаза схлопнувшейся звезды через тысячи лет после схлопывания?

Расчет оказался непростым. Фактически, составившие его математические преобразования станут для Оппенгеймера и его студентов самым серьезным испытанием из всех, за которые им приходилось браться: если нейтронные звезды Оппенгеймера — Волкова остаются статичными, неизменными, то схлопывающаяся звезда с течением времени быстро меняет свои характеристики. Кривизна пространства-времени внутри схлопывающейся звезды становится чудовищной, в то время как в нейтронных звездах она оставалась достаточно умеренной. Чтобы справиться со всеми этими сложностями, требовался особенный студент. Выбор был очевиден — Хартланд Снайдер. Он отличался от других учеников Оппенгеймера. Все остальные были выходцами из семей среднего класса, Снайдер был из рабочей семьи. В Беркли ходили слухи, что прежде чем заняться физикой, он водил грузовики в Юте. Р. Сербер вспоминает: «Хартланд плевал на многое из того, что было типично для студентов Оппи: любовь к Баху и Моцарту, хождения на струнные квартеты, получение удовольствия от вкусной пищи и либеральной политики».

Ядерщики в Калтехе были куда проще, чем окружение Оппенгеймера, и Хартланд хорошо подходил для ежегодных весенних переездов в Пасадину. Рассказывает У. Фоулер из Калтеха: «Оппи был чрезвычайно культурным человеком: он разбирался в литературе, живописи, музыке, знал санскрит. А Хартланд был таким же бездельником, как и все мы. Он любил наши вечеринки, где Томми Лауритсен играл на пианино, Чарли Лауритсен (глава лаборатории) — на скрипке, а мы распевали студенческие песни. Из всех учеников Оппи Снайдер был самым независимым».

Отличался Снайдер также и в интеллектуальном плане. «Хартланд был более талантлив в сложной математике, чем мы все, — вспоминал Сербер, — он мог изящно подправить те грубые вычисления, которые делали остальные». Именно этот его талант сделал естественным привлечение Снайдера к расчетам процесса схлопывания.

Прежде чем погрузиться в сложные вычисления, Оппенгеймер настоял (как обычно) на том, чтобы сначала сделать первый быстрый обзор проблемы. Что можно получить от задачи малыми усилиями? Ключом для этих первых оценок искривленного пространства-времени в окрестности звезды была геометрия Шварцшильда (глава 3).

6.2. (См. рис. 3.4.) Предсказания общей теории относительности кривизны пространства и красного смещения длины волны света для последовательности трех очень компактных, статичных (несхлопывающихся) звезд, имеющих одинаковую массу, но разный размер. Верхняя звезда в 4 раза больше критического размера, средняя — в два раза, а нижняя в точности равна ему. На современном языке это означает, что поверхность третьей звезды является горизонтом черной дыры

Шварцшильд открыл свою геометрию пространства-времени как решение уравнений поля общей теории относительности. Это было решение, описывающее окрестности статичной звезды, не сжимающейся и не пульсирующей. Однако в 1923 г. гарвардский математик Дж. Бирхофф доказал замечательную математическую теорему: геометрия Шварцшильда описывает окрестности любой звезды, если только она имеет сферическую форму, включая не только статичные, но и схлопывающиеся, взрывающиеся и пульсирующие звезды.

Для своих первых оценок Оппенгеймер и Снайдер просто положили, что сферическая звезда после истощения ядерного топлива будет неограниченно сжиматься, и без учета расчетов внутри звезды провели расчет для удаленного наблюдателя. Они легко получили, что поскольку геометрия пространства-времени вне схлопывающейся звезды такая же, как и вне статичной звезды, схлопывающаяся звезда будет выглядеть во многом похоже на последовательность статичных звезд, каждая из которых компактней предыдущей.

Внешний вид окружающего пространства вокруг таких статичных звезд уже был изучен двумя десятилетиями ранее, примерно в 1920 г. На рис. 6.2 воспроизводятся вложенные диаграммы, использованные нами ранее в главе 3, каждая из которых отражает кривизну пространства внутри и вне звезды. Чтобы сделать изображение понятнее, диаграммы выполнены так, что показывают кривизну лишь двух из трех измерений пространства: двух измерений экваториальной плоскости (левая часть рисунка). Кривизна пространства на этих плоскостях показана в предположении, что мы извлекаем звезду из физического пространства, в котором мы живем, и помещаем ее в плоское (неискривленное) фиктивное гиперпространство. В неискривленном гиперпространстве плоскость может сохранить свою искривленную геометрию, только выгнувшись вниз подобно чаше (правая часть рисунка).

На рисунке показана последовательность из трех статичных звезд, имитирующая процесс схлопывания, который готовились проанализировать Оппенгеймер и Снайдер. Все звезды имеют одинаковую массу, но разный размер. Длина окружности первой в четыре раза больше критической длины окружности, при которой гравитация звезды становится настолько сильной, что образует черную дыру. Вторая имеет в два раза больший размер, а размер третьей в точности соответствует критической окружности. Эти вложенные диаграммы показывают, что чем ближе звезда к критическому размеру, тем сильнее кривизна окружающего ее пространства. Однако эта кривизна не становится бесконечной. Чашеподобная геометрия остается везде гладкой, без резких складок и перегибов, даже когда звезда имеет критический размер, т. е. кривизна пространства-времени не бесконечна. Соответственно, поскольку приливные гравитационные силы (тип сил, которые растягивают вас от головы к ногам и которые вызывают приливы на Земле) являются физическим проявлением кривизны пространства-времени, приливная гравитация на критической окружности не бесконечна.

В главе 3 мы также обсуждали судьбу света, излучаемого с поверхности статичных звезд. Поскольку вблизи поверхности время бежит медленнее, чем вдали от нее (гравитационное замедление времени), испущенные с поверхности и принимаемые на удалении световые волны будут иметь увеличенный период колебаний и, соответственно, большую длину волны и более красный цвет. Как только свет выбирается из мощного гравитационного поля, его длина волны оказывается сдвинутой к красному краю спектра (гравитационное красное смещение). Если статичная звезда имеет размер в четыре раза больший критического, длина волны увеличивается на 15 % (световой фотон в верхнем правом углу рисунка); если же звезда имеет размер, превышающий критический в два раза, красный сдвиг составляет 41 % (справа в середине); если длина окружности звезды точно равна критической, длина волны света неограниченно смещается вправо, что означает, что у него вообще не остается энергии, и он прекращает свое существование.

Рассмотрев в своих предварительных расчетах такую последовательность статичных звезд, Оппенгеймер и Снайдер пришли к такому выводу: во-первых, схлопывающаяся звезда, так же как и рассмотренные статичные, вероятно, порождает большое искривление пространства-времени вблизи поверхности при размерах, близких к критическим; но это искривление не бесконечно и потому не бесконечны и приливные гравитационные силы. Во-вторых, когда звезда схлопывается, свет с ее поверхности оказывается все более смещенным в красную область, и как только она достигает критического размера, красное смещение становится бесконечным, делая звезду совершенно невидимой. По словам Оппенгеймера, звезда как бы «сама обрывает» визуальную связь с нашей Вселенной.

Существует ли какой-либо способ, — спросили себя Оппенгеймер и Снайдер, — чтобы внутренние свойства звезды, которые игнорируются в таком быстром расчете, могли спасти звезду от «самоотсечения»? Например, не могло ли схлопывание протекать столь медленно, что критический размер никогда бы не достигался, даже спустя неограниченное время?

Оппенгеймер и Снайдер хотели бы ответить на все перечисленные вопросы, тщательно рассчитав реальное схлопывание звезды, как это показано в левой части рис. 6.3. Однако подобно Земле, любая реальная звезда хоть немного, но вращается. Благодаря такому вращению, центробежные силы, так же как и на Земле, слегка выпячивают экваториальную область звезды, поэтому она не может быть совершенно сферичной. Схлопываясь, звезда должна вращаться все быстрее (как фигурист, прижимающий к себе руки), и это все ускоряющееся вращение вызывает рост центробежных сил внутри звезды, которые делают все более заметным вздутие на экваторе — существенно заметнее, возможно даже настолько, что оно прерывает схлопывание, когда центробежные силы полностью уравновесят гравитационное притяжение. Каждая реальная звезда имеет высокие давление и плотность в центре и меньшие — во внешних слоях; при схлопывании же внутри, то там то здесь, будут формироваться комки с более высокой плотностью (подобно вкраплениям изюма в сладкой булочке). Более того, газообразное вещество звезды при схлопывании порождает ударные волны — аналог разбивающихся о берег океанских волн, и эти удары могут выбрасывать вещество, а значит, и массу с поверхности звезды, так же как волны выбрасывают в воздух водяные брызги. Наконец, истощает звезду, унося массу, и излучение (электромагнитные и гравитационные волны, нейтрино и т. д.)

6.3. Слева: Физические явления в реалистичной модели звезды. Справа: Идеализации, принятые Оппенгеймером и Снайдером при вычислении схлопывания

Оппенгеймеру и Снайдеру хотелось бы учесть в своих расчетах все эти эффекты, но в 1930 г. это было непосильной задачей, лежащей за пределами возможностей любого физика или вычислительной машины. Ее решение станет возможным лишь в 1980-е годы с появлением суперкомпьютеров. Таким образом, чтобы добиться хоть какого-то прогресса, необходимо было построить идеализированную модель схлопывающейся звезды и затем рассчитать предсказания, даваемые законами физики, для этой модели.

Подобные идеализации были сильной стороной Оппенгеймера: сталкиваясь с ужасающе сложными ситуациями, подобными этой, он мог почти безошибочно определить, какие явления имеют решающее значение, а какие второстепенны.

Что касается схлопывающихся звезд, здесь, как верил Оппенгеймер, среди других особенностей, определяющее значение имела гравитация в том виде, как она описана в общей теории относительности Эйнштейна. Она и только она не могла быть опущена при планировании предстоящего расчета. В противоположность этому, вращением звезд и несферичностью их формы можно было пренебречь (они способны играть заметную роль лишь для некоторых схлопывающихся звезд, а для слабовращающихся, вероятно, сильного эффекта не дают). На самом деле, Оппенгеймер не мог это доказать математически точно, но интуитивно это казалось очевидным; так оно и оказалось в действительности. Аналогичным образом, интуиция подсказывала, что утечка через излучение — малосущественная деталь, как, впрочем, и ударные волны, и комки плотности. Более того, поскольку (как показали Волков и Оппенгеймер) гравитация могла пересилить любое давление в массивной мертвой звезде, казалось безопасным допустить (хотя, конечно, это не так), что в схлопывающейся звезде как будто бы нет внутреннего давления ни теплового, ни давления вырожденного (клаустрофобного) движения электронов и нейтронов, ни давления, обусловленного ядерными силами. Настоящая звезда с реальным давлением может схлопываться не так, как идеальная звезда без давления, но отличия в схлопывании должны быть умеренными, не слишком значительными.

Именно поэтому Оппенгеймер предложил Снайдеру для расчетов идеализированную модель: основываясь на точных законах общей теории относительности, рассчитать схлопывание идеально сферичной, невращающейся и неизлучающей звезды с однородной плотностью (одинаковой в середине и на поверхности) и при полном отсутствии внутреннего давления (см. рис. 6.3).

Даже со всеми этими упрощениями (вызывавшими скептицизм у других физиков на протяжении последующих 30 лет) расчет оставался чрезвычайно сложным. К счастью, в Пасадене мог помочь Р. Толман. Часто обращаясь к нему за советом по математике и апеллируя к физической интуиции Оппенгеймера, Снайдер получил систему уравнений, полностью описывающую процесс схлопывания, и, проявив большую изобретательность, решил ее. Теперь в его распоряжении было подробное описание процесса схлопывания, выраженное в формулах! Анализируя эти формулы с разных сторон, физики могут по своему желанию увидеть любые аспекты схлопывания — как это выглядит вне звезды, внутри нее, на ее поверхности.

