Роберта Оппенгеймера общая теория относительности не сильно интересовала. Он в нее верил, как любой здравомыслящий физик, но считал, что для современной науки она не имеет особого значения. По иронии судьбы именно Оппенгеймеру принадлежит открытие черных дыр — одного из самых странных и экзотических предсказаний этой теории.
Оппенгеймера интересовала другая продвигавшаяся в последние десять лет теория. Приобретя первый опыт и познакомившись в Европе с хорошо развитой современной физикой, он прославился как квантовый физик, в конечном счете создав на базе Калифорнийского университета в Беркли ведущую группу специалистов в этой области. До определенной степени причиной временной стагнации и блокады теории Эйнштейна стал именно подъем квантовой физики и таких ученых, как Оппенгеймер. Но в 1939 году пытаясь вместе со своим студентом Хартландом Снайдером понять, что происходит в конце жизненного цикла массивных звезд, Оппенгеймер обнаружил странное, находящееся за пределами его понимания решение общей теории относительности, на которое не обращали внимания почти двадцать лет. Он показал, что достаточно большая и плотная звезда будет исчезать из поля зрения. По его словам, через некоторое время «звезда стремится закрыться от любого взаимодействия с удаленным наблюдателем; сохраняется только ее гравитационное поле». Вокруг сжимающегося шара света и энергии как будто возникает таинственная пелена, скрывающая его от внешнего мира, а пространство-время завязывается в невозможно тугой узел. Из этой пелены не может вырваться ничто, даже свет. Вывод Оппенгеймера стал еще одним порожденным уравнениями Эйнштейна математическим курьезом, и многие сочли его слишком сложным для понимания.
Почти за четверть века до открытия Оппенгеймера и Снайдера немецкий астроном Шварцшильд послал Эйнштейну письмо с такой припиской: «Как видите, война отнеслась ко мне достаточно любезно, позволив, несмотря на близкий артиллерийский огонь, совершить прогулку в страну ваших идей». Это был декабрь 1915 года, и Шварцшильд писал с передовой Западного фронта. Сразу же после объявления Первой мировой войны в 1914 году он пошел в армию добровольцем, хотя как директор астрофизической обсерватории в Потсдаме был освобожден от призыва. Но как позднее сказал о нем Эддингтон, «Шварцшильд всегда больше тяготел к практике». Как и Фридман, Шварцшильд применял свои способности физика во время армейской службы и даже отправил в Берлинскую академию работу «Влияние ветра и плотности воздуха на траекторию полета тяжелых снарядов».
В России Шварцшильд получил последнюю копию журнала Proceedings Прусской академии наук. Там он обнаружил короткое, но захватывающее изложение новой общей теории относительности Эйнштейна. И приступил к распутыванию предложенных Эйнштейном уравнений на примере простейшей наиболее физически интересной ситуации, которую смог придумать. В отличие от Александра Фридмана и Жоржа Леметра, которые годы спустя будут рассматривать Вселенную в целом, Шварцшильд решил сосредоточиться на менее масштабном объекте: пространстве-времени вокруг сферической Массы, например планеты или звезды.
Решать запутанные системы уравнений, подобные предложенным Эйнштейном, помогают упрощения. Рассматривая пространство-время вокруг звезды, Шварцшильд сфокусировался на поиске статичного, то есть не меняющегося со временем, решения. Кроме того, он хотел получить результат, который на полюсе выглядел бы так же, как на экваторе, чтобы значение имело только расстояние любой точки пространства до центра звезды.
Решение Шварцшильда было отменно простым и выражалось быстро выводимой формулой. В некоторой степени оно было даже очевидным. На большом расстоянии от центра звезды ее гравитационное поле ведет себя в соответствии со сделанными несколько веков назад предсказаниями Ньютона: гравитационное притяжение звезды зависит от ее массы и уменьшается пропорционально квадрату расстояния. Правда, формула Шварцшильда оказалась немного другой. Отличие было минимальным, тем не менее его хватило для объяснения прецессии орбиты Меркурия, послужившей толчком к исследованиям Эйнштейна.
По мере приближения к звезде начинают происходить странные вещи. Небольшая, но достаточно тяжелая звезда как будто оказывается окруженной сферической поверхностью, скрывающей от взгляда всё, что за ней находится, — именно ее много лет спустя обнаружат Оппенгеймер и Снайдер. Эта поверхность пагубно влияет на все объекты, пытающиеся ее пересечь. Подлетевший слишком близко к звезде и попавший внутрь сферической границы предмет уже не в состоянии улететь прочь — это точка невозврата. Для выхода из магической сферы Шварцшильда требуется скорость, превышающая скорость света. А она, согласно теории Эйнштейна, недостижима. Шварцшильд открыл то, что более чем полвека спустя назовут черными дырами.
Он быстро записал полученные результаты и отправил их Эйнштейну с просьбой передать письмо в Прусскую академию наук. Эйнштейн в своем ответе высказал одобрение, написав: «Я не ожидал, что точное решение задачи может быть сформулировано так просто». В конце января 1916 года выкладки Шварцшильда были обнародованы.
