Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна - Кип Торн

Фриц Цвикки на встрече ученых в Калтехе в 1931 г. На фотографии также присутствуют Ричард Толман (который будет важной фигурой дальше в этой главе), Роберт Милликен и Альберт Эйнштейн. [Предоставлено архивом Калифорнийского технологического института]

Ходили слухи, что Роберт Милликен (человек, превративший Калтех в один из сильнейших научных институтов), когда его во время этой шумной кампании спросили, почему он держит Цвикки в Калтехе, ответил, что вполне возможно, что некоторые из заумных идей Цвикки окажутся верны. Милликен, в отличие от многих других в научном сообществе, должно быть, видел признаки гениальной интуиции Цвикки, признанной только 35 лет спустя, когда астрономы-наблюдатели действительно обнаружат нейтронные звезды и проверят некоторые связанные с ними экстравагантные гипотезы Цвикки.

Среди предвидений Цвикки, более всего относящихся к теме этой книги, стоит упомянуть его подход к нейтронным звездам как к «трупам» обычных звезд. Как мы увидим в дальнейшем, нормальную звезду, слишком массивную, чтобы окончить жизнь белым карликом, может постичь смерть в виде нейтронной звезды. Если бы все массивные звезды гибли таким образом, Вселенная была бы спасена от самых странных гипотетических звездных «трупов» — черных дыр. Если бы легкие звезды становились после смерти белыми карликами, а тяжелые превращались в нейтронные звезды, то у Природы не осталось бы возможности создать черные дыры. И тогда Эйнштейн и Эддингтон, как и большинство физиков и астрономов той эпохи, вздохнули бы с облегчением.

* * *

Цвикки в Калтех привлек Милликен, для того чтобы тот занялся теоретическими исследованиями квантово-механических свойств атомов в кристаллах. Однако в конце 20-х — начале 30-х годов Цвикки все больше стал погружаться в астрофизику. Да и трудно было не дать себя заворожить астрономической Вселенной, работая в Пасадине, месте, где располагается не только Калтех, но и обсерватория Маунт Вильсон, имеющая в своем распоряжении самый большой в мире телескоп-рефлектор с зеркалом диаметром 2,5 м.

В 1931 г. Цвикки сблизился с Вальтером Бааде, новичком, прибывшим в Маунт Вильсон после работы в Гамбурге и Геттингене, прекрасным астрономом-наблюдателем. Бааде и Цвикки имели общую культурную базу: Бааде был немец, Цвикки — швейцарец, и для обоих немецкий был родным языком. Они также испытывали взаимное уважение к блестящим способностям друг друга. Но этим общее между ними и ограничивалось. Темперамент Бааде отличался от темперамента Цвикки. Бааде был скрытен, горд, неконтактен, универсально образован и терпим к странностям коллег. Цвикки будет испытывать его терпение в течение ряда лет, пока во время второй мировой войны они окончательно не разойдутся. «Цвикки называл Бааде нацистом, которым тот не был, а Бааде заявлял, что боится, как бы Цвикки не убил его. Они стали слишком опасной парочкой, чтобы держать их в одной комнате», — вспоминала Джесси Гринштейн.

В 1932 и 1933 гг. в Пасадине часто видели Бааде и Цвикки, оживленно беседующими по-немецки о так называемых «новых» звездах, которые неожиданно вспыхивают и начинают светить в десятки тысяч раз ярче, чем до этого, а затем примерно за месяц медленно блекнут до нормального состояния. Бааде, имевший энциклопедические познания в астрономии, был знаком с экспериментальными свидетельствами того, что кроме «обычных» новых должны существовать и необычные, редкие, сверхъяркие новые. Поначалу астрономы не подозревали, что эти новые являются сверхъяркими, поскольку в телескоп они имели примерно ту же светимость, что и обычные новые. Однако, располагались они в своеобразных туманностях (светящихся облаках). Наблюдения, проведенные в Маунт Вильсон и других обсерваториях в 1920-х годах, начали убеждать астрономов, что эти туманности не просто облака газа в нашем Млечном Пути, как думали ранее, но представляют собой равноправные галактики — гигантские скопления, содержащие около 1012 (т. е. триллионов) звезд и находящиеся далеко за пределами нашей Галактики. Отдельные наблюдаемые в этих галактиках новые звезды, будучи расположены много дальше, чем обычные новые нашей Галактики, должны быть существенно более яркими, чтобы при наблюдении с Земли иметь ту же светимость.