* * *

Особенно интригующим оказался вид на схлопывающуюся звезду с покоящейся внешней системы отсчета, т. е. то, как ее видит наблюдатель, находящийся снаружи на некотором фиксированном расстоянии, а не движущийся к центру вместе со сжимающимся веществом звезды. Звезда, наблюдаемая из покоящейся внешней системы отсчета, начинает сжатие именно так, как этого и можно было бы ожидать. Подобно камню, брошенному с крыши, поверхность звезды падает вниз (сжимается к центру) сначала медленно, а затем все быстрее. Если бы законы тяготения Ньютона были верны, ускорение схлопывания неуклонно продолжалось бы до тех пор, пока звезда с высокой скоростью, при отсутствии какого-либо внутреннего давления, не свернулась бы в точку. Но согласно релятивистским формулам Оппенгеймера и Снайдера, все происходит не так. Вместо этого при приближении звезды к критическому размеру ее сжатие чрезвычайно замедляется. Чем меньше становится звезда, тем медленнее она схлопывается, пока не становится совершенно замороженной при точно критической длине окружности. Вне зависимости от того, как долго мы будем ждать, находясь снаружи звезды (т. е. в состоянии покоя во внешней статичной системе отсчета), мы никогда не сможем увидеть, как звезда схлопнется, пройдя критический размер. Таков был недвусмысленный вывод из формул Оппенгеймера и Снайдера.

Обусловлено ли замораживание сжатия некоей неожиданной силой внутри звезды, следующей из общей теории относительности? Нет, это не так, — догадались Оппенгеймер и Снайдер. Скорее всего, оно объясняется гравитационной временной задержкой (замедлением течения времени) вблизи критического размера. Время на поверхности звезды, со стороны покоящегося стороннего наблюдателя, при приближении к критической окружности, должно течь все медленнее и, соответственно, все происходящие внутри звезды процессы, включая само схлопывание, будут протекать все медленнее, пока совсем не остановятся.

Каким бы странным ни казалось это предсказание, другое, даваемое формулами Оппенгеймера и Снайдера, было еще удивительнее. Хотя, с точки зрения покоящегося внешнего наблюдателя, схлопывание замораживается на критической окружности, на взгляд наблюдателя, находящегося на поверхности звезды и движущегося вместе с ней, оно вовсе не прекращается. Если звезда имеет массу в несколько солнечных масс и сжимается, начиная примерно с размера Солнца, то для наблюдателя на ее поверхности она сожмется до критической окружности за время порядка часа и затем, пройдя критическую отметку, продолжит схлопывание к все меньшим окружностям.

К 1939 г., когда Оппенгеймер и Снайдер обнаружили все это, физики уже привыкли к тому факту, что время относительно: в системах отсчета, движущихся во Вселенной по-разному, течение времени различно. Но никогда ранее никто не сталкивался с подобной разницей между системами отсчета. Трудно было принять, что схлопывание навсегда замораживается для наблюдателя в одной покоящейся системе отсчета, но быстро развивается, проходя точку замерзания, при измерении в системе отсчета, связанной с поверхностью звезды. Зная о таких предсказаниях, все, кто изучал математические расчеты Оппенгеймера и Снайдера, чувствовали неудобство. Можно было, конечно, на это неудобство махнуть рукой и ограничиться эвристическими объяснениями, но ни одно из них не казалось удовлетворительным. Все это будет оставаться непонятным вплоть до конца 1950-х годов.

Рассматривая формулы Оппенгеймера и Снайдера с точки зрения наблюдателя на поверхности звезды, можно получить не только подробную картину схлопывания, даже после того, как звезда проваливается за критическую окружность (т. е. «съеживается» до бесконечной плотности и нулевого объема), но также и детали искривления пространства-времени при таком сжатии. Однако в своей статье, описывающей расчет, Оппенгеймер и Снайдер избегали каких-либо деталей сжатия. Возможно, природный научный консерватизм Оппенгеймера и его нежелание строить предположения не позволили ему вдаваться в обсуждения.

Если даже Оппенгеймеру и Снайдеру было трудно принять прочтенную по их же формулам конечную судьбу схлопывающейся звезды, что говорить о других физиках, которым в 1939 г. странными казались даже детали происходящего вне критической окружности. В Калтехе, например, поверил в эти результаты Толман — все-таки предсказания были непосредственным следствием общей теории относительности. Но других в Калтехе все это не слишком убедило. Общая теория относительности была экспериментально проверена лишь в пределах Солнечной системы, где гравитация настолько слаба, что законы Ньютона дают практически те же предсказания, что и уравнения общей теории относительности. В противоположность этому, причудливые предсказания Оппенгеймера-Снайдера обращались к сверхсильной гравитации. Большинство физиков полагали возможным, что общая теория относительности перестает работать, когда тяготение становится настолько велико. Но даже если бы она и продолжала работать, все равно Оппенгеймер и Снайдер могли неправильно интерпретировать то, что пытались сказать полученные ими математические выражения. А если их интерпретация и была верной, расчеты были столь идеализированы (в отношении вращения, комков, ударов и излучения), что их можно было не принимать всерьез.

Подобный скептицизм получил распространение в Соединенных Штатах, Западной Европе, но не в СССР. Здесь Лев Ландау, все еще приходивший в себя после годичного тюремного заключения, вел «Золотой список» наиболее важных теоретических статей по физике, опубликованных во всем мире. Прочтя работу Оппенгеймера — Снайдера, Ландау занес ее в свой список и заявил друзьям и знакомым, что последние открытия Оппенгеймера и Снайдера должны быть верными, хотя человеческому рассудку их чрезвычайно трудно принять. Влияние Ландау было столь сильным, что его взгляд отныне стали разделять и другие ведущие советские теоретики.

Ядерная интерлюдия

Были ли Оппенгеймер и Снайдер правы или они ошибались? Ответ на этот вопрос, возможно, мог быть получен уже в 40-е годы, если бы не вмешались вторая мировая война и программы форсированного создания водородной бомбы. Но война и бомба вмешались, и исследование таких непрактичных, изотерических вопросов, как черные дыры, оказалось временно замороженным — до тех пор, пока физики не обратили все силы на разработку оружия.

Только к концу 1950-х годов гонка вооружения достаточно ослабла для того, чтобы мысли о схлопывающихся звездах смогли вернуться в сознание физиков. Только после этого скептики начали первую серьезную атаку на предсказания Оппенгеймера-Снайдера. Одним из тех, кто первым (правда, недолго) выступал под флагом скептицизма, был Уилер. Лидером же поверивших стал вначале советский двойник Уилера — Я.Б. Зельдович.

Характеры Уилера и Зельдовича закаливались в войне проектов ядерного оружия в течение почти двух десятилетий в 40—50-е годы, пока исследования черных дыр были на время отставлены. Из своих работ над вооружением Уилер и Зельдович вышли с богатым арсеналом средств для анализа черных дыр: мощной компьютерной техникой, глубоким пониманием физических законов и коллективным стилем исследований, состоявшим в постоянном стимулировании более молодых коллег. За ними тянулась и тяжелая ноша гаммы сложных взаимоотношений с основными коллегами: у Уилера — с Оппенгеймером, у Зельдовича — с Ландау и Сахаровым.

* * *

Уилер, только окончивший аспирантуру в 1933 г. и выигравший финансируемую Рокфеллером стипендию Национального исследовательского совета, имел выбор, где и с кем продолжать работу. Он мог бы выбрать Беркли и Оппенгеймера, как поступили большинство постдоков, получивших эту стипендию в то время, но вместо этого он остановил внимание на Университете Нью-Йорка и Грегори Брейте. «Как личности они [Оппенгеймер и Брейт] были крайне разные, — утверждает Уилер, — Оппенгеймер видел вещи в черном и белом цвете и быстро принимал решения. Брейт работал с оттенками серого. Меня привлекали вопросы, требующие всестороннего отражения, и потому я выбрал Брейта».

Из Университета Нью-Йорка в 1933 г. Уилер переехал в Копенгаген, чтобы учиться у Н. Бора. Затем получил место профессора в Университете Северной Каролины, а после этого — в Принстонском университете в Нью-Джерси. В 1939 г., когда Оппенгеймер с учениками в Калифорнии исследовали нейтронные звезды и черные дыры, Уилер и Бор в Принстоне (Бор переехал сюда) разрабатывали теорию деления ядра — распад тяжелых атомных ядер, таких как уран, на меньшие части при бомбардировке ядер нейтронами. Распад был только что, довольно неожиданно, открыт в Германии Отто Ганом и Фрицем Штрассманом, и последствия этого могли быть зловещими: в результате цепи реакций деления можно было создать оружие беспрецедентной мощности. Но Бора и Уилера не волновали цепные реакции и оружие; они просто хотели понять, как возникает деление, какой механизм лежит в его основе, как оно получается из законов физики?

Бор и Уилер достигли замечательного успеха. Они открыли, как физические законы объясняют деление, и предсказали, какие ядра могли бы быть самыми эффективными для поддержания цепных реакций: уран-235 (который станет основой бомбы, разрушившей японский город Хиросиму) и плутоний-239 (ядро, не существующее в природе, но американские физики вскоре узнают, как получать его в ядерных реакторах, и используют, чтобы начинить им бомбу, разрушившую Нагасаки). Однако в 1939 г. Бор и Уилер не думали еще на языке бомб, они просто хотели понять.

Статья Бора — Уилера, объясняющая ядерный распад, была опубликована в том же номере Physical Review, что и работа Оппенгеймера-Снайдера, описывающая образование черных дыр. Публикация была датирована 1 сентября 1939 г., тем днем, когда Гитлер вторгся в Польшу, развязав вторую мировую войну.

Врезка 6.1

Расщепление, слияние и цепные реакции

Слияние очень легких ядер с образованием ядер среднего размера высвобождает огромное количество энергии. Простой пример был показан во Врезке 5.3 — слияние ядра дейтерия («тяжелого водорода», имеющего один протон и один нейтрон) с обычным водородным ядром (единственный протон) с образование ядра гелия-3 (два протона и один нейтрон):

Такие реакции синтеза поддерживают жар Солнца и обеспечивают энергией водородную («супербомбу», как ее называли в 1940-х и 1950-х).

Расщепление (распад на части) очень тяжелых ядер с образованием двух ядер среднего размера также высвобождает большое количество энергии — намного большее, чем в ходе химических реакций (поскольку ядерные силы, которые работают в ядрах, значительно сильнее электромагнитных сил, которые управляют химически реагирующими атомами), но намного меньшее энергии, выделяющейся при слиянии легких ядер. Некоторые очень тяжелые ядра могут расщепляться без внешней помощи, естественным образом. Более интересны для этой главы реакции деления, в которых в очень тяжелое ядро типа урана-235 (ядро урана с 235 протонами и нейтронами) ударяется нейтрон и разбивает это примерно пополам.

Есть два тяжелых ядра: уран-235 и плутоний-239, имеющие такую особенность, что их расщепление порождает не только два ядра среднего размера, но и несколько нейтронов (как на рисунке выше). Эти нейтроны делают возможными цепные реакции: если сконцентрировать достаточное количество урана-235 или плутония-239 в достаточно малом объеме, то нейтроны, вылетевшие при одном расщеплении, поразят другие ядра урана или плутония и расщепят их, произведя больше нейтронов, которые расщепят больше ядер, производящих еще больше нейтронов, расщепляющих еще больше ядер, и так далее. Результатом такой неконтролируемой цепной реакции будет сильнейший взрыв (взрыв атомной бомбы), а если управлять ей в реакторе, можно получать экономичную электроэнергию.

Яков Борисович Зельдович родился в еврейской семье в Минске в 1914 г., в том же году вся семья перебралась в Санкт-Петербург (переименованный тогда же в Петроград, а потом, в 1924 г. — в Ленинград). Зельдович окончил школу в возрасте 15 лет и затем, вместо того чтобы поступать в университет, пошел работать лаборантом в Ленинградский физико-технический институт. Здесь он самостоятельно изучил физику и химию и провел настолько впечатляющие исследования, что даже без формального обучения в университете в 1936 г., в возрасте 22 лет, был удостоен степени кандидата наук.

В 1939 г., когда Уилер и Бор разрабатывали теорию ядерного распада, Зельдович вместе с близким другом Юлием Борисовичем Харитоном развивал теорию цепных реакций, происходящих при ядерном распаде. Эти исследования были инициированы интригующей (хотя и неверной) гипотезой французского физика Франсуа Перрена, предположившего, что извержения вулкана питаются энергией естественных подземных ядерных взрывов, происходящих в результате цепных реакций распада атомных ядер. Однако никто, включая Перрена, пока не проработал деталей таких цепных реакций, и Зельдович с Харитоном, в числе лучших экспертов по химическим взрывам, погрузились в решение этой проблемы. В течение нескольких месяцев они (как и работавшие параллельно с ними ученые на Западе) показали, что подобные взрывы не могут происходить в природе, поскольку встречающийся в природе уран состоит в основном из урана-238 и незначительного количества урана-235. Однако они пришли к выводу, что если уран-235 искусственно отделить и сконцентрировать, то такую реакцию вполне можно будет провести. (За такое отделение вскоре возьмутся американцы, чтобы создать топливо для атомной бомбы, сброшенной затем на Хиросиму.) Завеса секретности в то время еще не опустилась на ядерные исследования, поэтому Зельдович и Харитон опубликовали свои расчеты в самом престижном советском физическом издании — Журнале экспериментальной и теоретической физики для сведения ученых всего мира.