Найденное Шварцшильдом решение так и не получило своего развития, более того, он даже не смог познакомиться с расчетами Оппенгеймера и Снайдера. Несколько месяцев спустя, находясь в России, он заболел опасным аутоиммунным заболеванием и в мае 1916 года умер.
Решение Шварцшильда быстро присвоили себе Эйнштейн и его последователи. Оно было простым, удобным в использовании и идеально подходящим для прогнозов. С его помощью можно, к примеру, смоделировать движение планет вокруг Солнца, точно предсказав прецессию орбиты Меркурия. Также точно оно предсказывало искривление световых лучей, за подтверждением которого Эддингтону потребовалось отправиться на остров Принсипи. Решение Шварцшильда хорошо служило новым релятивистам, если не обращать внимания на необъяснимое свойство странной поверхности, окружающей центр маленьких звезд определенной плотности и засасывающей всё извне.
Эта поверхность неустранимо присутствовала в уравнениях и их решении. Ее наличие следовало из общей теории относительности Эйнштейна. Но существовала ли она на самом деле?
В 1920 годах Артур Эддингтон заинтересовался вопросом формирования и развития звезд. Он хотел дать полную характеристику их структуры с помощью фундаментальных законов физики, выраженных математическими уравнениями. Он писал: «Умудряясь понять результат через математический анализ, мы получаем сведения об изменяющихся предпосылках реальных физических проблем». При подключении математики все сводится к решению уравнений, как это случилось с общей теорией относительности. В 1926 году выходит книга Эддингтона «Внутреннее строение звезд», которая для астрофизики быстро становится библией, связанной со звездами. Эддингтон был не только авторитетом в общей теории относительности, но и ведущим светилом в области изучения звезд.
Раньше звезды были загадкой. Никто не знал, каким образом они испускают такое количество энергии. Именно Эддингтон придумал правдоподобный механизм свечения звезд. Для понимания его идеи следует обратить пристальное внимание на атомы. Атом водорода состоит из двух частиц: протона (который заряжен положительно) и электрона (несущего отрицательный заряд). Протон и электрон удерживает рядом электромагнитная сила, заставляющая притягиваться друг к другу противоположные заряды. Протон примерно в две тысячи раз тяжелее электрона, поэтому именно он определяет вес атома водорода.
Атом гелия состоит из двух электронов и двух протонов. Но еще его ядро содержит две нейтральные частицы. Это нейтроны, вес которых практически совпадает с весом протонов. В простой модели атома гелия ядро состоит из двух протонов и двух нейтронов, вокруг которых вращаются два электрона. Практически весь вес этого атома обеспечивается четырьмя входящими в ядро частицами, поэтому, казалось бы, атом гелия должен быть в четыре раза тяжелее атома водорода. Но на самом деле он на 0,7% легче расчетного значения. Часть его массы куда-то исчезла. А в соответствии со специальной теорией относительности Эйнштейна уменьшение массы означает уменьшение энергии. Этим обстоятельством и воспользовался Эддингтон.
Эддингтон рассудил, что источником энергии для звезд, возможно, служит превращение водорода в гелий. В раскаленном аду в самой сердцевине звезды может происходить объединение ядер атомов водорода. В ходе радиоактивного распада часть протонов превращается в нейтроны, а из протонов и нейтронов формируются ядра гелия. При этом каждый атом высвобождает незначительное количество энергии. Однако общей энергии всех атомов хватает на то, чтобы питать звезду и излучать свет. Если большая часть Солнца состоит из водорода, до завершения его преобразования в гелий процесс горения должен продолжаться почти 9 миллиардов лет. Учитывая, что возраст Земли составляет 4,5 миллиарда лет, речь, по всей видимости, идет о сумме указанных чисел.
В своей книге для объяснения звездной астрофизики Эддингтон создал целую доктрину. Предложив источник звездной энергии, он пояснил, почему звезды не сжимаются: испуская наружу всю вырабатываемую энергию, они противостоят силе тяжести. Звезды представляют собой совершенные физические системы, которые могут быть описаны в терминах его уравнений. Однако книга «Внутреннее строение звезд» — далеко не исчерпывающий источник информации. С математическим красноречием Эддингтон смог описать жизнь звезд, но не стал касаться их смерти. Логика подсказывала ему, что в какой-то момент питающее звезду топливо заканчивается и исчезает излучение, которое не давало ей сжиматься под действием собственной гравитации. Как он пишет в своей книге: «Кажется, при истощении запаса субатомной энергии, которое в конце концов должно наступить, звезда сталкивается со значительными трудностями… Это любопытная проблема, и можно делать самые фантастические предположения о том, что происходит после этого». Разумеется, в число фантастических предположений входила и теория Эйнштейна с решением Шварцшильда, поэтому Эддингтон написал: «Сила тяжести будет столь большой, что преодолеть ее не сможет даже свет, его лучи начнут падать на поверхность звезды, как камень на землю». С точки зрения Эддингтона, это был слишком надуманный и исключительно математический результат. В книге он написал: «Когда мы доказываем результат, не понимая его — просто потому что он неожиданно появился из лабиринта математических формул, — нет оснований надеяться, что мы сможем его где-то применить».