Бааде собрал все данные наблюдений, какие только смог найти в литературе относительно каждой из шести сверхъярких новых, наблюдавшихся астрономами с начала столетия. Эти данные он объединил со всей доступной ему информацией о расстоянии до галактик, в которых находились эти звезды, и соединив все это, вычислил, сколько света испускает сверхъяркая новая. Вывод оказался поразительным: во время вспышки такие новые были обычно в 108 (т. е. в 100 миллионов) раз ярче, чем наше Солнце! (Сегодня мы знаем, во многом благодаря работам самого Бааде 1952 г., что оценка расстояния до галактик в 1930 г. была занижена примерно в 10 раз и что, соответственно, сверхъяркие звезды были почти в 1010 (10 миллиардов) раз ярче Солнца.[66])

Любитель крайностей, Цвикки был пленен этими сверхяркими новыми. Именно Бааде и Цвикки, несчетное число раз обсуждая эти звезды, дали им имя сверхновые. Каждая сверхновая, как они (справедливо) полагали, образуется в результате взрыва обычной звезды. И этот взрыв, как они подозревали (на этот раз неверно), столь горяч, что гораздо больше энергии испускается в виде ультрафиолетового и рентгеновского излучения, чем в виде обычного света. Поскольку ультрафиолетовое и рентгеновское излучение не может проникать сквозь земную атмосферу, невозможно и измерить содержащуюся в нем энергию. Однако эту энергию можно оценить, исходя из наблюдаемого спектра и законов физики, управляющих горячим газом от взрывающейся сверхновой.

Объединив знания Бааде о наблюдениях новых звезд и понимание Цвикки законов теоретической физики, два друга пришли к заключению (неверному), что ультрафиолетовое и рентгеновское излучение сверхновых должно нести в 10 тысяч, а возможно, и в 10 миллионов раз, больше энергии, чем видимый свет. Цвикки со своей любовью к крайностям настаивал именно на верхней оценке — 10 миллионов, и с энтузиазмом на нее ссылался.

Галактика NGC 4725 в созвездии Волосы Вероники.: фотография 10 мая 1940 г. до взрыва сверхновой. Справа: 2 января 1941 г. во время взрыва. Белая стрелка указывает на сверхновую на окраине галактики. Как сейчас известно, эта галактика находится на расстоянии 30 миллионов световых лет от Земли и содержит 3x1011 (треть триллиона) звезд. [Предоставлено Калифорнийским технологическим институтом]

Этот неверный коэффициент означал, что в течение нескольких дней максимальной яркости сверхновая испускает чудовищное количество энергии: Солнце за всю свою жизнь длиной в 10 миллиардов лет излучает в виде света и тепла примерно лишь в 100 раз больше. Это примерно такое количество энергии, которое можно было бы получить, превратив одну десятую часть массы Солнца в чистую энергию излучения! (Благодаря десятилетиям последующих наблюдений сверхновых, многие из которых были проведены самим Цвикки, теперь мы знаем, что оценка Бааде — Цвикки энергии сверхновых была не столь далека от истины. Однако их вычисления имели существенный недостаток: как теперь стало понятно, почти вся теряемая энергия уносится частицами, называемыми нейтрино, а не ультрафиолетовым и рентгеновским излучением, как они полагали. Бааде и Цвикки получили верный ответ лишь благодаря счастливой случайности.)

Какова же природа огромной энергии сверхновой? Чтобы ответить на этот вопрос, Цвикки и изобрел нейтронную звезду.

Цвикки интересовался всеми разделами физики и астрономии, а также воображал себя философом. Он пытался объединить все явления, с которыми сталкивался, в нечто, впоследствии названное им «морфологической моделью». В 1932 г. самым популярным из всех направлений в физике и астрономии была ядерная физика, изучение атомных ядер. Именно отсюда извлек Цвикки ключевую составляющую своей идеи нейтронных звезд — концепцию нейтрона.

* * *

Поскольку нейтрон будет играть в дальнейшем очень важную роль в этой главе, я слегка отвлекусь от Цвикки и от его нейтронных звезд, чтобы рассказать об открытии нейтрона и его связи со структурой атомов.

После того как в 1926 г. были сформулированы «новые» законы квантовой механики (глава 4), последующие пять лет физики провели в непрестанных исследованиях микромира. Они приоткрыли завесу тайны над атомами (Врезка 5.1) и над строением молекул металлов, кристаллов и вещества белых карликов, построенных из этих атомов. Затем в 1931 г. физики обратили внимание на внутреннее строение атома — его оболочку и ядро.

Природа атомного ядра оставалась большой загадкой. Большинство физиков думали, что оно сделано из горсти электронов и вдвое большего числа протонов, связанных неким, пока непонятным, способом. Однако у Эрнста Резерфорда из Кембриджа (Англия) была другая гипотеза: протоны и нейтроны. О существовании протонов было уже известно. Их несколько десятилетий исследовались в физических экспериментах, позволивших установить, что они почти в 2000 раз тяжелее электронов и несут положительный заряд. Нейтроны же известны не были.