* * *

В течение шести лет пока шла вторая мировая война физики воевавших стран разрабатывали сонары, миноискатели, ракеты, радары и судьбоносную атомную бомбу. Оппенгеймер возглавлял «Манхэттенский проект» в Лос-Аламосе (штат Нью-Мексико) по разработке и созданию американских бомб. Уилер был ведущим ученым при проектировании и конструировании первых в мире промышленных ядерных реакторов в Хэнфорде (штат Вашингтон), которые произвели плутоний-239 для бомбы Нагасаки.

После истребительных бомбардировок Хиросимы и Нагасаки, приведших к гибели сотен тысяч человек, Оппенгеймер испытал сильнейшее душевное потрясение. «Если атомные бомбы будут добавлены в военные арсеналы воюющих стран или в арсеналы наций, готовящихся к войне, настанет время, когда человечество проклянет Лос-Аламос и Хиросиму». «Остается тяжелое чувство, которое не пригасить ни грубостью, ни юмором, ни оправданиями, что физики несут известный грех — это их знания, которые они не могут утратить».

Но сожаления Уилера имели противоположный характер: «Обращаясь назад (к 1939 г. и моей работе с Бором над теорией распада), я чувствую величайшее сожаление. Как могло случиться, что я рассматривал распад в первую очередь как физик (просто любопытствующий узнать, как этот распад работает) и лишь во вторую как гражданин (озабоченный защитой своей страны)? Почему я не взглянул на проблему иначе как гражданин (пытающийся защитить свою страну), а лишь потом — как физик? Простая оценка показывает, что если в ходе второй мировой войны погибли от 20 до 25 миллионов человек, и при этом большая часть в ее последние годы. Каждый месяц сокращения войны означал бы спасение порядка полумиллиона-миллиона жизней. Среди этих подаренных жизней мог бы быть и мой брат Джо, убитый в октябре 1944 г. в боях за Италию. Насколько бы все было по-другому, если бы критическая дата (бомбардировка Хиросимы) была не 6 августа 1945 г., а 6 августа 1943 г.».

* * *

В СССР с июня 1941 г., когда Германия напала на Россию, физики свернули все ядерные исследования, поскольку другие области физики могли бы дать более быструю отдачу для национальной обороны. В то время, когда немецкая армия продвигалась вперед и окружала Ленинград, Зельдович со своим другом Харитоном, находясь в эвакуации в Казани, интенсивно работали над теорией взрыва обычных типов бомб, пытаясь увеличить их взрывную силу. Затем, в 1943 г., они были вызваны в Москву. Им сообщили, что как американцы, так и немцы наращивают усилия по созданию атомной бомбы, и им предстоит влиться в руководимую И.В.Курчатовым маленькую, элитную группу советских ученых по разработке бомбы.

Двумя годами позже, когда американцы подвергли атомной бомбардировке Хиросиму и Нагасаки, а команда Курчатова разработала подробное теоретическое описание ядерных реакторов для производства плутония-239 и подготовила несколько возможных конструкций бомбы, Харитон и Зельдович стали ведущими теоретиками проекта.

Узнав о взрывах американских бомб, Сталин гневно отчитал Курчатова за медлительность. Курчатов защищал свою команду: среди военной разрухи, имея ограниченные ресурсы, они не могли бы продвигаться быстрее. Сталин сердито возразил ему: «Если бы ребенок не кричал, мать не знала бы, что ему нужно. Просите все, что вам нужно, — потребовал Сталин, — и вам не откажут». Сталин распорядился о начале неограниченного никакими преградами форсированного проекта по созданию бомбы, проекта под верховным руководством Берии — грозного главы тайной полиции.

Масштаб усилий, предпринятых Берией, трудно себе представить. Он использовал подневольный труд миллионов советских граждан, находившихся в сталинских лагерях. Именно «зэки», как их обычно называли, построили урановые шахты, фабрики очистки урана, ядерные реакторы, теоретические исследовательские центры, полигоны для проверки оружия и самодостаточные маленькие города для обеспечения всех этих объектов. Все это, рассеянное по территории страны, было окружено таким уровнем секретности, о котором и не слышали в ходе американского манхэттенского проекта.

Зельдович и Харитон были направлены в одно из таких «отдаленных мест», расположение которых хотя и было зачастую хорошо известно западным экспертам к концу 1950-х, было запрещено открывать советским гражданам вплоть до 1990-х. Это место называли просто «Объект». Харитон стал директором, а Зельдович возглавил одну из ключевых групп по разработке бомбы. Направляемый Берией Курчатов сформировал несколько групп физиков для параллельной и совершенно независимой проработки различных аспектов бомбового проекта: дублирование обеспечивало секретность. Группы с «Объекта» снабжали конструкторскими задачами другие команды, включая и небольшую группу Ландау, работавшую в Институте физических проблем в Москве.

Пока неумолимо разворачивались эти массированные усилия, советские шпионы получили через Клауса Фукса (британского физика, работавшего на американский проект) чертежи американской плутониевой бомбы. Она в некоторых деталях отличалась от разработки Зельдовича с коллегами, поэтому Курчатов, Харитон и остальное руководство оказались перед нелегким выбором: они находились под непрестанным давлением Сталина и Берии, требовавших результатов, и потому боялись последствий возможных неудачных испытаний в эпоху, когда неудача могла означать смерть. Они знали, что американская конструкция сработала в Аламогордо и Нагасаки, но не были совершенно уверены в собственной разработке; в то же время они располагали запасом плутония только на одну бомбу. Решение было очевидным, но болезненным: они отставили собственную конструкцию и нацелили проект на реализацию американской разработки.

Наконец, 29 августа 1949 г., после четырех лет громадных усилий, неимоверных страданий, несчетных смертей зэков-рабов и скопления отходов ядерных реакторов вблизи Челябинска (которые десятью годами позже взорвутся, заразив сотни квадратных километров окраины страны) форсированная программа принесла результат. Первая советская атомная бомба была взорвана вблизи Семипалатинска в Средней Азии, в ходе испытаний на которых присутствовали руководители государства и верховное командование Советской Армии.

* * *

3 сентября 1949 г. американский самолет погодной разведки WB-29, совершая рядовой полет из Японии на Аляску, обнаружил продукты ядерного распада от советских испытаний. Данные были представлены для оценки комиссии экспертов, включая Оппенгеймера. Вердикт был однозначен: русские испытали атомную бомбу!

Поднялась паника (бомбоубежища на заднем дворе; занятия по защите от атомной опасности в школах; «охота на ведьм» сенатора Маккарти по выкорчевыванию шпионов, коммунистов и их сторонников из правительства, армии, прессы и университетов). На фоне этой паники разгорелись широкие дебаты между физиками и политиками. Эдвард Теллер, отличавшийся новаторским подходом среди американских физиков, разработчиков атомной бомбы, отстаивал форсированную программу разработки и создания «супербомбы» (или водородной бомбы) — оружия, основанного на слиянии водородных ядер с образованием гелия. Водородная бомба, если бы она была создана, была бы ужасна. Казалось, нет ограничений на ее мощность. Хотите бомбу в десять раз более мощную, чем та, которую сбросили на Хиросиму? В сто раз более мощную? В тысячу? В миллион?… Если бы можно было вообще сделать действующую бомбу, она была бы сколь угодно мощной.

Уилер поддержал Теллера: форсированная программа «супербомбы» будет существенным противовесом советской угрозе. Оппенгеймер и его Генеральный консультативный комитет при Комиссии по атомной энергии США высказались против. Совсем не очевидно, действительно ли задуманная супербомба может быть создана, возражал комитет. Более того, даже если она и будет действовать, любая супербомба, гораздо более мощная, чем обычная атомная, скорее всего, будет слишком тяжелой, чтобы ее можно было доставить самолетом или ракетой.

Кроме того, существовали и моральные аспекты, которые Оппенгеймер и его комитет сформулировали следующим образом: «Мы основываем наши рекомендации (против форсированной программы) на вере в то, что чрезвычайная опасность для человечества, содержащаяся в предложении, полностью перевешивает любое военное преимущество, которое может происходить из его развития. Необходимо понять, что речь идет о супероружии, которое относится к другой категории, чем атомная бомба. Причиной для разработки подобной супербомбы могла бы стать потребность опустошить с помощью одной-единственной бомбы обширные пространства. Ее использование означает принятие решения об истреблении огромной части гражданского населения. Мы также обеспокоены возможными глобальными последствиями воздействия радиоактивности, возникающей при взрыве нескольких супербомб существенной мощности. Если супербомба вообще будет создана, не будет принципиального предела разрушительной мощи, которая может быть достигнута с ее помощью. Поэтому супербомба способна стать оружием массового геноцида».

На Теллера и Уилера эти аргументы не произвели впечатления. Русские, несомненно, будут продвигаться вперед по пути создания водородной бомбы; если Америка также не будет двигаться дальше, свободный мир подвергнется чрезвычайной опасности.

Точка зрения Теллера — Уилера победила. 10 марта 1950 г. президент Трумэн приказал развернуть программу разработки супербомбы.

Если смотреть в ретроспективе, американская конструкция супербомбы образца 1949 г., как и подозревал комитет Оппенгеймера, была обречена на неудачу. Однако поскольку тогда это еще не стало очевидным, и так как ничего лучшего придумано не было, ее продолжали разрабатывать вплоть до марта 1951 г., когда Теллер и Станислав Улам изобрели радикально новую конструкцию, выглядевшую весьма многообещающей.

Изобретение Теллера — Улама сначала было лишь идеей конструкции. Как сказал Ганс Бете, «девять из десяти идей Теллера бесполезны. Ему нужны критики, пусть даже менее одаренные, чем он, чтобы выделить эту десятую идею, часто являющуюся печатью гения». Необходимо было проверить, была ли идея гениальным прозрением или лишь обманчивой иллюзией. Для этого требовалось воплотить ее в конкретную, детально проработанную конструкцию, затем провести громоздкие расчеты на самых больших из доступных тогда компьютерах, чтобы увидеть, будет ли предложенная конструкция работать. И только если вычисления предскажут успех, построить и испытать реальную бомбу.

Две группы получили задание произвести вычисления: одна в Лос-Аламосе, другая в Принстонском университете. Принстонскую команду возглавлял Уилер. Его команда работала на протяжении нескольких месяцев днем и ночью, чтобы создать полную конструкцию бомбы на основе идеи Теллера — Улама и проверить ее работоспособность моделированием на компьютере. Как вспоминает Уилер, «… это был колоссальный объем вычислений. Мы использовали вычислительные средства Нью-Йорка, Филадельфии и Вашингтона — фактически значительную часть всех вычислительных мощностей Соединенных Штатов. Чтобы получить ответ, Ларри Уиллетс, Джон Толл, Кен Форд, Луис Хени, Карл Хаусман, Дик л’Оливер и другие работали в три шестичасовые смены каждый день».

Когда расчеты показали, что идея Теллера — Улама, судя по всему, будет работать, в Институте передовых исследований в Принстоне (где директором был Оппенгеймер) организовали встречу для представления идеи Генеральному консультативному комитету и его «родителю» — Комиссии по атомной энергии США. Теллер описал идею, а Уилер рассказал об особенностях конструкции, разработанной его группой, и предсказываемого взрыва.

Уилер вспоминает: «Когда я начал свое выступление, Кен Форд подбежал снаружи к окну, опустил его и передал мне большую диаграмму. Я развернул ее и повесил на стену: она демонстрировала развитие термоядерной реакции [как мы ее рассчитали]… У комиссии не оставалось иного выбора, как заключить, что это заслуживает внимания… Наши расчеты перевернули отношение Оппи к проекту».