Но если отбросить самые фантастические предположения, что могло бы происходить после выгорания топлива? Наблюдения 1914 года намекали на возможность существования кладбищ таких коллапсировавших звезд. При изучении Сириуса — самой яркой звезды нашего неба, почти в тридцать раз превосходящей яркостью Солнце, — астрономы обнаружили на ее орбите странный тусклый спутник. Названный Сириусом В, вопреки тусклому свечению, он был очень горячим и обладал примечательными свойствами: при массе, сравнимой с массой Солнца, его радиус был меньше радиуса Земли. Это означает очень большую плотность. В начале 1920-х годов этот объект получил название «белый карлик» и стал считаться одной из загадок звездного зоопарка, возможной конечной точкой жизненного цикла звезд. Ключом к пониманию природы белых карликов могла бы стать новомодная теория квантовой физики.
Квантовая физика делит природу на мельчайшие составляющие и странным образом объединяет их обратно. Причиной ее появления стало необычное явление, с которым ученые столкнулись в XIX веке. Оказалось, что соединения и химические вещества особым образом поглощают и испускают свет. Результатом этих процессов является отнюдь не непрерывный диапазон длин волн. Вещества отражают свет в виде дискретного набора волн с определенными длинами, формируя похожий на штрихкод спектр, который впоследствии Весто Слайфер и Милтон Хьюмасон использовали для открытия красного смещения. Господствовавшая в то время ньютоновская физика вкупе с теорией электричества Максвелла были не в состоянии объяснить это странное явление.
В удивительном 1905 году Эйнштейн принялся за объяснение другого странного экспериментального факта: фотоэлектрического эффекта. Атомы бомбардируемого светом металла поглощают этот свет, периодически выбрасывая электроны. Вот как описал это явление его первооткрыватель Филипп Ленард: «При простом воздействии ультрафиолетового света металлические пластины выделяют в воздух отрицательное статическое электричество». Может показаться, что достаточно облучить металл сильным потоком света, но на самом деле это не так. Для эмиссии электронов требуется определенная энергия и частота светового пучка. Наблюдая этот эффект, Эйнштейн предположил, что свет перемещается квантованными порциями, аналогично тому, как материя распадается на элементарные частицы. И только нужная частота такого квантования обеспечивает фотоэффект. Эйнштейн назвал их «квантами света», позднее они стали известны как фотоны.
По мере совершенствования экспериментальных методов на рубеже XX века природа стала представляться все более Дискретной. Другими словами, казалось, что природа тоже квантована. В начале XX века начали появляться импровизированные модели окружающего мира в мельчайшем масштабе, Целый набор новых правил поведения атомов и взаимодействия их со светом. И хотя Эйнштейн внес свой личный вклад в новую Науку, в основном он наблюдал за ее развитием с некоторым Недоверием. Предложенные для квантованного мира правила были достаточно корявыми и не вписывались в вытекавшую из принципов относительности элегантную математическую картину.
К 1927 году правила квантовой физики окончательно прояснились. Независимо друг от друга два физика, Вернер Гейзенберг и Эрвин Шрёдингер, предложили теории, непротиворечиво объясняющие квантовую природу атомов. И подобно тому, как Эйнштейн конструировал свою общую теорию относительности, эти ученые были вынуждены математически сформулировать свои версии квантовой теории. Гейзенберг использовал матрицы — таблицы чисел, работа с которыми требовала крайней аккуратности. В отличие от обычных чисел результат умножения матрицы А на матрицу В, как правило, отличается от результата умножения матрицы В на матрицу А. Это свойство имеет самые поразительные следствия. Шрёдингер предпочел описать реальность, то есть атомы, ядра и электроны, образующие материю, в терминах волн — экзотических объектов, которые, как и в теории Гейзенберга, приводили к ряду странных явлений.
Наиболее известным следствием новой физики стал принцип неопределенности. В классической физике Ньютона объекты двигаются, предсказуемым образом реагируя на внешние силы. Зная точное положение и скорости составных частей системы, а также действующие в этой системе силы, можно предсказать все ее будущие конфигурации. Прогнозы составляются очень легко; достаточно информации о положении каждой частицы в пространстве, а также о направлении и величине ее скорости. В новой квантовой теории одновременно узнать положение и скорость частицы с удовлетворительной точностью абсолютно невозможно. Самый настойчивый и упорный экспериментатор, попытавшись с идеальной точностью определить положение частицы, уже не сможет получить представления о ее скорости. Представьте, что вы работаете с сидящим в клетке злым зверем: чем сильнее вы пытаетесь его ограничить, тем яростнее он будет стучать по стенам клетки. Если поместить его в слишком маленький объем, его давление на стены станет огромным. Квантовая физика привнесла неопределенность и хаос в самое сердце физики. И именно этот хаос стал ключом к решению проблемы белых карликов.
