Колгейт не принадлежал к «гламурной» группе ученых-атомщиков, к тому же его работа была совершенно секретной, поэтому о нем обычно не упоминают в книгах по созданию водородной бомбы. Однако именно он руководил испытаниями первой водородной бомбы «Браво». Тогда ему исполнилось всего двадцать девять лет, и в его подчинении была тысяча сотрудников.
Испытания «Браво» прошли с огромным успехом. Все было хорошо — и мощность бомбы, и методы диагностики. В этой работе Колгейт проявил себя блестяще, и Теллер предоставил ему карт-бланш для выбора темы следующего исследовательского проекта. Колгейт решил заняться термоядерным синтезом и физикой плазмы для использования ядерной энергии в мирных целях. Но от прошлого не уйдешь.
В 1959 году по рекомендации руководителей Ливерморской и Лос-Аламосской национальных лабораторий Государственный департамент попросил Колгейта участвовать в качестве научного консультанта на советско-американских переговорах в Женеве о запрещении ядерных испытаний. Обе стороны хотели «договориться о системе обнаружения, потому что мы еще не все ядерные бомбы сбросили друг на друга». Колгейт предложил создать систему спутников, предназначенных для обнаружения ядерных испытаний. Потом он вспомнил некоторые исследования, которые провел в 1956 году со своим коллегой Монтгомери Джонсоном. В то время правительство США предложило рассматривать космос как еще одну среду для ведения войн — помимо воздуха, земли и воды. Колгейт и Джонсон был наняты для исследования специфики взрыва водородной бомбы в космосе. Они провели моделирование и выяснили, что в результате возникнет «чудовищное» количество рентгеновского и гамма-излучения — как при взрыве сверхновой[69]. Взрыв водородной бомбы удивительно похож на вспышку сверхновой. Но проблема заключалась в том, что спутник для обнаружения ядерных испытаний мог принять вспышку сверхновой за взрыв бомбы и тем самым инициировать катастрофическую войну. «Если мы хотим получить хороший спутник-шпион, необходимо учитывать существование сверхновых, — говорит Колгейт. — Русские очень много сделали в изучении гамма-лучей, очень сильного излучения из космоса, которое могло исходить от сверхновых». — признавал он. Колгейт был самым молодым участником этого представительного собрания американских и советских ученых. Его знания о сверхновых были явно недостаточными, но почти все участники были на том же самом уровне.
К 1959 году исследования рентгеновского и гамма-излучения в космосе были усовершенствованы. Рентгеновские лучи не могут проникнуть в атмосферу Земли, так что эксперименты проводились с использованием аппаратуры на ракетах, первыми из которых были немецкие Фау-2. В 1961 году СССР взорвал 50-мегатонную «Царь-бомбу», нарушив советско-американский мораторий на ядерные испытания. Американцы были потрясены. Очевидно, СССР согласился на мораторий только для того, чтобы выиграть время и подготовиться к следующей серии испытаний, в то время как Соединенные Штаты свято выполняли свои обязательства. Работы в Ливерморской и Лос-Аламосской лабораториях шли день и ночь. Понимание феномена сверхновых стало главным приоритетом.
Теллер настаивал на том, чтобы Колгейт следил за исследованиями по сверхновым, но тот и так уже начал заниматься астрофизикой. Обнаружив связь между «сверхновыми и ядерным оружием», Колгейт отправился к Уильяму («Вилли») Фаулеру, эксперту Калифорнийского технологического института по ядерным реакциям в звездах. Они заключили сделку: два раза в неделю Колгейт читает лекции по теории взрывов — своей узкой специальности — в Калифорнийском технологическом институте, а взамен осваивает астрофизику. Сотрудники института и аспиранты с огромным удовольствием опровергали его сумасбродные идеи о сверхновых, и Колгейт, смиренно выслушав их насмешливые оценки, после занятий шел на пляж Венис-Бич, где и проводил оставшуюся часть дня.