А вот как описал собственное впечатление Оппенгеймер: «Наша программа в 1949 г. [фугасная бомба] была довольно извращенной штукой, ее легко было оспорить, в техническом смысле она не производила какого-либо впечатления. Поэтому было легко возражать, доказывая ее нежелательность, даже если она получится. Программа 1952 г. [новая конструкция, основанная на идее Теллера — Улама] была настолько технически приятной, что о ней просто нельзя было спорить. Оставались лишь чисто военные и политические, а также гуманистические аспекты проблемы того, что вы собираетесь делать, заполучив эту бомбу».

Часть команды Джона Уилера, работавшей над проектом водородной бомбы в Принстонском университете в 1952 г. Передний ряд, слева направо-. Маргарет Феллоуз, Маргарет Мюррей, Доротея Райффел, Одри Ойала, Кристин Шэк, Роберта Кейси. Второй ряд: Вальтер Арон, Вильям Кленденин, Соломон Бохнер, Джон Толл, Джон Уилер, Кеннет Форд. Третий и четвертый ряд: Дэвид Лэйзер, Лоренс Вилетс, Дэвид Картер, Эдвард Фриман, Джей Бергер, Джон Макинтош, Ральф Пеннингтон, не определен, Роберт Герсс. [Фото Говарда Шредера, предоставлено Лоуренсом Уилетсом и Джоном А. Уилером)

Подавив глубокие опасения по поводу возникающих этических вопросов, Оппенгеймер вместе с членами своего комитета примкнул к рядам Теллера, Уилера и других сторонников супербомбы, и проект ускоренными темпами двинулся вперед к созданию и испытанию бомбы. Она работала так, как и предсказывали расчеты группы Уилера и работавшей параллельно лос-аламосской группы.

Обширные расчеты конструкции бомбы, выполненные группой Уилера, в окончательном виде были описаны в секретном документе «Проект Маттерхорн. Раздел В. Доклад 31» или «РМВ-31». «Мне сообщили, — рассказывал Уилер, — что, по крайней мере, в течение десяти лет «РМВ-31» служил библией для разработчиков термоядерных устройств» (водородных бомб).

* * *

В 1949–1950 гг., когда Америка находилась в состоянии паники, а Оппенгеймер, Теллер и другие дискутировали, должна ли страна формировать свою программу разработки супербомбы, соответствующая программа в Советском Союзе шла полным ходом.

Весной 1948 г., за 15 месяцев до испытания первой советской атомной бомбы, Зельдович и его команда, работавшая на «Объекте», провели теоретические расчеты супербомбы — конструкции, аналогичной «обреченной» американской. В июне 1948 г. в Москве под руководством Игоря Тамма, одного из самых выдающихся советских теоретиков, была организована вторая группа для разработки супербомбы. Ее членами стали Виталий Гинзбург, Андрей Сахаров (который в 1970-х станет диссидентом, а затем — героем и советским святым в конце 1980-х — начале 1990-х годов), Семен Беленький и Юрий Романов. Команде Тамма было поручено проверить и уточнить вычисления группы Зельдовича.

Отношение команды Тамма к этой задаче раскрывается в высказывании Беленького, цитируемрм Сахаровым: «Наша работа — лизать Зельдовичу задницу». Зельдович, парадоксальным образом являвшийся одновременно сильной, требовательной личностью и чрезвычайно робким в политике человеком, не был самым популярным из советских физиков. Однако он был в числе самых блестящих. Ландау, руководивший маленькой вспомогательной группой разработчиков, время от времени получавшей указания от группы Зельдовича проанализировать тот или иной аспект конструкции бомбы, иногда за спиной Зельдовича называл его «эта сука, Зельдович», хотя тот почитал Ландау как лучшего судью корректности физических идей и как своего лучшего учителя, хотя формально никогда не посещал его лекций.

Сахарову и Гинзбургу понадобилось лишь несколько месяцев, чтобы найти гораздо лучшую конструкцию супербомбы, чем та «обреченная на провал», которую разрабатывали Зельдович и американцы. Сахаров предложил создать бомбу в виде слоеного пирога из чередующихся оболочек тяжелого распадающегося ядерного топлива (урана) и легкого термоядерного топлива, а Гинзбург придумал использовать в качестве топлива для реакции синтеза дейтерид лития (LiD). В процессе мощного взрыва ядра лития в LiD распадаются на два ядра трития, который соединяется с остающимся дейтерием, образуя ядра гелия, при этом высвобождается колоссальное количество энергии. Тяжелый уран усиливает взрыв, не позволяя слишком быстро уходить его энергии, помогая сжимать термоядерное топливо и добавляя к энергии синтеза энергию ядерного распада. Когда Сахаров представил свою идею, Зельдович сразу оценил ее перспективность. Слоеный пирог Сахарова и LiD Гинзбурга быстро переместились в фокус усилий по разработке советской супербомбы.

Чтобы еще более форсировать разработку супербомбы, Сахаров, Тамм, Беленький и Романов были переправлены на «Объект». Но не Гинзбург. Причина этого казалась очевидной: тремя годами ранее Гинзбург женился на Нине Ивановне, жизнерадостной прекрасной женщине, которая в начале 1940-х годов была брошена в тюрьму по сфабрикованному обвинению в заговоре с целью убийства Сталина. Она и ее предполагаемые сообщники якобы планировали застрелить Сталина из окна комнаты, в которой она жила, когда тот будет проезжать по Арбату. Во время заседания тройки, решавшей ее судьбу, вдруг выяснилось, что в ее комнате вообще нет окон, выходящих на Арбат, поэтому было проявлено необычное милосердие, и ее жизнь была спасена. Ее приговорили лишь к тюремному заключению и затем ссылке, а не к смерти. Однако заключения и ссылки оказалось достаточно, чтобы «запятнать» Гинзбурга, изобретателя LiD топлива для бомбы, и захлопнуть перед ним ворота «Объекта».

Гинзбург, предпочитавший фундаментальные физические исследования разработке бомбы, был этому только рад, а мир науки тоже выиграл: пока Зельдович, Сахаров и Уилер сконцентрировались на бомбах, Гинзбург решил загадку распространения в нашей Галактике космических лучей и вместе с Ландау, воспользовавшись законами квантовой механики, объяснил природу сверхпроводимости.

* * *

В 1949 г., когда советский проект атомной бомбы принес свой результат, Сталин приказал незамедлительно переключить все ресурсы советского государства на усилия по созданию супербомбы. Рабский труд зеков, центры теоретических исследований, промышленность, испытательные полигоны, многочисленные команды физиков по каждому аспекту конструкции — все должно было быть сфокусировано на попытке обогнать американцев в создании водородной бомбы. Обо всем этом американцы, вовлеченные в дебаты о том, стоит ли форсировать разработку супербомбы, ничего не знали. Однако Америка имела лучшую технологию и мощный задел.

1 ноября 1952 г. американцы взорвали устройство типа водородной бомбы под кодовым названием Майк. Оно было создано для проверки изобретения Теллера — Улама и основывалось на теоретических расчетах команды Уилера и работавшей параллельно лос-аламосской группы. Основным топливом в нем был жидкий дейтерий. Для его сжижения и перекачки к месту взрыва использовалась огромная установка промышленных масштабов. В этом смысле устройство это не было бомбой, которую можно было бы доставить на самолете или ракете. Тем не менее, оно полностью разрушило остров Элуджлаб в атолле Эниветок в Тихом океане; оно было в 800 раз мощнее бомбы, убившей более 100 тысяч человек в Хиросиме.

5 марта 1953 г. в сопровождении траурной музыки радио Москвы объявило о смерти Иосифа Сталина. В Америке царила радость, а в СССР — горе. Андрей Сахаров писал жене Клаве: «Я нахожусь под влиянием смерти великого человека. Я думаю о его человечности».

12 августа 1953 г. в Семипалатинске Советы взорвали свою первую водородную бомбу. Американцы окрестили ее Джо-4, в ней использовалась конструкция слоеного пирога Сахарова и LiD термоядерное топливо, и она была достаточно малой, чтобы ее можно было доставить самолетом. Однако топливо Джо-4 зажигалось способом отличным от метода Теллера — Улама, и в результате Джо-4 была гораздо менее мощной, чем американский Майк: «только» 30 Хиросим по сравнению с 800 Майка.

Фактически, на языке американских физиков-разработчиков бомб, Джо-4 вообще не была водородной бомбой; она представляла собой усиленную атомную бомбу, т. е. атомную бомбу, энергия которой усилилась включением некоторого количества термоядерного топлива. Подобные усиленные атомные бомбы уже входили в американские боевые арсеналы, и американцы отказывались считать их водородными бомбами, поскольку конструкция слоеного пирога не позволяла поджигать произвольно большое количество термоядерного топлива. При такой конструкции, например, нельзя было создать оружие «страшного суда», в тысячи раз более мощное, чем в Хиросиме.

Но и 30 Хиросимами нельзя было пренебрегать, так же как и возможностью их доставки. И хотя Джо-4 было действительно грозным оружием, Уилер и другие американцы вздохнули с облегчением, поскольку новый советский руководитель, Георгий Маленков, больше не сможет им угрожать, так как у них есть новая настоящая супербомба.

1 марта 1954 г. американцы взорвали свою первую наполненную LiD бомбу. Она получила кодовое название Браво и, как и Майк, основывалась на расчетах групп Уилера и Лос-Аламоса и использовала изобретение Теллера — Улама. Мощность взрыва равнялась 1300 Хиросимам.

В марте 1954 г. Сахаров и Зельдович вместе пришли (независимо от американцев) к идее Теллера — Улама, и в течение нескольких месяцев все советские ресурсы были нацелены на ее воплощение в реальную супербомбу, которая имела бы столь большую разрушительную силу, какую можно было только пожелать. Для полной разработки и создания бомбы потребовалось лишь 18 месяцев. 23 ноября 1955 г. она была испытана. Сила взрыва составила 300 Хиросим.

Как и подозревал оппенгеймеровский Генеральный консультативный комитет, противясь форсированной программе разработки супербомбы, эти немыслимо мощные бомбы, включая и монстра в 5000 Хиросим, взорванного позднее Советами в попытке запугать Джона Кеннеди, не были особенно привлекательны для военных ни в США, ни в СССР. Мощность оружия, имеющегося сейчас в российских и американских арсеналах, составляет примерно 30 бомб Хиросимы, а не тысячи. И хотя это настоящие водородные бомбы, их мощность не превышает мощности обычных больших атомных бомб.

Врезка 6.2

Почему советские физики делали для Сталина бомбу?

Почему Зельдович, Сахаров и другие великие советские физики так напряженно работали, чтобы сделать для Иосифа Сталина атомную и водородную бомбу? Сталин нес ответственность за гибель миллионов советских граждан: 6 или 7 млн крестьян и кулаков в период насильственной коллективизации в начале 1930-х годов,

2,5 млн человек из высших слоев военнослужащих, правительства и общества в период Великого террора в 1937–1939 гг., 10 млн из всех общественных слоев в тюрьмах и лагерях в 1930-х, 40-х и 50-х. Как мог физик, находящийся в здравом уме, вложить это сверхоружие в руки столь злонамеренного человека?

Задающие подобные вопросы забывают или ничего не знают об условиях — как физических так и психологических, — определявших жизнь в Советском Союзе в конце 40-х — начале 50-х годов.

1. Не успел Советский Союз выйти из самой кровавой и разрушительной войны в своей истории (войны с Германией, агрессором, убившим 27 млн советских людей и принесшим опустошение на их родную землю), как Уинстон Черчилль произвел первый залп в «холодной войне»: 5 марта 1946 г. в своей знаменитой речи в Фултоне (Миссури) Черчилль предупредил Запад о советской угрозе, употребив выражение «железный занавес» для характеристики границ, установленных Сталиным вокруг своей империи. Сталинская пропагандистская машина «выдоила» из речи Черчилля все, что было можно, посеяв у советских граждан глубокий страх, что англичане и американцы могут внезапно напасть на них. Америка (внушала советская пропаганда [77] ) запланировала внезапный удар с помощью 300 атомных бомб, доставляемых на самолетах и нацеленных на 300 советских городов. Большинство советских физиков верили этой пропаганде и безоговорочно принимали абсолютную необходимость того, чтобы СССР создал свое ядерное оружие для защиты от возможного повторения гитлеровского опустошения.