Субраманьян Чандрасекар отчаянно стремился к великим делам. Рожденный в обеспеченной семье ученых в Пакистане, Чандра, как его стали называть позднее, был усердным и целеустремленным студентом. Он преуспел в математике, он скрупулезно и бесстрашно брался за любые расчеты. Во время учебы в Мадрасском университете Чандра попал под влияние новых идей, исходящих из Европы, и был впечатлен великим человеком, создающим физику двадцатого столетия. С юных лет охваченный энтузиазмом, он жаждал приобщиться к работе на ниве современной физики. Как он говорил позднее: «Разумеется, одним из моих самых ранних побуждений было желание показать, на что способны индусы».
Чандра был очарован только что возникшей квантовой физикой. Он прочитал все новые учебники, которые попадали к нему в руки, в том числе недавно изданную книгу Эддингтона «Внутреннее строение звезд». Но больше всего его привлекла книга немецкого физика Арнольда Зоммерфельда, посвященная квантовым свойствам материи. Вдохновленный работой Зоммерфельда, он занялся написанием статей о статистических свойствах квантовых систем и способах их взаимодействия. Один из его первых трудов был опубликован в журнале Proceedings Королевского общества, когда Чандре еще не исполнилось восемнадцати лет. Чувствуя в себе потенциал к совершению открытий в области новой квантовой Физики, Чандра выбрал для реализации своего призвания Англию и отправился в долгое путешествие за докторской степенью в Кембридж.
Во время длительного плавания на корабле компании Lloyd Triestino Чандра сделал потрясающее открытие, изменившее его жизнь. Одержимый работой, он решил в дороге сосредоточиться на статье, написанной одним из кембриджских коллег Эддингтона Ральфом Фаулером, который, казалось, решил проблему белых карликов. Фаулер применил к астрофизике две квантовые концепции. Первой был принцип неопределенности Гейзенберга, гласивший, что невозможно зафиксировать в пространстве частицу, одновременно определив ее состояние движения, то есть скорость. Второй концепцией был принцип запрета, согласно которому два электрона (или протона) — необычная волновая материя, предложенная Шрёдингером в качестве фундаментального квантового описания частиц, — в одном атоме не могут одновременно находиться в одном и том же физическом состоянии. По сути, между ними существует неумолимое отторжение, мешающее иметь одно и то же состояние.
Взяв принципы неопределенности и запрета, Фаулер применил их к Сириусу В. Он рассудил, что вещество, из которого состоит этот белый карлик, является настолько плотным, что его можно представить как сжатый газ из электронов и протонов. Электроны, как более легкие, могли свободнее перемещаться и совершать более энергичные колебания. Принцип запрета означает, что им приходится быть крайне осмотрительными, чтобы не вторгаться в пространство друг друга, но по мере роста плотности у каждого из электронов остается все меньше пространства для движения. При фиксации электронов в пространстве в соответствии с принципом неопределенности растет скорость электронов, заставляя их быстрее перемещаться друг относительно друга. Эти быстро колеблющиеся электроны стимулируют направленное наружу квантовое давление, которое может противодействовать силе тяжести. В определенном состоянии это давление уравновешивает гравитационное притяжение, и белый карлик получает возможность спокойно существовать, практически не светясь, но сопротивляясь своей гибели. Объяснение Фаулера прояснило проблему Эддингтона. Возникло впечатление, что звезды, умирая, могут превращаться в белых карликов. Это обстоятельство завершало историю звездной эволюции и решало проблему, поднятую в книге «Внутреннее строение звезд». По крайней мере, так тогда казалось.
Внимательно изучив результаты Фаулера, Чандра сделал крайне простую вещь. Он выразил в цифрах ожидаемую плотность электронного газа в белых карликах. Полученная цифра была огромной, но не удивительной, собственно, как и предсказывал в своей статье Фаулер. Однако Фаулеру не удалось показать, какими должны быть скорости электронов. Произведя несложные вычисления, Чандра испытал шок: электронам пришлось бы колебаться со скоростью, близкой к скорости света. В этом месте аргументация Фаулера начинала давать сбой, так как он совершенно проигнорировал правила специальной теории относительности, которые начинают сказываться при перемещении объектов со скоростью света. Фаулер сделал ошибку, предположив, что электроны внутри белого карлика могут двигаться так быстро, как им заблагорассудится, даже если это означало бы скорость большую, чем скорость света.
Чандра задался целью исправить эту ошибку. Он проследил за рассуждениями Фаулера до момента, когда скорость электронов приблизилась к скорости света. Для слишком плотного белого карлика, в котором частицы перемещаются практически со скоростью света, он воспользовался постулатом специальной теории относительности, гласящим, что эту скорость превзойти невозможно. Результат получился интересным. Оказалось, что как только белый карлик становится слишком тяжелым, его плотность также чрезмерно возрастает, в результате электроны больше не могут сопротивляться гравитационному притяжению. Другими словами, у белых карликов существует предел массы. Чандра рассчитал, что этот предел не превосходит 90% от массы Солнца. (Годы спустя было показано, что корректное значение — это более чем 140% от массы Солнца.) Завершившая свое существование звезда с массой выше указанного предела не в состоянии себя поддерживать. Побеждает гравитация, и неизбежно наступает коллапс.
