Но если нейтронное ядро — это звезда? Существует ли максимальная масса нейтронной звезды — нейтроны ведь тоже могут создавать давление вырождения, как и электроны? И что произойдет, если ее масса будет превышена? Оппенгеймер решил выяснить все это вместе со своими аспирантами Джорджем Волковым и Хартлендом Снайдером. Объединив общую теорию относительности с зарождающейся ядерной физикой, они заложили основу теории эволюции коллапсирующих звезд. Их исследования показали, каким образом массивные звезды могут превращаться в белых карликов либо в нейтронные звезды, или же сколлапсировать полностью.
Самая известная статья Оппенгеймера в соавторстве с его учеником Джорджем Волковым «О массивных нейтронных сердцевинах» была опубликована в «Physical Review» в начале 1939 года. С минимумом элегантных расчетов они решили задачу, которая ранее не поддавалась ни Ландау, ни самому Оппенгеймеру и Серберу, и ответили на вопрос: какова максимальная масса стабильной нейтронной звезды? Не обладая большими познаниями в астрофизике и воспользовавшись помощью Толмена, они подсчитали, что максимальная масса такой звезды должна составлять о,1–0,7 массы Солнца. Звезда будет иметь очень высокую плотность и ничтожный диаметр около 20 километров. На этом они остановились и отказались от решения ключевой проблемы: что случится, если максимальная масса будет превышена.
Конечно, был один физик в Калтехе, обладавший большими познаниями в астрофизике, — это Цвикки. Но его избегали, ибо кому приятно слышать о себе «круглый дурак»? Интеллигент Оппенгеймер всегда держался от Цвикки на расстоянии, но тот задел и его. Через четыре месяца после появления статьи Оппенгеймера и Волкова он опубликовал свою работу в «Physical Review», связав в ней нейтронные звезды со сверхновыми, при этом ни разу не сославшись на своих коллег.
Чандра вспоминал, что еще в 1934–1935 годах вместе с фон Нейманом они изучали практически те же вопросы, которые Оппенгеймер и Волков рассмотрели в своей новой работе.
Фон Нейман занимался исследованием нейтронных звезд гораздо активнее Чандры, который предпочитал рассматривать идеальные системы, а не вникать в детали ядерной физики. Это объяснялось слабым развитием ядерной физики в начале 1930-х годов. Не стремился он размышлять и над выводами общей теории относительности. Он считал ее кладбищем физиков, наблюдая это на примере Эддингтона и Милна. Вариант теории относительности, созданный Эддингтоном специально для демонстрации неправильности вычислений Чандры, и попытки Милна сформулировать свою космологическую теорию взамен теории Эйнштейна принесли им немало вреда. «Я не желал вдаваться в эту область физики, мне хотелось иметь более надежный фундамент», — вспоминал Чандра. Он отказывался формулировать свои выводы в привычной для физиков форме и продолжал публиковать статьи, написанные в стиле классической астрофизики. Неудивительно, что большинство физиков их игнорировало.
Разумеется, Чандра был в курсе последних достижений в области ядерной физики. Он изучал соответствующую литературу и даже читал курс по ядерной физике. Он был хорошо подготовлен к дискуссии на конференции в Вашингтоне. В работе 1939 года Бете упоминает — с уважением — о беседах с Чандрой во время и после конференции. Зато члены группы Оппенгеймера Чандру серьезно не воспринимали — не считали его «настоящим» физиком. В своей статье по нейтронным звездам Оппенгеймер и Волков хвалили Эддингтона за создание современной астрофизики и цитировали статью Ландау, а о Чандре упомянули лишь в сноске.
Чандра жил в США с конца 1936 года. Даже после появления работы Оппенгеймера по астрофизике в 1938 году у него не возникло никакого желания продолжать свои работы по физике нейтронных звезд и белых карликов. Он спокойно наслаждался сельскими красотами Уильямс-Бей и домашним уютом. Подобно великим ученым, которыми он так восхищался, — Эйнштейну, Ньютону, Пуанкаре, — Чандра предпочитал иметь дело с фундаментальными математическими теориями, оставляя детали для других. Но беда была именно в том, что при изучении звезд приходилось учитывать множество важных деталей, вот почему в его знаменитой монографии «Введение в учение о строении звезд» 1938 года заключительная глава об источнике свечения звезд оказалась неудачной. Чандра хорошо знал теорию Бете, но не счел нужным о ней говорить. Вместо этого он обсуждал другие теории, прекрасно зная, что они неверны. Чандру абсолютно не интересовало сотрудничество с группой Оппенгеймера, поскольку он полностью отказался от исследования коллапса звезд и позволил Оппенгеймеру его опередить.