2. Сталинский государственный механизм контроля над информацией и промывания мозгов был настолько эффективен, что даже среди ведущих ученых мало кто мог понять жестокость этого человека; большинство советских физиков (включая и Сахарова), как и большинство советских граждан, почитали Сталина как Великого Вождя — строгого, но справедливого диктатора, который обеспечил победу над Германией и теперь защитит людей от враждебного окружения. Советские физики ужасались тому, что зло поразило нижние этажи власти: малейшего обвинения со стороны кого-то, кого вы едва знали, могло оказаться достаточно, чтобы обречь вас на тюремное заключение, а часто и на смерть. (В конце 1960-х Зельдович при мне вспоминал, как это было: «Сейчас такая замечательная жизнь, среди ночи больше не раздается стук в дверь, и ничьи друзья больше не пропадают без вести».)

Однако большинство физиков не верило, что источником этого зла мог быть Великий Вождь, это кто-то другие, ниже его. (Ландау понимал больше; он о многом узнал в тюрьме. Однако психологически подавленный заключением, он редко заговаривал о вине Сталина, а когда говорил, друзья ему не верили.)

3. Хотя все жили в страхе, информация контролировалась настолько тщательно, что никто не мог себе даже представить масштаба потерь, нанесенных Сталиным. Эти потери станут известны лишь в горбачевскую эпоху гласности, в конце 1980-х.

4. Многие советские физики были «фаталистами». Они вообще об этом не задумывались. Жизнь была настолько тяжела, что приходилось сражаться лишь за то, чтобы она продолжалась, выполняя любую работу, какой бы она ни была, наилучшим образом. Кроме того, техническая задача — понять, как сделать работающую бомбу, — казалась захватывающей, да и сама работа в коллективе талантливых разработчиков приносила удовольствие, престиж и хорошую зарплату.

Военным никогда не требовалось оружие «конца света». Единственным применением таких устройств могло бы быть лишь психологическое запугивание противника, но такое запугивание может быть серьезной проблемой в мире лидеров, подобных Иосифу Сталину.

2 июля 1953 г. Комиссию по атомной энергии возглавил Леви Штраусс, который будучи рядовым членом комиссии, жестко боролся с Оппенгеймером за форсированную разработку супербомбы. Первым его актом власти стало изъятие соответствующих материалов из кабинета Оппенгеймера в Принстоне. У Штраусса, как и у многих других в Вашингтоне, имелись глубокие сомнения в лояльности Оппенгеймера. Как человек, преданный Америке, мог противодействовать сверхусилиям Уилера и его команды воплотить изобретение Теллера — Улама? Будучи во время этих широких дебатов главным консультантом Объединенного комитета по атомной энергии конгресса США, Уильям Борден послал Дж. Эдгару Гуверу (руководителю ФБР) письмо, в котором, в частности, утверждалось: «Целью этого письма является выражение окончательно сформировавшегося у меня убеждения, основанного на многолетнем изучении доступных свидетельств, что более вероятно то, что Дж. Роберт Оппенгеймер агент Советского Союза, чем то, что он им не является». Результаты предыдущей проверки благонадежности Оппенгеймера были аннулированы, и в апреле и мае 1954 г., одновременно с началом первых испытаний американской доставляемой водородной бомбы, Комиссия по атомной энергии провела слушания с целью определить, представлял ли Оппенгеймер или нет опасность для национальной безопасности.

Уилер во время слушаний находился в Вашингтоне по какому-то другому делу и в них не участвовал. Однако его близкий друг Теллер вечером накануне своего выступления со свидетельскими показаниями зашел к нему в отель и в течение нескольких часов мерил шагами комнату. Если бы Теллер изложил то, что он в действительности думал, это могло бы серьезно повредить Оппенгеймеру. Но мог ли он этого не делать? У Уилера не было сомнений — честность Теллера обязывала его дать все свидетельские показания.

Уилер был прав. На следующий день Теллер, согласившись с точкой зрения Уилера, заявил: «В огромном числе случаев я наблюдал, что доктор Оппенгеймер действовал… таким образом, что мне это было довольно трудно понять. Во многих случаях я был с ним серьезно не согласен, а его поведение, честно говоря, казалось мне странным и сложным. Исходя из этого… я хотел бы видеть жизненные интересы страны в руках того, кого я лучше понимаю и поэтому больше доверяю… Я верю (а это в основном вопрос веры, и за ним не стоит какой-то опыт или реальная информация), что характер доктора Оппенгеймера таков, что он не стал бы делать чего-то, что бы, по его мнению, подвергло бы риску безопасность нашей страны. В этом смысле, если ваш вопрос касается его целей, я не вижу никаких причин отвергать его благонадежность. Если же это вопрос мудрости и здравого смысла, продемонстрированного им в действиях, начиная с 1945 г., то я бы сказал, что было бы умнее не доверять ему».

Почти все остальные физики, дававшие показания, безоговорочно поддержали Оппенгеймера и были поражены свидетельством Теллера. Несмотря на это и несмотря на отсутствие убедительных свидетельств того, что Оппенгеймер был «агентом Советского Союза», климат того времени возобладал, было объявлено, что Оппенгеймер представляет риск для безопасности страны, и ему было отказано в восстановлении допуска к секретным сведениям.

Для большинства американских физиков Оппенгеймер стал невинной жертвой, а Теллер — настоящим злодеем. До конца жизни Теллер будет подвергаться остракизму со стороны физического сообщества. Но Уилер считал, что жертвой стал именно Теллер. Уилер верил, что Теллер «имел мужество честно выразить свое мнение, поставив национальную безопасность выше солидарности сообщества физиков». Такие свидетельства с точки зрения Уилера «заслуживают признательности», а не остракизма. С этим согласился 35 годами позже Андрей Сахаров.

Рождение черных дыр: все более глубокое понимание

Глубокие различия между Оппенгеймером и Уилером состояли не только в их отношении к проблемам национальной безопасности, но и в подходе к теоретической физике. Если Оппенгеймер прокладывал свой путь вблизи предсказаний утвердившихся физических законов, то Уилера толкала вперед жажда узнать, что лежит за пределами установленных законов. Он постоянно вторгался в области, где не срабатывали известные законы и в игру вступали новые. Он пытался проскочить в XXI век, взглянуть на то, как могли бы выглядеть законы физики за пределами ограничений текущего века.

Из всех мест, откуда можно было бросить такой взгляд, ни одно не казалось Уилеру в 1950-х годах и позднее столь же многообещающим, как стык общей теории относительности (область большого) и квантовой механики (область малого). Общая теория относительности и квантовая теория никак логически и последовательно не увязывались друг с другом. Они были как ряды и колонки кроссворда при первых попытках его разгадать, когда между вписанными наугад словами по горизонталям и вертикалям обнаруживается логическая несогласованность:

Там, где слово ТЕОРИЯ по горизонтали требовало букву Е, слово КВАНТОВАЯ хотело В, а где слову ТЕОРИЯ нужна буква Я, слово по вертикали МЕХАНИКА требует X. Глядя на горизонтали и вертикали, мы замечаем, что или то, или другое, или все слова одновременно для согласованности должны быть заменены. Точно так же при взгляде на законы общей теории относительности и квантовой механики становилось очевидно, что либо одна, либо другая, либо обе теории вместе должны быть изменены для получения логического согласия между ними.

Если бы такого согласия удалось достигнуть, то возникшее в результате объединение общей теории относительности и квантовой теории дало бы новый набор мощных физических законов, названный физиками «квантовая гравитация». Однако понимание того, как «поженить» общую теорию относительности с квантовой теорией, в 1950-х годах было еще настолько примитивно, что, несмотря на приложенные весьма значительные усилия, никому не удалось добиться какого-либо прогресса.

Медленным было и продвижение в понимании фундаментальных строительных блоков атомных ядер — нейтронов, протонов, электронов и множества других элементарных частиц, полученных на ускорителях.

Уилером владела мечта — пробраться через все эти дебри и одним взглядом охватить природу квантовой гравитации и элементарных частиц. По его мнению, такая возможность возникает в процессе поиска парадоксов в теоретической физике. С решением парадокса приходит более глубокое понимание. Чем глубже парадокс, тем скорее такое новое понимание поможет вырваться за границы XX века.

Поэтому вполне в духе сказанного было то, что, вынырнув из проекта супербомбы, Уилер вместе с Гаррисоном и Вакано вскоре заполнил провалы в нашем знании о холодных мертвых звездах (глава 5); по этой же причине он задумался о конечной «судьбе гигантских масс». Здесь был заключен парадокс как раз такого типа, какой искал Уилер: никакая холодная мертвая звезда не может быть тяжелее примерно двух солнечных масс. И в то же время космос, кажется, изобилует гораздо более массивными тяжелыми звездами — звездами, которые когда-нибудь должны остыть и умереть. Оппенгеймер, в свойственной ему прямолинейной манере, спросил у известных физических законов: что происходит с такими звездами? И получил (совместно со Снайдером) ответ, весьма взбудораживший Уилера. Была подкреплена уверенность Уилера в том, что, разобравшись в судьбе гигантских масс, он сможет бросить взгляд за пределы физики XX века. Как мы увидим в главах 12 и 13, Уилер оказался прав.

В душе Уилера разгорелся огонь — непрерывное страстное желание понять судьбу больших гигантских масс и узнать, не поможет ли эта их судьба открыть загадку квантовой гравитации и элементарных частиц. Оппенгеймера же в 1958 г. все это, казалось, мало заботило. Он был уверен в своих совместных со Снайдером расчетах, но не выказывал желания продвигаться дальше, к более глубокому пониманию. Возможно, он устал от напряженных сражений предыдущих двух десятилетий: борьбы за создание нового оружия, политических и личных схваток. Может быть, был сыт загадками неведомого. В любом случае он больше уже не будет участвовать в получении ответов. Факел был передан новому поколению. Наследие Оппенгеймера станет основой для исследований Уилера, а в Советском Союзе наследие Ландау станет фундаментом для работы Зельдовича.

* * *

В брюссельском споре 1958 г. с Оппенгеймером Уилер утверждал, что расчетам Оппенгеймера — Снайдера нельзя доверять. Почему? Из-за слишком сильной идеализации. Конкретнее, Оппенгеймер изначально полагал, что схлопывающаяся звезда вообще не имеет давления. Без давления в схлопывающемся веществе звезды не могли образоваться ударные волны (аналог разбивающихся и пенящихся океанских волн).

При отсутствии давления и ударных волн схлопывающееся вещество не могло бы нагреться. Без тепла и давления не может начаться ядерная реакция и невозможно излучение. Без исходящего излучения, сбрасываемого в ядерных реакциях вещества, давления и ударных волн у звезды нет другого способа потерять свою массу. При изначальном запрете на потерю массы у тяжелой звезды не остается возможностей когда-нибудь уменьшить свою массу до двух солнечных и стать холодной мертвой нейтронной звездой. Не удивительно поэтому, что схлопывающиеся звезды Оппенгеймера порождали черные дыры. Такая идеализация, как решил Уилер, и не позволила звездам сделать ничего больше рассчитанного!

В 1939 г., когда Оппенгеймер и Снайдер делали свою работу, было абсолютно безнадежно надеяться рассчитать во всех деталях схлопывание с реальным давлением (термическое давление, давление вырождения и давление, порождаемое ядерными силами), с ядерными реакциями, ударными волнами, нагревом, излучением и выбросом массы. Однако за прошедшее двадцатилетие усилия, направленные на создание ядерного оружия, обеспечили ученых подходящими для этого инструментами. Давление, ядерные реакции, ударные волны, нагрев, излучение, выброс массы — все это является основными характеристиками водородной бомбы, без этого бомба не взорвется. Чтобы разработать водородную бомбу требовалось все это учесть в компьютерных вычислениях.

Группа Уилера, конечно, этим занималась. Поэтому теперь казалось совершенно естественным переписать компьютерные программы так, чтобы вместо моделирования взрыва водородной бомбы они моделировали взрыв массивной звезды. Это было бы вполне естественно при условии, если бы группа Уилера все еще существовала. Однако теперь команда была распущена; они вместе написали доклад РМВ-31 и рассеялись, чтобы учить, проводить физические исследования или стать администраторами в различных университетах и правительственных лабораториях.