Прибыв в Кембридж, Чандра показал Эддингтону и Фаулеру проект своих расчетов, но они оставили его без внимания. В нестабильности, которая могла разрушить столь многообещающую доктрину, выдвинутую Эддингтоном и поддерживаемую Фаулером, было нечто пугающее, поэтому ученые мужи из Кембриджа предпочли держаться на расстоянии. За следующие четыре года Чандра усовершенствовал свою доказательную базу, и его уверенность в собственных выкладках возросла. В 1933 году он завершил работу над диссертацией и в возрасте двадцати двух лет был зачислен в штат колледжа Тринити. К 1935 году Чандра доработал свои расчеты и был готов представить полученный результат на ежемесячном заседании Королевского астрономического общества.
11 января 1935 года он предстал перед группой выдающихся астрономов Королевского астрономического общества в Берлингтонхаузе в Лондоне. Тщательно и скрупулезно Чандра оглашал детали своей девятнадцатистраничной статьи, которая была практически готова к публикации в журнале общества Monthly Notices. Свою речь он завершил фразой: «Звезда большой массы не может пройти через стадию белого карлика, поэтому остается строить предположения о других возможностях». Этот парадоксальный результат был представлен вызывающим всеобщее доверие языком математики и физики, поэтому его приняли всерьез. Завершение речи было встречено вежливыми аплодисментами и небольшим количеством вопросов. Дело было сделано.
Затем президент общества повернулся к Эддингтону и пригласил его на трибуну для представления работы «Релятивистское вырождение». Эддингтон вышел и произнес короткую пятнадцатиминутную речь. Он строго разобрал расчеты Чандры, дискредитирующие решение проблемы белых карликов, предложенное Фаулером. А затем бесцеремонно отбросил безупречный результат. С точки зрения Эддингтона, этот результат является «доведенной до абсурда формулой релятивистского вырождения». На самом деле он был твердо уверен, что «в дело могут вмешаться различные случайности, которые спасут звезду», и поэтому заявил: «Я думаю, что должен существовать закон природы, мешающий звезде вести себя подобным абсурдным образом!» Авторитет Эддингтона был столь высок, что большая часть аудитории немедленно отвергла аргументы Чандры. Уж если Эддингтон счел новую идею ложной, значит, она должна быть таковой.
Чандра выступил против могущественного Эддингтона и проиграл. Он подрывал разработанную Эддингтоном красивую теорию жизни и смерти звезд, и разумеется, последнему это не понравилось. Если гравитационный коллапс перекрывает все прочие воздействия, на сцену выходит странное решение Шварцшильда с множеством нетривиальных выводов. Как много лет спустя говорил сам Чандра: «Теперь ясно видно… Эддингтон понял, как из существования предельной массы вытекает наличие в природе черных дыр. Но этот вывод он не принял. Если бы он смог это сделать, то лет на сорок опередил бы всех остальных. В известном смысле это плохо».
В подавленном состоянии Чандра вернулся в Кембридж. Стычка с Эддингтоном повлияла на всю его дальнейшую жизнь. Через несколько лет его пригласили занять пост в Йеркской обсерватории в Чикаго. Он перестал работать над проблемой белых карликов и старался не думать о том, что на самом деле случается при слишком большой их массе. Происходит ли неумолимый переход к решению Шварцшильда? Или что-то мешает событиям развиваться данным способом? Ответ на эти вопросы найдет Роберт Оппенгеймер.
Дж. Роберт Оппенгеймер был порождением своего времени. Воспитанный в богатой нью-йоркской семье, в доме, по стенам которого были развешаны картины Ван Гога, он получил образование сначала в Гарварде, а затем в 1925 году перешел в Кембридж. Его гарвардский наставник писал в рекомендательном письме в Кембридж, что Оппенгеймеру «очевидно, мешает недостаток знакомства с обычным физическим экспериментом», добавив при этом: «Редко можно встретить более интересные и уверенные суждения». Пребывание Оппенгеймера в Кембридже было стихийным бедствием и долго не продлилось. После нервного срыва, во время которого он напал на одного из коллег и пытался отравить другого, Оппенгеймер решил уехать и попытать счастья в Геттингене.
Геттинген — владение Давида Гильберта — увлекался квантовой физикой, и Оппенгеймер не мог найти лучшего места для участия в новой революции. За следующие два года со своим руководителем Максом Борном он напишет ряд работ, оставивших неизгладимый след в истории квантовой физики. Приближение Борна-Оппенгеймера до сих пор изучают в университетах как часть инструментария, используемого для вычисления квантового поведения молекул. В 1927 году Оппенгеймер защитит докторскую диссертацию и через несколько лет вернется в Соединенные Щтаты, где получит должность в Калифорнийском университете в Беркли.