Колгейт вначале занимался исследованиями сверхновых со своим коллегой Монтгомери Джонсоном. Их работа основывалась на классической статье 1957 года семейной пары Маргарет и Джеффри Бербидж из Калифорнийского университета в Сан-Диего, написанной вместе с Фаулером и кембриджским астрофизиком Фредом Хойлом. Этот квартет назвали (по первым буквам фамилий его членов) B2FH. Бербиджи, Фаулер и Хойл убедительно показали, что в процессе эволюции в звездах образуются все более и более тяжелые элементы. Если звезда значительно массивнее Солнца, она завершает свою жизнь с образованием железного ядра, имеющего плотность 10 миллионов граммов на кубический сантиметр. Далее предстояло решить, как эти звезды становятся сверхновыми и что от них остается. Все сошлись на том, что верна гипотеза Цвикки 1930 года — после катастрофического взрыва сверхновой возникает нейтронная звезда.
Стареющая звезда — это огромный шар с несгораемым железным ядром, которое окружают слои ядерной «золы», оставшиеся после сгорания кремния. На этом этапе уже не может происходить никаких ядерных реакций, служащих источником энергии, и звезда начинает остывать. Под давлением огромного веса верхних слоев ядро резко сжимается, и звезда превращается в смесь нейтронно-избыточных ядер, электронов и протонов при невообразимо высокой температуре около 5 миллиардов градусов Кельвина, возникающей из-за огромного сжатия. При этой температуре мощное излучение (рентгеновские и гамма-лучи) расщепляет нейтронно-избыточные ядра на ядра гелия (альфа-частицы), протоны и нейтроны.
Но эти реакции идут с поглощением, а не выделением энергии, так что единственный способ для звезды получить энергию — это сжиматься под собственной тяжестью. В результате температура ядра снова начинает расти. Излучение высокой энергии, взаимодействуя с альфа-частицами, разрывает их на протоны и нейтроны. Все больше и больше электронов сталкивается с протонами в тяжелых ядрах, которые не разрушаются и в которых образуются нейтроны и нейтрино[70]. Это уменьшает количество электронов и ослабляет давление электронного вырождения, в результате ядро звезды становится менее твердым и звезда коллапсирует. С огромной скоростью — 58 тысяч километров в секунду — железное ядро и оболочка кремниевой «золы» сжимаются в доли секунды, и шар размером с Землю превращается в сверхплотную сферу диаметром 20 километров. Но это лишь треть общей массы. Все происходит настолько быстро, что слои углерода, кислорода, неона, гелия и водорода остаются снаружи — возникает оболочка без центра. Механические возмущения распространяются в звезде лишь со скоростью звука. Но ядро коллапсирует в тысячу раз быстрее. После того как ядро звезды сожмется, ядерная «зола» из луковичной структуры мгновенно падает на него. Ядро достигает своего предела сжатия, останавливается и затем разжимается как пружина. Это создает ударную волну, устремляющуюся наружу со скоростью 9600 километров в секунду, прорываясь сквозь «золу», падающую на ядро. При создании модели взрыва сверхновой есть одна проблема — нужно убедиться, что ударная волна не останавливается под действием падающего внутрь вещества. Если она будет продолжать движение, то возникнет взрыв, который мы увидим как вспышку сверхновой.
Сколлапсировавшее ядро внутри звезды подобно Стране чудес из кэрролловской «Алисы», где нет различия между внутренним и внешним. Все перемешивается и сливается вместе: протоны, электроны, экзотические элементарные частицы, возможно даже свободные кварки и огромное количество нейтронов. Такой и представляется нейтронная звезда[71]. Для стабильности нейтронной звезды необходимо наличие сил противодействия силам притяжения между нейтронами и протонами (то есть ядерным силам). В противном случае их взаимное притяжение вместе с гравитацией звезды приведет к ее коллапсу и звезда со временем исчезнет. Кроме того, во время взрыва звезде придется выбросить достаточное количество массы, и лишь тогда возникнет стабильная нейтронная звезда. По расчетам Оппенгеймера и Волкова, масса исходной звезды должна быть не больше 0,7 массы Солнца. (Развитие ядерной физики позволило разработать реалистичные модели сверхновых звезд, согласно которым в настоящее время масса, при которой нейтронная звезда становится нестабильной, равна двум-трем массам Солнца.) Если остатки сгоревшей звезды больше этой максимальной массы, она не сможет стать нейтронной звездой или тем более белым карликом.