Опыт создания американской бомбы теперь сконцентрировался в Лос-Аламосе и новой правительственной лаборатории в Ливерморе (Калифорния). В Ливерморе в конце 1950-х Стирлинга Колгейта пленила проблема схлопывания звезд с образованием черной дыры. С одобрения Эдварда Теллера и в сотрудничестве с Ричардом Уайтом (а позднее с Майклом Мэем) Колгейт принялся за моделирование процесса схлопывания на компьютере. Модель Колгейта — Уайта — Мэя сохраняла часть идеализаций Оппенгеймера. Они взяли за основу предположение, что схлопывающаяся звезда является сферической и не вращается. Без этих ограничений расчеты были бы невообразимо более сложными. Однако их модель принимала в расчет все то, что волновало Уилера: давление, ядерные реакции, ударные волны, нагрев, излучение, выброс массы — и делала это основательно, опираясь на опыт разработки бомбы и машинные коды. Для отладки программ моделирования потребовалось несколько лет, но к началу 1960-х они уже хорошо работали.

Однажды в начале 1960-х годов Джон Уилер ворвался в аудиторию Принстонского университета, где он вел занятия по теории относительности и которые я, в то время аспирант, посещал. Он немного опоздал, но сиял от удовольствия. Уилер только что вернулся из поездки в Ливермор, где увидел результаты последних расчетов Колгей-та, Уайта и Мэя. Взволнованно он чертил на доске диаграмму за диаграммой, объясняя то, что обнаружили его ливерморские друзья.

Если схлопывающаяся звезда имеет малую массу, то она вызывает взрыв сверхновой и формирует черную дыру именно так, как предполагал тридцатью годами ранее Цвикки. Когда масса звезды много больше максимума, равного 2 солнечным массам, схлопывание (несмотря на давление, ядерные реакции, ударные волны, нагрев и излучение) порождает черную дыру. Процесс рождения черной дыры замечательным образом совпадал с сильно идеализированной моделью, рассчитанной почти 25 лет назад Оппенгеймером и Снайдером. Наблюдаемое снаружи схлопывание замедляется и совершенно замораживается при критической длине окружности, но если наблюдать с поверхности звезды, никакого замораживания не происходит. Поверхность звезды непрерывно, без всяких отклонений продолжает сжиматься все дальше, проходя критический размер.

Фактически для Уилера это не явилось неожиданностью. Другие (о них речь пойдет позже) уже превратили его из критика черных дыр Оппенгеймера в их восторженного сторонника. Но здесь впервые появилось конкретное доказательство, полученное в ходе реалистичного компьютерного моделирования: схлопывание должно порождать черные дыры.

Был ли Оппенгеймер доволен подобным превращением, произошедшим с Уилером? Нет, он не проявлял особого интереса и не выказывал удовлетворения. На международной конференции в Далласе (Техас) в декабре 1963 г. по случаю открытия квазаров Уилер сделал большой доклад о схлопывании звезд. В нем он восторженно описал расчеты 1939 г. Оппенгеймера и Снайдера. Оппенгеймер присутствовал на конференции, но во время доклада Уилера сидел в холле на скамейке и болтал с друзьями на посторонние темы. Через 30 лет Уилер с грустью вспоминал об этом событии.

* * *

В конце 1950-х годов Зельдовичу начала надоедать его работа по разработке оружия. Большая часть интересных проблем уже была решена. В поиске новых задач, продолжая руководить командой разработчиков бомбы на «Объекте», а также другой группой, проводящей вспомогательные расчеты в Институте прикладной математики в Москве, он часть своего времени обращал сначала на теорию элементарных частиц, а затем на астрофизику. В работе по созданию бомб Зельдович «бомбардировал» свою команду идеями, а члены группы проводили вычисления, чтобы проверить, будут ли идеи работать. «Искры Зельдовича, бензин его группы», — так это описывал Гинзбург. Обратившись к астрофизике, Зельдович сохранил свой стиль.

Схлопывание звезд было одной из астрофизических проблем, захвативших его воображение. Так же как и Уилеру, Колгейту, Мэю и Уайту в Америке, ему было очевидно, что методы, разработанные при конструировании водородной бомбы, идеально подходили для математического моделирования схлопывающихся звезд.

Чтобы детально разобраться в загадке схлопывания, Зельдович взял в оборот нескольких молодых коллег: Дмитрия Надеждина, Владимира Имшенника из Института прикладной математики и Михаила Подурца с «Объекта». В ходе интенсивных дискуссий он передал им свое видение того, как схлопывание звезд может моделироваться на компьютере, при учете всех ключевых эффектов, которые были столь же важны и для водородных бомб: давления, ядерных реакций, ударных волн, теплоты, излучения, выброса массы. Вдохновленные этими дискуссиями, Имшенник и Надеждин смоделировали схлопывание звезд малой массы, а также — независимо от Колгейта и Уайта в Америке — представления Цвикки о сверхновых. Параллельно Подурец смоделировал схлопывание массивных звезд. Результаты Подурца, опубликованные почти одновременно с результатами Мэя и Уайта, были почти идентичны американским. Сомнений не оставалось: схлопывание порождает черные дыры, и именно таким образом, как предсказали Оппенгеймер и Снайдер.

* * *

Адаптация машинных программ разработки бомбы для моделирования схлопывания звезд — лишь одна из многих близких связей между ядерным оружием и астрофизикой. Эти связи были очевидны и Сахарову в 1948 г. Когда ему приказали вступить в группу разработчиков бомбы под руководством Тамма для освоения проблемы, он погрузился в изучение астрофизики. В 1969 г. неожиданно и я наткнулся на эту взаимосвязь.

Я никогда не стремился узнать, в чем именно состояла идея Теллера— Улама/Сахарова — Зельдовича. Супербомба, которая (если исходить из главного достоинства их идеи) могла быть «сколь угодно мощной», казалась мне чем-то непристойным, и мне даже не хотелось рассуждать о том, как она работает. Однако в процессе поиска понимания роли нейтронных звезд во Вселенной идея Теллера — Улама проникла в мое сознание.

За несколько лет до этого Зельдович обратил внимание на то, что газ из межзвездного пространства или от близлежащей звезды, падая на нейтронную звезду, должен нагреваться и ярко светиться. Фактически газ должен стать настолько горячим, что сможет испускать в основном рентгеновские лучи высокой энергии, а не обычный, менее энергетичный свет. Падающий газ определяет уровень испускания рентгеновских лучей. Зельдович доказывал, что верно и обратное: рентгеновское излучение контролирует количество падающего газа. Таким образом, оба фактора — газ, и рентген, работая вместе, дают устойчивый, саморегулирующийся поток. Если скорость газа при падении слишком велика, то он будет порождать сильное рентгеновское излучение, и испускаемые рентгеновские лучи будут ударяться о падающий газ, создавая давление, направленное наружу, которое замедлит падение газа (рис. 6.4а). Если же газ падает с малой скоростью, он дает так мало рентгеновских лучей, что они не смогут тормозить падение газа, и поток будет увеличиваться. Существует только определенная скорость падения газа, не слишком высокая и не слишком низкая, при которой рентгеновское излучение и газ находятся во взаимном равновесии.

Эта картина падения газа и рентгеновского излучения не давала мне покоя. Я хорошо знал, что если на Земле попытаться удержать плотную жидкость, такую, как жидкая ртуть, с помощью менее плотной жидкости, такой, как вода, находящаяся ниже, то языки ртути в воде быстро проложат себе дорогу, и ртуть моментально проскочет вниз, а вода поднимется наверх (рис. 6.46). Это явление называется неустойчивостью Рэлея — Тейлора. В картине Зельдовича рентгеновские лучи подобны воде, имеющей малую плотность, а падающий газ — плотной ртути. Не «проложат» ли себе дорогу языки газа сквозь рентгеновские лучи, и не будет ли после этого газ свободно падать вдоль этих языков, разрушая саморегулирующийся поток Зельдовича (рис. 6.4а)?

Тщательный расчет, проведенный на основании физических законов, помог бы мне узнать, происходит ли все это в действительности.

6.4. (а) Газ, падающий на нейтронную звезду, замедляется давлением рентгеновского излучения, (б) Пытающаяся упасть в гравитационном поле Земли жидкая ртуть удерживается лежащей ниже водой; в результате проявляется неустойчивость Рэлея — Тейлора, (в) Может ли возникнуть неустойчивость Рэлея-Тейлора и для падающего газа, сдерживаемого рентгеновским излучением нейтронной звезды?

Однако подобный расчет был бы очень сложен и отнял бы много времени, поэтому вместо того чтобы браться за него, я однажды решил поговорить об этом с Зельдовичем, когда мы обсуждали различные вопросы физики на его квартире в Москве, в 1969 г.

Я задал вопрос, Зельдович выглядел немного смущенным, но его ответ был уверенным: «Нет, Кип, это не происходит. В рентгеновских лучах нет языков. Поток газа стабилен». «Откуда вы знаете, Яков Борисович?» — спросил его я. Удивительно, но ответа я добиться не смог. Казалось ясным, что Зельдович (или кто-то еще) проделал детальный расчет или эксперимент, показывающий, что рентгеновское излучение может оказывать давление на газ без образования языков Рэлея — Тейлора, разрушающих это давление. Но Зельдович не мог мне указать на такой расчет или эксперимент, описанный в опубликованной работе, не мог он мне описать и физику происходящего. Как это было для него нехарактерно!

Несколькими месяцами позже я путешествовал с Колгейтом в горах Калифорнии. (Колгейт — один из лучших экспертов в Америке по течению жидкости и излучению, был глубоко вовлечен в американский проект супербомбы на его последнем этапе и был одним из тех трех ливерморских физиков, которые моделировали схлопывание звезд на компьютере.) Когда мы там путешествовали, я поставил перед Колгейтом тот же самый вопрос, который раньше задавал Зельдовичу, и мне был дан тот же самый ответ: поток устойчив; газ не может обойти силы давления рентгеновского излучения образованием языков. «Откуда ты знаешь, Стирлинг?» — спросил я. «Это было показано», — ответил он. «Где я могу найти этот расчет или результаты эксперимента?» — спрашиваю я. «Не знаю»… «Это очень странно, — заявил я Стирлингу, — Зельдович сказал мне в точности то же самое — поток стабилен. Но он, как и ты, не представил мне никаких доказательств». «О! Это очаровательно. Значит, Зельдович действительно знал», — ответил Стирлинг.

И тогда я все понял. Я не хотел знать, но вывод напрашивался сам собой. Идея Теллера — Улама, судя по всему, состояла в использовании рентгеновского излучения, испущенного в первую микросекунду начала распада [атомной бомбы] для того, чтобы помочь сжать и поджечь термоядерное топливо супербомбы (рис. 6.5). То, что это действительно было частью идеи Теллера — Улама, было подтверждено в 1980-х несколькими открытыми публикациями в Америке, иначе я бы об этом здесь не упоминал.

Что заставило Уилера превратиться из скептика по отношению к черным дырам в их сторонника и защитника? Компьютерная модель схлопывающихся звезд стала лишь окончательным подтверждением этого превращения. Гораздо более важным было разрушение ментального барьера. Этот ментальный барьер был распространен в среде физиков-теоретиков с 1920 по 1950-е годы. Частично на него повлияла та самая сингулярность Шварцшильда, перенесенная затем на черные дыры. Частично повлиял и загадочный, кажущийся парадоксальным вывод из упрощенных расчетов Оппенгеймера и Снайдера, состоящий в том, что схлопывающаяся звезда оказывается навсегда замороженной на критической окружности («сингулярность Шварцшильда») с точки зрения покоящегося внешнего наблюдателя, но быстро схлопывается, пройдя через точку замораживания и далее, — при наблюдении с поверхности звезды.

В Москве Ландау и его коллеги, хотя и верили в расчеты Оппенгеймера и Снайдера, столкнулись с серьезными проблемами, пытаясь примирить эти две системы отсчета. «Трудно смириться с тем, насколько тяжело человеческому уму понять, как эти две точки зрения могут быть одновременно правильными», — рассказывал мне несколько лет спустя Евгений Лифшиц — ближайший друг Ландау.

В один из дней 1958 г., года, в котором Уилер атаковал выводы Оппенгеймера и Снайдера, в Москву пришел выпуск Physical Review со статьей Дэвида Финкельштейна — неизвестного постдока из малоизвестного американского университета — Стивенсовского института технологии в Хобокене (Нью-Джерси). Ландау и Лифшиц прочли статью. Это было как откровение. Неожиданно все стало ясно.