В Беркли Оппенгеймер основал один из маяков теоретической физики Америки 1930-х годов. Казалось, что Оппи, как его позднее стали называть, в состоянии рассуждать на любую тему, от искусства и поэзии до физики и парусного спорта. Проницательный, способный с невероятной скоростью постигать сложные концепции, он переходил от одного проекта к другому, совершая интеллектуальные набеги в новые области и быстро внося туда свой вклад, необязательно глубокий, но, без сомнения, своевременный и продуманный. Он бывал нетерпеливым, иногда жестоким, если не соглашался с оппонентом или не принимал его аргументы, но личное обаяние и энергия сделали Оппенгеймера прирожденным лидером, и он превосходно поддерживал и вдохновлял свою группу. Медленно, но верно он собрал вокруг себя кружок гениальных и полных энтузиазма студентов и исследователей, с которыми можно было заниматься решением множества обсуждаемых в Европе проблем. Заметив, что Оппенгеймер имеет привычку бормотать во время работы, Вольфганг Паули назвал его группу «nim nim boys». Беркли стал для Оппенгеймера Геттингеном, его Копенгагеном.
А затем после почти десяти лет концентрации исключительно на квантовой физике, в 1938 году Оппенгеймера заинтересовала общая теория относительности Эйнштейна. Как и Чандра, он подошел к теории с точки зрения квантов, пытаясь понять, как квантовые эффекты материи могут противостоять гравитационному сжатию пространства и времени.
Каждое лето Оппенгеймер с группой студентов и исследователей отправлялся в Южную Калифорнию и селился в Калифорнийском технологическом институте, в солнечной Пасадене. Там он мог беседовать не только с другими физиками, но и со старыми астрономами, следившими за успехами Хаббла и лично слушавшими лекции Леметра о первичном атоме. Здесь все еще верили в общую теорию относительности. Именно в Пасадене Оппенгеймер познакомился со статьей русского физика Льва Давыдовича Ландау, в которой рассматривалась гипотетическая ситуация звездных ядер, полностью состоящих из компактной массы нейтронов.
Ландау был одним из ведущих светил советской физики, гениальным ученым, выросшим во время русской революции, который воспользовался преимуществами прокатившейся по новой России волны модернизации. Как и Оппенгеймер, он некоторое время жил за границей, обучаясь в лучших лабораториях Европы, где и стал свидетелем рождения квантовой физики. В девятнадцать он уже написал статью, в которой новая физика применялась к поведению атомов и молекул. В возрасте двадцати трех лет вернувшись в Ленинград, он вызвал восхищение старших коллег и быстро вписался в советскую систему.
Обладающий талантом решать сложные и запутанные задачи при помощи квантовой физики, Ландау решил обратить внимание на новый источник энергии звезд: обнаруженные в ядре атома нейтрально заряженные частицы — нейтроны. За предыдущее десятилетие стало ясно, что добавление к ядру нейтронов или протонов, как и удаление их оттуда, приводит к выбросу изрядного количества ядерной энергии. Поэтому Ландау предположил, что если бы ядро звезд состояло из нейтронов, появилась бы возможность высвобождать достаточно энергии для свечения. Обеспечив такую же плотность нейтронов, как в ядре атома, можно было бы получить нужное топливо. Такой ядерный материал получился бы невероятно тяжелым — созданная из него чайная ложка весила бы тонны. Если атом в толще звезды упадет на ядро, он разобьется вдребезги, частично поглощенный, частично преобразованный в излучение. Согласно Ландау, за яркость звезды отвечает нейтронное ядро — именно оно заставляет Солнце светиться. Затем Ландау рассчитал размер этого ядра и определил, что для стабильности ядра его вес должен в тысячи раз превышать вес Солнца. Такие ядра могут быть спрятаны в центре звезд, выгорая и производя звездный свет.
Однако в процессе написания этой работы Ландау попал под прокатившуюся по стране волну политических репрессий. Через два месяца после публикации в журнале Nature короткой статьи «Об источниках звездной энергии», посвященной нейтронным ядрам, он был арестован НКВД. Ландау был пойман за редактированием антисталинской листовки, которую должны были распространить в Москве во время майского парада 1938 года. В листовке Сталин обвинялся в том, что «в своей бешеной ненависти к настоящему социализму он сравнился с Гитлером и Муссолини». Ландау на год был заключен в тюрьму на Лубянке, причем произошло это сразу после того, как газета «Известия» отметила его статью в Nature как гордость советской физики.