Тогда еще никто не знал, что происходит с массивными белыми карликами, масса которых превышает верхний предел Чандры. И возможно ли, чтобы такая звезда сократилась до чрезвычайно плотной и невообразимо малой точки? Оппенгеймер занялся этой проблемой и предложил четвертый вариант угасания звезды: она продолжает коллапсировать, захватывая вещество из межзвездного пространства в свою гигантскую пасть. Это был удар в самое сердце астрофизики, и Оппенгеймер организовал его так же тщательно, как позже Манхэттенский проект. Он правильно определил важнейшие задачи и подобрал для их решения самых подходящих ученых. Сам Оппенгеймер с Волковым и Сербером рассчитывали минимальную массу, необходимую для формирования устойчивого нейтронного ядра, и максимальную массу, при которой нейтронная звезда остается стабильной. Следующий логический шаг — выяснить, что произойдет, если максимальная масса будет превышена. Оппенгеймер возложил эту задачу на Хартленда Снайдера, великолепно владевшего сложным математическим аппаратом общей теории относительности.
Оппенгеймер и Снайдер использовали общую теорию относительности для изучения коллапса звезд. Они рассматривали настолько массивные звезды, что даже после исчерпания их ядерного топлива их масса оставалась больше максимальной и они не могли образовать стабильное нейтронное ядро. Толмен постоянно консультировал их по общей теории относительности. Для облегчения расчетов Оппенгеймер и Снайдер ограничились рассмотрением сферического облака коллапсирующего газа и попытались выяснить, что произойдет, когда радиус облака окажется меньше некоторой величины. Они назвали эту величину гравитационным радиусом — теперь она называется радиусом Шварцшильда, в честь немецкого астронома Карла Шварцшильда.
Карл Шварцшильд был блестящим физиком-теоретиком и астрофизиком. После начала Первой мировой войны он отказался от должности директора Потсдамской обсерватории и в возрасте 41 года ушел добровольцем на войну. В конце 1915 года он рассчитывал траектории артиллерийских снарядов на русском фронте и одновременно изучал работы Эйнштейна по общей теории относительности. Эта теория содержала элегантные математические гипотезы о связи гравитации с геометрией пространства-времени. Однако уравнения были такими сложными, что даже Эйнштейн единственным выходом для их решения считал аппроксимацию. Поразительно, что Шварцшильд практически сразу же нашел точное решение, используя влияние сферического объекта на окружающее пространство и время. Эйнштейн был поражен столь быстрым и простым решением и отправил Шварцшильду письмо с высокой оценкой его работы.
Шварцшильд был бы идеальным соавтором Эйнштейна. Но… в марте 1916 года он вернулся в Берлин. К сожалению, оказалось, что ученый тяжело болен — в окопах Первой мировой он подхватил редкое заболевание кожи. Вскоре Шварцшильд умер. Эддингтон тепло вспоминал о встрече с ним в Гамбурге в 1913 году, когда они участвовали в ралли со «Шварцшильдом и пятью сумасшедшими англичанами». Победителем стал, разумеется, Эддингтон.
Шварцшильда интересовало, как сферический объект искажает вокруг себя эйнштейновское пространство-время, и его не беспокоило, что полученное решение обращается в бесконечность вблизи центра объекта. Позднее расстояние от центра объекта, при котором появляется бесконечность, получило название «радиуса Шварцшильда». Радиус Шварцшильда определяет область, в которой гравитационное притяжение столь велико, что из нее ничто не может вырваться — даже свет. У каждого объекта имеется свой радиус Шварцшильда. Если звезда сожмется до размера меньше радиуса Шварцшильда, ее гравитационное поле станет невероятно мощным и исказит окружающее пространство таким образом, что получится ловушка, из которой ничто не сможет убежать. То же самое относится к Солнцу, Земле, читателю и автору этой книги и даже к печеным бобам. Радиус Шварцшильда для Солнца — около 3,2 километра, при его фактическом радиусе 695990 километров. Для человека радиус Шварцшильда имеет размер протона. Радиус Шварцшильда для самого протона — невообразимо крошечная величина. В те годы ученые сочли все это научной фантастикой. Они и представить себе не могли, что такое сжатие вообще возможно.