6.5. Схематический рисунок, показывающий один из аспектов идеи конструкции водородной бомбы Теллера — Улама/Сахарова — Зельдовича: ядерный взрыв (атомная бомба как запал) порождает интенсивное рентгеновское излучение, которое каким-либо образом фокусируется на термоядерном топливе (дейте-риде лития, LiD). Рентгеновское излучение предположительно должно нагреть топливо и помочь сжимать его в течение времени, достаточного для начала реакции теормоядерного синтеза. Технология фокусировки рентгеновских лучей и другие практические проблемы настолько труднопреодолимы, что знание этой доли «секрета» Теллера — Улама составляет бесконечно малый отрезок пути к созданию действующей супербомбы

В том же году Финкельштейн посетил Англию и прочел лекции в Королевском колледже в Лондоне. Роджер Пенроуз (позже он таким же образом изменит наше понимание того, что происходит внутри черной дыры) поездом приехал в Лондон, чтобы послушать лекцию Финкельштейна, и восторженный вернулся в Кембридж.

Уилера в Принстоне идея Финкельштейна сначала заинтриговала, но полностью он ее не принял. Со временем, но лишь постепенно, в ходе исследований через несколько лет он с ней согласится. Уилер все воспринимал медленнее, чем Ландау или Пенроуз и, как мне кажется, потому, что заглядывал глубже. Он был зациклен на предположении о том, что квантовая гравитация может вынуждать нуклоны (нейтроны и протоны) внутри схлопывающейся звезды превращаться в излучение и предотвращать таким образом схлопывание. Казалось, что это представление невозможно совместить с идеей Финкельштейна. Тем не менее, в определенном глубоком смысле и предположение Уилера, и идея Финкельштейна были верны.

* * *

Так в чем же состояла идея Финкельштейна? Финкельштейн довольно случайно открыл укладывающуюся всего в две строчки математических преобразований новую систему отсчета, в которой можно описывать геометрию пространства-времени Шварцшильда. Мотивы исследования у Финкельштейна были другие, и он не провел связи между своей новой системой отсчета и схлопыванием звезд. Однако для других исследователей выводы его новой системы отсчета были ясны: она открыла им совершенно новую перспективу на схлопывающиеся звезды.

Геометрия пространства-времени вне сжимающейся звезды при этом совпадает с геометрией Шварцшильда и, таким образом, схлопывание звезды может быть описано с использованием новой системы отсчета Финкельштейна. Его система существенно отличалась от тех, с которыми мы ранее встречались (главы 1 и 2). Большинство из них (воображаемые лаборатории) были малы, и все составляющие каждой системы отсчета (верх, низ, стороны, середина) покоились друг относительно друга. Напротив, система отсчета Финкельштейна была настолько велика, что одновременно включала области пространства-времени далеко от звезды, области вблизи нее, и все промежуточные области. Еще важнее то, что различные части этой системы отсчета находятся в движении друг относительно друга. Части, расположенные далеко от звезды остаются статичными, т. е. не сжимаются, тогда как части вблизи звезды падают внутрь, вместе с ее поверхностью. Соответственно, система отсчета Финкельштейна могла быть использована для одновременного описания схлопывания звезды, как с точки зрения удаленного покоящегося наблюдателя, так и с точки зрения наблюдателей, падающих внутрь вместе со схлопывающейся звездой. Получающееся описание прекрасно примиряло замораживание схлопывания для удаленного наблюдателя и продолжающееся движение при наблюдении с поверхности звезды.

В 1962 г. два члена принстонской исследовательской группы Уилера — Дэвид Бекедорф и Чарльз Мизнер — построили последовательность вложенных диаграмм с целью проиллюстрировать это согласие. А в 1967 г. для статьи в Scientific American я преобразовал их вложенные диаграммы в следующую причудливую аналогию.

Дэвид Финкельштейн в 1958 г. [Фото Герберта С. Зонненфельда, предоставлено Дэвидом Финкельштейном]

Однажды на поверхности большой резиновой мембраны жили шесть муравьев (рис. 6.6). Эти муравьи, будучи весьма умными, научились общаться с помощью сигнальных мячей, катящихся с постоянной скоростью («скоростью света») по поверхности мембраны. К сожалению, муравьи не могли вычислять натяжение мембраны.

Однажды пять муравьев собрались вблизи центра мембраны, и их общий вес привел к тому, что мембрана начала под ними проваливаться. Они оказались в ловушке, из которой не смогли выбраться, поскольку не могли достаточно быстро уползти. Шестой муравей — муравей-астроном находился достаточно далеко, вместе со своим телескопом, работающим по принципу сигнальных мячей. Как только мембрана начала проваливаться (схлопываться, коллапсировать), пойманные муравьи стали отправлять сигнальные шарики муравью-астро-ному так, что он мог следить за их судьбой.

6.6. Проваливающаяся резиновая мембрана, населенная муравьями, дает наглядную аналогию гравитационного схлопывания звезды с образованием черной дыры [К.Торн, 1967]

Коллапс мембраны приводит к двум эффектам. Во-первых, ее поверхность сжимается, затягивая окружающие объекты к центру провала — точно так же, как гравитация схлопывающейся звезды притягивает объекты к своему центру. Во-вторых, мембрана прогибается и становится искривленной, чашеобразной формы аналогично искривленной форме пространства вокруг схлопывающейся звезды (ср. с рис. 6.2).

По мере развития коллапса поверхность мембраны сжимается все быстрее и быстрее. В результате сигнальные мячи, которые с одной и той же скоростью посылают попавшиеся муравьи, муравей-астроном получает через все большие интервалы времени. (Что аналогично покраснению света от схлопывающейся звезды.) Мяч номер 15 был послан через 15 с после начала обвала, точно в момент, когда попавшиеся муравьи проходили критическую длину окружности мембраны. Этот мяч навсегда остался на этой критической окружности, поскольку здесь мембрана сжималась точно со скоростью движения мячей (скоростью света). Лишь за 0,001 долю секунды до достижения критической окружности муравьи послали мяч номер 14,999. Этот мяч, едва опережающий сжатие мембраны, не достиг муравья-астронома вплоть до наступления 122-й секунды после начала катастрофы. Мяч номер 15,001, посланный через 0,001 секунды после прохождения критической окружности, оказался неумолимо затянут в сильно искривленную область и обрушился вместе с пятью попавшимися муравьями.

Однако муравей-астроном никогда не сможет узнать о катастрофе, он никогда не получит сигнальный мяч номер 15 или любой другой, пущенный после него. А тем, которые пущены как раз до него, понадобится настолько много времени, чтобы долететь, что этому муравью будет казаться, что обвал замедлился и заморозился как раз при критической длине окружности.

Эта аналогия замечательно достоверно воспроизводит поведение схлопывающейся звезды:

1. Форма мембраны в точности воспроизводит искривление пространства вокруг звезды (как это отражено на последовательных диаграммах).

2. Движение сигнальных мячей по мембране в точности такое же, как и движение фотонов света в искривленном пространстве схлопывающейся звезды. А именно, сигнальные мячи движутся со скоростью света, локально измеренной любым муравьем по отношению к мембране, и, тем не менее, мячам, пущенным как раз перед номером 15, требуется очень много времени, чтобы вылететь, — так много, что муравью-астроному кажется, что обвал прекратился. Точно так же фотоны, испущенные с поверхности звезды, движутся со скоростью света, если любой наблюдатель проведет локальные измерения, и, тем не менее, фотонам, излученным как раз перед тем, как звезда сожмется до критической окружности (ее горизонта), понадобится очень много времени, чтобы вылететь, поэтому внешнему наблюдателю схлопывание будет казаться замороженным.

3. Попавшиеся муравьи вообще не видят замедления при критической окружности. Они безостановочно затягиваются мембраной, проходя через критическую окружность, проваливаясь вниз. Точно так же каждый находящийся на поверхности схлопывающейся звезды не увидит замораживания сжатия. Он будет испытывать безостановочное схлопывание и будет раздавлен приливными силами.

Аналогия эта, переведенная в последовательные диаграммы, и была тем самым новым пониманием, рожденным новой системой координат Финкельштейна. При таком подходе к схлопыванию в нем больше не остается никакой тайны. Схлопывающаяся звезда действительно сжимается, без колебаний пересекая критическую окружность. А то, что она кажется замерзшей при наблюдении издали, — просто иллюзия.

6.7. Пространственно-временная диаграмма, показывающая схлопывание звезды в черную дыру. По вертикали отложено время, измеренное в системе отсчета Финкельштейна. По горизонтали отложены два из трех измерений пространства в этой системе отсчета. Горизонтальные срезы являются двумерными мгновенными «снимками» схлопывающейся звезды и порождаемой черной дыры в выбранные моменты времени по Финкельштейну без учета пространственной кривизны

На рис. 6.7 выбрана система отсчета Финкельштейна. Соответственно, по горизонтали мы отложим две из трех пространственных координатных осей, измеренных в системе Финкельштейна («пространство Финкельштейна»), а по вертикали — время в этой системе («время Финкельштейна»). Так как вдали от звезды система отсчета Финкельштейна статична (не схлопывается), время Финкельштейна здесь то же, что и у неподвижного наблюдателя. И поскольку вблизи звезды система отсчета Финкельштейна падает внутрь вместе со схлопывающейся поверхностью, время Финкельштейна здесь то же, что и время, испытываемое падающим наблюдателем.

На схеме приведены два горизонтальных сечения. Они изображают два размера звезды в отдельные моменты времени, но с убранной пространственной кривизной, так что пространство выглядит плоским. В частности, окружности вокруг центра звезды на этих срезах показаны правильно, а радиусы (расстояния от центра) — неверно. Чтобы правильно отобразить и радиусы, и окружности, нам следует использовать вложенные схемы подобные тем, которые были приведены на рис. 6.2, или тем, что присутствовали в притче про муравьев (рис. 6.6). Тогда кривизна пространства была бы ясно видна: окружности были бы меньше, чем умноженный на 2п радиус. Рисуя горизонтальные разрезы плоскими, мы искусственно убираем их кривизну. Такое некорректное уплощение пространства — цена, которую мы платим за наглядность схемы. В обмен мы получаем возможность видеть и пространство, и время одновременно на одной и той же наглядной диаграмме.

На самом раннем этапе, показанном на схеме (нижний горизонтальный срез), звезда, при отсутствии одного пространственного измерения, представляет собой область внутри большой окружности. Если вернуть недостающее измерение, то звезда будет изображаться как внутренняя область большой сферы. Позднее (второй срез) звезда уменьшается в размерах и теперь она изображается внутренней областью меньшего круга. Затем звезда проходит критическую длину окружности, а еще позже она схлопывается до нулевой окружности, создавая в этом месте сингулярность, в которой, в соответствии с общей теорией относительности, звезда прекращает существование. Мы не будем пока обсуждать детали этой сингулярности, отложив это до главы 13, но важно понять, что это нечто совершенно отличное от «сингулярности Шварцшильда», о которой физики говорили с 20-х по 50-е годы. «Сингулярность Шварцшильда» была обозначением плохо представляемой ими критической окружности или черной дыры; а наша «сингулярность» — объект, расположенный в центре черной дыры.

Собственно, черная дыра — это область пространства-времени, показанная на диаграмме черным, т. е. область внутри критической окружности и в будущем поверхности схлопывающейся звезды. Поверхность черной дыры (ее горизонт) находится на критической окружности.

На диаграмме также показаны мировые линии (траектории в пространстве-времени) некоторых частиц, закрепленных на поверхности звезды. Если следовать глазом вверх по схеме (т. е. по течению времени), становится видно, что эти линии сходятся все ближе и ближе к центру звезды (к центральной оси диаграммы). Подобное движение демонстрирует сжатие звезды во времени.

Наибольший интерес представляют мировые линии четырех фотонов (четырех частиц света), которые аналогичны сигнальным мячам в истории с муравьями. Фотон А излучается наружу с поверхности звезды в тот момент, когда звезда начинает схлопывание (нижнее сечение). Он с течением времени легко выбирается наружу (при движении глаза вверх по схеме), достигая все больших окружностей. Фотону В, испущенному незадолго до того, как звезда пересечет критическую окружность, потребуется много времени, чтобы вылететь; в истории про муравьев он аналогичен мячу номер 14,999. Фотон С, испущенный точно с критической окружности, навсегда здесь и останется, так же как и сигнальный мяч номер 15. А фотон D, выпущенный изнутри критической окружности (изнутри черной дыры), никогда не выберется наружу; он окажется затянутым в сингулярность интенсивной гравитацией черной дыры, в точности, как мяч номер 15,001.