Заинтригованный лаконичностью статьи Ландау и простотой предложенной идеи, Оппенгеймер решил самостоятельно повторить все вычисления. Потребовалось сотрудничество с тремя одаренными студентами, но в конце концов он получил нужный результат. Его первым соавтором был Роберт Сервер. Совместно они тщательно проанализировали идею Ландау, согласно которой нейтронное ядро, окруженное горячими газами, можно было легко спрятать внутри Солнца, и пришли к выводу, что на самом деле всё обстоит по-другому. Свое письмо, почти такое же короткое, как и материал Ландау, Оппенгеймер и Сервер опубликовали в журнале Physical Review в октябре 1938 года, когда Ландау уже томился на Лубянке. Затем Оппенгеймер сделал следующий шаг уже с другим своим студентом, Джорджем Волковым. Они исследовали стабильность нейтронных ядер. Их статья, опубликованная в январе 1939 года, представляла собой смесь математики, использующей искусные упрощения теории Эйнштейна, проницательной физической интуиции и сложных расчетов. Они показали крайнюю нестабильность конфигурации нейтронных ядер, а значит, невозможность их использования в качестве топлива для больших звезд, что в очередной раз доказывало несостоятельность идеи Ландау.
В конце своей статьи Оппенгеймер и Волков отметили, что для понимания судьбы нейтронных ядер в долгосрочной перспективе «важное значение имело рассмотрение нестатических решений». Затем Оппенгеймер приступил к заключительной части работы с очередным студентом, Хартландом Снайдером, на этот раз зайдя в дебри общей теории относительности глубже, чем кто-либо ранее. Оппенгеймер и Снайдер рассчитали, что произойдет с пространством и временем (и нейтронным ядром) после того, как нейтронная звезда станет нестабильной. Для лучшего понимания получаемых результатов они использовали удачный прием: одного воображаемого наблюдателя поместили далеко от места коллапса, второй же расположился непосредственно на поверхности нейтронного ядра. Затем они сравнили результаты обоих наблюдений. Оказалось, что они значительно разнятся.
Удаленный наблюдатель увидит коллапс нейтронного ядра. Но по мере приближения этого ядра к странной поверхности, обнаруженной Шварцшильдом, коллапс будет происходить все медленней и медленней. В какой-то момент схлопывание станет настолько медленным, что будет казаться, будто оно остановилось. Длина волны любого светового луча, который допытается уйти от нейтронного ядра, начнет увеличиваться, все больше сдвигаясь в сторону красного спектра по мере приближения ядра к критической поверхности. Как будто время и пространство перестают меняться и звезда прекращает общение с внешним миром. Все крайне напоминало предсказание, сделанное Эддингтоном в изданной десять лет назад книге «Внутреннее строение звезд»: «Масса создаст такое искривление, что все пространство замкнется вокруг звезды, оставив нас снаружи (то есть неизвестно где)».
Находящемуся на поверхности звезды наблюдателю представится совсем другая картина. Он станет свидетелем неумолимого коллапса нейтронного ядра, увидит, как поверхность нейтронного ядра преодолевает дистанцию критического радиуса и проваливается во внутреннюю область магической сферы Шварцшильда. Больше того, этот бедный обреченный наблюдатель увидит процесс формирования этой ужасной поверхности, открытой Шварцшильдом, места, откуда ничто не может вырваться наружу. Другими словами, оказавшись в нужном месте, можно увидеть, как реально формируется предложенное Шварцшильдом решение.
Оппенгеймер и Снайдер завершили начатую Эддингтоном историю жизни звезд, показав, что при наличии достаточной массы звезды будут сжиматься в соответствии со странным предсказанием Шварцшильда. Это означало, что предложенное Шварцшильдом решение не было всего лишь интересным экзотическим вариантом выводов из общей теории относительности. Подобные странные объекты могли существовать в природе, их следовало включить в астрофизику и изучать наряду со звездами, планетами и кометами. Вот так в очередной Раз общая теория относительности позволила открыть во Вселенной нечто неожиданное и чудесное.
Статья Оппенгеймера и Снайдера появилась в журнале Physical Review 1 сентября 1939 года, в день, когда войска фашистской Германии пересекли польскую границу. В этом же выпуске находилась статья датского физика Нильса Бора и его молодого американского соавтора Джона Арчибальда Уиллера. Предметом интереса также являлись нейтроны и их взаимодействие в экстремальных ситуациях, но тема была совершенно другой. Статья называлась «Механизм деления ядер». Бора и Уиллера интересовало моделирование структуры очень тяжелого ядра, например урана и его изотопов. Корректная модель могла бы дать представление о том, как извлечь скрывающуюся внутри огромную энергию.
В 1930-е годы ученые лучше начали понимать природу атомных ядер. Эддингтон предположил, что ядра водорода могут сливаться друг с другом, формируя гелий в ядрах светящихся звезд. Это явление называется ядерным синтезом. В то же время считалось, что очень тяжелые ядра можно поделить на более мелкие, также высвобождая энергию, — в этом случае процесс называется ядерным делением. Всех занимал вопрос, как добиться эффективности этой процедуры. Можно ли небольшим количеством энергии вызвать деление в скоплении тяжелых ядер таким образом, чтобы каждый отдельный атом, распадаясь, вызывал следующий распад? Другими словами, была ли возможность спровоцировать цепную реакцию?