Интересно противопоставить такое современное понимание распространения света, испущенного с поверхности схлопывающейся звезды, предсказаниям поведения света, излученного звездой, размер которой меньше, чем ее критическая окружность, сделанным в XVIII веке.

Вспомним (глава 3), что в конце XVIII столетия Джон Митчелл в Англии и Пьер Симон Лаплас во Франции воспользовались законами гравитации Ньютона и корпускулярным описанием света Ньютона, чтобы предсказать существование черных дыр. Эти «ньютоновские черные дыры» фактически представляли собой статичные звезды столь малого размера (меньше, чем критическая длина окружности), что гравитация не позволяла свету покинуть окрестность звезды.

Левая часть рис. 6.8 (диаграмма пространства, а не пространства-времени) показывает такую звезду внутри критической окружности, а также пространственную траекторию фотона (левая частица), испущенного почти вертикально (по радиусу) с поверхности звезды. Вылетающий подобно камню фотон замедляется притяжением гравитации звезды, останавливается и затем падает на звезду.

Правая часть рисунка изображает пространственно-временную диаграмму движения двух таких фотонов. Вверх отложено универсальное ньютоновское время, в стороны ньютоновское абсолютное пространство. Круглая звезда на диаграмме выглядит вертикальным цилиндром. В любой момент времени (если на диаграмме провести горизонтальное сечение) звезда изображается точно таким же кругом, как на левой картинке. Фотон А, выпущенный с поверхности звезды, падает по прошествии некоторого времени обратно, фотон В, выпущенный позже, ведет себя аналогично.

6.8. Предсказания движения световых корпускул (фотонов), испущенных звездой внутри критической окружности, вытекающие из законов физики Ньютона. Слева: пространственная диаграмма. Справа : пространственно-временная диаграмма

Поучительно сравнить это (неверное) ньютоновское представление звезды внутри ее критической окружности и излучаемых ею фотонов с (правильной) релятивистской версией, приведенной на рис. 6.7. Сравнение выявляет два существенных различия между предсказаниями законов Ньютона и законов Эйнштейна:

1. Законы Ньютона (рис. 6.8) разрешают звезде, имеющей размеры, меньшие, чем ее критическая окружность, вести счастливую жизнь, не схлопываясь, с гравитационным сжатием, полностью уравновешенным внутренним давлением. Законы Эйнштейна (рис. 6.7) настаивают, что в любой звезде, имеющей размер, меньший ее критической окружности, гравитационное сжатие будет настолько сильным, что никакое внутреннее давление не сможет его уравновесить. У звезды нет другого выбора, как схлопываться.

2. Законы Ньютона (рис. 6.8) предсказывают, что фотоны, испущенные с поверхности звезды, сначала будут отлетать к большим окружностям, даже в некоторых случаях к окружностям, большим критической, и затем будут притянуты назад. Законы Эйнштейна (рис. 6.7) требуют, чтобы любой фотон, испущенный внутри критического радиуса, двигался все время ко все меньшим и меньшим окружностям. Единственная возможность для такого фотона покинуть поверхность звезды состоит в том, что сама звезда будет сокращаться быстрее, чем движется к центру направленный наружу фотон (рис. 6.7).

* * *

Несмотря на то, что открытие Финкельштейна и результаты компьютерного моделирования с помощью программ, написанных для разработки бомбы, полностью убедили Уилера в том, что схлопывание массивной звезды должно приводить к образованию черной дыры, судьба схлопывающейся звездного вещества в 60-е годы продолжала его беспокоить, так же, как она беспокоила его и в Брюсселе в 1958 г., во время их встречи с Оппенгеймером. Общая теория относительности настаивала на том, что звездное вещество будет раздавлено и перестанет существовать в сингулярности в центре звезды, но такое предсказание представлялось физически неприемлемым. Уилеру казалось ясным, что законы общей теории относительности в центре черной дыры должны перестать работать, и потому их необходимо заменить новыми законами — законами квантовой гравитации, которые должны прекратить раздавливание. Возможно, рассуждал Уилер, основываясь на взглядах, изложенных им в Брюсселе, новые законы превратят схлопывающееся вещество в излучение, которое квантово-механически «туннелирует» из черной дыры, и вылетит в межзвездное пространство. Чтобы проверить эти рассуждения, требовалось глубокое проникновение в союз квантовой механики и релятивистской теории. В этом состояла красота умозаключений. Они были пробным камнем и помогали открыть новые законы квантовой гравитации.

Будучи студентом Уилера в I960 г., я думал, что рассуждения о веществе, превращающемся в излучение в сингулярности и затем туннелирующим из черной дыры, являются весьма еретическими. Как мог Уилер верить в такое? Новые законы квантовой гравитации, конечно, были важны в сингулярности в центре звезды, как и утверждал Уилер. Но не вблизи критической окружности. Критическая окружность лежала в «области большого», где общая теория относительности должна быть очень точна, а законы общей теории относительности были однозначны: ничто не может вылететь из критической окружности. Гравитация удерживает все внутри. Поэтому никакого «квантовомеханического туннелирования» (что бы оно собой ни представляло), позволяющего вылететь излучению, не может быть. Я был в этом твердо убежден.

В 1964 и 1965 гг. Уилер и я вместе с Кентом Гаррисоном и Масами Вакано написали специальную книгу о холодных, мертвых звездах и звездном схлопывании. Я был шокирован, когда Уилер настоял на включении в последнюю главу своих рассуждений о том, что излучение может туннелировать из черной дыры в межзвездное пространство. В последнем сражении, пытаясь убедить Уилера удалить из книги эти его рассуждения, я обратился за помощью к Дэвиду Шарпу, одному из постдоков Уилера. Дэвид и я энергично спорили с Уилером в трехстороннем телефонном разговоре, пока, наконец, Уилер не сдался.

Уилер оказался прав, а Дэвид и я ошибались. Десятью годами позже Зельдович и Стивен Хокинг используют вновь разработанное частичное соединение общей теории относительности и квантовой механики, чтобы математически доказать, что излучение может туннелировать из черной дыры, хотя и очень, очень медленно (глава 12). Другими словами, черные дыры могут испаряться, но настолько медленно, что сформировавшейся при схлопывании звезды черной дыре, чтобы исчезнуть, потребуется время, гораздо большее, чем возраст нашей Вселенной.

* * *

Имена, которые мы даем разным вещам, действительно важны. Агенты кинозвезд, менявшие имена своим клиентам: Норма Джин Беккер — на Мерилин Монро, а Бела Бласко — на Бела Лугоси, хорошо это знали. То же и у физиков. В киноиндустрии имя помогает задать тон, настрой, в котором зритель воспринимает кинозвезду — очарование в случае с Мерилин Монро и ужас — с Бела Лугоси. В физике название помогает установить угол зрения, под которым мы смотрим на физическую концепцию. Хорошее название может вызвать мысленный образ, который подчеркнет самые важные свойства этой концепции, и потому поможет включиться на уровне подсознания, некоторым интуитивным образом, процессу исследования. Плохое имя может установить ментальные блоки, которые будут препятствовать исследованиям.

Возможно, ничто так не мешало физикам в период с 1939 по 1958 гг. понять схлопывание звезд, как название, которое они использовали для обозначения критической окружности: «сингулярность Шварцшильда». Слово «сингулярность» вызывало образ области, где гравитация становится бесконечно велика, что ломало все известные законы физики, — образ, который, как мы теперь понимаем, справедлив лишь для объекта в центре черной дыры, но не для критической окружности. Этот образ сделал для физиков трудным принятие вывода Оппенгеймера — Снайдера, что находящийся на схлопывающейся звезде и проходящий через сингулярность Шварцшильда (критическую окружность) не почувствует бесконечной гравитации и не увидит крушения физических законов.

То, насколько несингулярна в действительности была сингулярность Шварцшильда (критическая окружность), не было ясно до тех пор, пока Дэвид Финкельштейн не открыл свою новую систему координат и не использовал ее, чтобы показать, что сингулярность Шварцшильда является ничем иным, как местом, в которое все проваливается, но откуда ничего не может выйти и в которое мы снаружи никогда не сможем заглянуть. Как показывает система отсчета Финкельштейна, схлопывающаяся звезда продолжает существовать после того, как погружается в сингулярность Шварцшильда, точно так же, как и Солнце продолжает существовать после того, как оно на Земле скрывается за горизонт. Но так же как и мы, сидя на Земле, не можем видеть Солнце за горизонтом, так и наблюдатели вдали от схлопывающейся звезды не могут ее видеть после того, как она сожмется до размера, меньшего сингулярности Шварцшильда. Эта аналогия в 1950 г. послужила мотивом Вольфгангу Риндлеру, физику из Корнельского университета, давшему сингулярности Шварцшильда (критической окружности) новое название, название, с тех пор прочно утвердившееся, — горизонт.

Оставался еще вопрос, как именовать объект, образующийся при схлопывании звезды. С 1958 по 1968 гг. на Востоке и на Западе применяли различные названия: советские физики использовали название, которое обращало внимание на то, как выглядит схлопывание для удаленного астронома. Вспомним, что поскольку свету невероятно трудно вырваться из гравитационных тисков, издали будет казаться, что схлопывание будет продолжаться вечно, поверхность звезды никогда не достигнет критической окружности, а горизонт никогда не образуется. Астрономам будет казаться (если у них будут достаточно мощные телескопы, способные рассмотреть схлопывающиеся звезды), что звезда оказывается замороженной как раз около критической окружности. По этой причине советские физики называли объект, образующийся при схлопывании, замороженной звездой, и это название помогло им задать тон и угол зрения в их исследованиях схлопывания в 1960-х годах.

Наоборот, на Западе акцентировалась точка зрения наблюдателя, находящегося на поверхности схлопывающейся звезды и движущегося вместе с ней через горизонт внутрь, к настоящей сингулярности, соответственно создающийся при этом объект называли сколлапсировавшей звездой — коллапсара. Это название помогло сфокусировать внимание физиков на вопросах, ставших главной заботой Джона Уилера: природе сингулярности, в которой соединятся квантовая физика и кривизна пространства-времени.

Но ни одно название не было вполне удовлетворительно. Ни одно не акцентировало внимание на горизонте, окружающем схлопывающуюся звезду, который отвечает за иллюзию «замораживания» звезды. В течение 60-х годов расчеты физиков последовательно открывали огромную важность горизонта, и постепенно Джон Уилер (которого, как никого другого, волновала проблема оптимального названия) стал ощущать всё большее неудовлетворение.

* * *

Медитировать о названиях, которыми мы называем различные вещи, расслабляясь в ванной или лежа вечером в постели, было вполне в духе Уилера. Иногда он мог искать для чего-нибудь подходящее имя месяцами. Так было и в случае поиска замены имени для «замер-зшей»/«сколлапсировавшей» звезды. Наконец, в конце 1967 г. он нашел совершенное название.

В типичном для Уилера стиле он не побежал к своим коллегам со словами: «Я нашел потрясающее новое название, давайте отныне будем называть это та-та-та-та». Вовсе нет, он просто начал применять его так, как будто никакого другого названия раньше никогда не существовало, как будто все уже согласились, что это как раз самое подходящее название. Он опробовал его на конференции по пульсарам в Нью-Йорке поздней осенью 1967 г. и затем прочно утвердил его на лекции в декабре 1967 г. в Американской ассоциации успехов науки, озаглавленной «Наша Вселенная — известное и неизвестное». Те из нас, кто там не присутствовал, впервые столкнулись с этим новым названием в печатной версии его лекции. «Вследствие все более и более быстрого падения [поверхность схлопывающейся звезды] убегает от [удаленного] наблюдателя все быстрее и быстрее. Свет сдвигается в красную область. Он с каждой миллисекундой становится все бледнее и бледнее и меньше чем за секунду становится слишком темным, чтобы его можно было видеть… [Звезда], как Чеширский кот, постепенно исчезает. Кот оставляет после себя улыбку, а звезда — только гравитационное притяжение. Гравитационное притяжение остается, а свет — нет. То же и с частицами. Более того, свет и частицы, направленные снаружи к черной дыре, лишь добавляются к ее массе, увеличивая ее гравитационное притяжение».

Черные дыры — таково было новое название, предложенное Уилером. В течение одного месяца оно было с энтузиазмом воспринято физиками-релятивистами, астрофизиками и широкой публикой на Востоке и на Западе. За одним исключением: во Франции, где фраза trou noir (черная дыра) имеет непристойный оттенок, сопротивление продолжалось несколько лет.