Работа Бора и Уиллера указывала способ деления ядер и помогала другим физикам понять, почему следовало выбирать уран-235 и плутоний-239 — элементы из перспективного места периодической таблицы, где вызвать нужный процесс было не так сложно. Проблема деления ядер будет доминировать в физике в последующие годы, затмевая практически все остальные области. Целая армия блестящих ученых, в которую вошел и Роберт Оппенгеймер, направит свой интеллект на попытки научиться управлять этим процессом.
Во время своего пребывания в Беркли Оппенгеймер создал потрясающую группу молодых исследователей и студентов, готовых к решению любых задач. Как организатор и руководитель, он имел грозную репутацию и был готов применять свои лидерские качества, нацеливая группу на интересующие его проблемы. Его коллеги по Беркли начали синтезировать на циклотроне в лаборатории имени Лоуренса более тяжелые нестабильные ядра. В 1941 году Гленн Сиборг открыл плутоний, показав один из путей к делению ядер. Оппенгеймера захватил вихрь событий и открытий, сопровождавших разработки в области ядерной физики во время Второй мировой войны.
При этом Оппенгеймер был вне себя. Его шокировали сообщения об отношении к евреям в Германии и огромное количество великолепных ученых, бежавших в Америку от нацистского гнета. Создав в Беркли свою группу, он начал оглядываться вокруг, пытаясь найти общий язык с поразительно интеллектуальным потоком европейских беженцев. Воздерживаясь от излишней политической активности, он стал обращать внимание на происходящее. А с наступлением войны проблема деления ядер стала одной из его главных забот.
В 1942 году Оппенгеймеру было предложено возглавить рабочую группу физиков, базирующихся в городе Лос-Аламос, штат Нью-Мексико. Ее единственной целью был запуск цепной Реакции деления ядер и управление этой реакцией. В эту группу вошли многие молодые и не очень молодые блестящие умы: от Джона фон Неймана, Ханса Бете и Эдварда Теллера до Молодого Ричарда Фейнмана. Все ресурсы Манхэттенского проекта были сосредоточены на создании первой атомной бомбы, и менее чем через три года цель была достигнута. Когда в августе 1945 года на Хиросиму и Нагасаки сбросили атомные бомбы «Малыш» и «Толстяк», погибло почти двести тысяч человек. Эти разрушительные последствия стали ужасным доказательством того, что Оппенгеймер за короткий срок научился использовать ядерные силы. После успеха атомной бомбы кванты прочно заняли центральное место в мире физики.
Так как все внимание было приковано к войне и ядерному проекту, посвященную черным дырам оригинальную статью Оппенгеймера и Снайдера положили под сукно и забыли на долгие годы. Работа, которая могла породить одну из величайших концепций общей теории относительности, была отложена на неопределенный срок. Два великих столпа этой теории, Альберт Эйнштейн и Артур Эддингтон, не пошевелили пальцем, чтобы спасти от безвестности открытие Оппенгеймера и Снайдера.
Эддингтон продолжал утверждать, что вычисления Чандры неверны и ничем не обоснованы, а конечной точкой эволюции звезд произвольной массы являются неяркие белые карлики. Непрерывный беспрепятственный коллапс звезды, пока «гравитация не станет столь сильной, чтобы удерживать излучение», был, с его точки зрения, абсурдом. Почти полвека спустя Чандра вспоминал: «Со своей стороны могу сказать, что мне сложно понять, почему для Эддингтона, который был самым первым и стойким сторонником общей теории относительности, оказалось столь неприемлемым заключение о возможности формирования черных дыр в процессе обычной звездной эволюции».
Сам Эйнштейн тоже продолжал сопротивляться мысли о том, что крайняя форма решения Шварцшильда — черные дыры — может оказаться реальностью. Он реагировал так же, как на гипотезу Фридмана и Леметра о расширяющейся Вселенной, — это красивая математика, но отвратительная физика. Через более чем двадцать лет отрицания наиболее странных положений решения Шварцшильда он, наконец, сел и попытался аргументированно обосновать, почему они не имеют физического значения. В 1939 году, когда Оппенгеймер и Снайдер начали работу над определением последствий гравитационного коллапса, Эйнштейн опубликовал статью, в которой излагал, каким образом поведет себя скопление частиц при гравитационном коллапсе. Он утверждал, что частицы никогда не подойдут слишком близко к критическому радиусу. Упрямо он ставил задачу таким образом, чтобы получить нужный ему ответ: никаких черных дыр. И снова он был не прав, как и Эддингтон, упустив возможность испытать полный триумф своей общей теории относительности.
Практически всеобщее внимание теперь было привлечено к другой области. Все восхищались триумфом квантовой физики. Большинство талантливых молодых физиков сконцентрировали свои усилия на квантовой теории, пытаясь сделать еще более впечатляющие открытия и найти новые области ее применения. Общая теория относительности Эйнштейна со всеми ее странными предсказаниями и экзотическими результатами была сброшена со счетов и обречена на забвение.