Электронное вырождение проще всего понять в рамках дуализма волна-частица. Когда вещество сжато до высокой плотности и каждый электрон среды заключен в чрезвычайно малом пространстве, сдавленный электронами соседних ячеек, он начинает вести себя во многом как волна. Длина электронной волны (расстояние между ее гребнями) не может быть больше, чем размер ячейки: если бы она была больше, волна выходила бы за пределы этой ячейки. Далее, частицы, имеющие очень малую длину волны обязательно будут обладать высокой энергией. (Типичный пример — частица, связанная с электромагнитной волной, — фотон. Фотон рентгеновских лучей имеет гораздо более короткую длину волны, чем у видимого света и, как следствие, фотоны рентгеновских лучей гораздо более энергичны, чем фотоны видимого света.)
В случае электронов внутри очень плотного вещества короткая длина волны и, соответственно, высокая энергия приводят к их быстрому движению; это означает, что электрон должен двигаться в своей ячейке, ведя себя как странный сверхбыстрый мутант: наполовину волна, наполовину частица. Физики говорят, что электрон «вырожден», и называют давление, вызываемое этим беспорядочным высокоскоростным движением, «давлением вырожденных электронов» Не существует способа избавиться от этого давления; оно является неизбежным следствием
заключения электрона в малом объеме. Более того, чем больше плотность вещества, тем меньше ячейка и меньше длина волны электрона — и выше его энергия, быстрее движение, а следовательно, больше давление вырождения. В обычном веществе с обычной плотностью давление вырождения настолько мало, что им можно пренебречь, но при огромных плотностях белых карликов оно должно быть чрезвычайно большим.
Я пи любой ли массе возможно существование белых карликов? Ответ на этот вопрос дал в 1930 году молодой индийский ученый С. Чандрасекхар, получивший за это Нобелевскую премию лишь 54 (!) года спустя. Этот срок, достойный книги рекордов, подчеркивает, насколько поразительным оказался результат. Вещество с высокой плотностью с трудом может сдерживать гравитацию, да и то в том случае, если масса звезды меньше 1,4 солнечной. Это означает, что вообще не может существовать белых карликов массой, превышающей 1,4 массы Солнца! А что же дальше? Если белый карлик тяжелее Солнца в 1,4 раза, гравитация полностью превозмогает давление вырождения. Когда более тяжелая звезда истощает свой внутренний запас тепла и остывает, тяготение выигрывает противоборство с давлением и заставляет звезду неминуемо сжиматься. Но до каких пор? Окончательный ответ: в зависимости от массы — в нейтронную звезду или черную дыру. Однако для обретения уверенности в таком утверждении потребовалось еще 60 лет.
До этого события развивались так. В феврале 1932 года английский экспериментатор Дж. Чедвик открыл нейтрон, нейтральную частицу, существование и свойства которой до этого предсказал Резерфорд. Это позволило теоретикам предсказать наличие еще одного типа звезд — нейтронных. Их средние плотности больше по сравнению с белыми карликами, причем больше в миллион раз! Первым о нейтронных звездах сказал в 1937 году Л. Д. Ландау, но его качественная модель оказалась не самой удачной. Незадолго до второй мировой войны она была существенно улучшена Р. Оппенгеймером, впоследствии отцом атомной бомбы, и его аспирантом, эмигрантом из России Г. Волковым. Но их теория показала, что и нейтронная звезда не может существовать, если ее масса превосходит некоторый предел. Впоследствии этот предел был вычислен, он равен всего 2 солнечным массам. Если же масса больше, то холодная звезда претерпевает так называемый гравитационный коллапс: она необратимо сжимается в черную дыру.
В предыдущей фразе есть одно важное слово: «холодная». Дело в том, что астрономы прекрасно знают о существовании звезд с массами и в 10, и в 20 раз больше солнечной. Как правило, большие звезды светят ярко, их температуры очень высоки, а плотности — обычные. Существование горячих звезд с практически любой массой не противоречило теории. Но в процессе горения звезды исчерпывают запасы своей энергии: сперва выгорает водород, превращаясь в гелий, затем гелий должен сгореть с образованием углерода и так далее вплоть до железа. Железо — самый устойчивый химический элемент, оно уже гореть не может. Поэтому теоретики и интересовались судьбой остывших железных звезд. Но именно по этой же причине теоретические предсказания нейтронных звезд, а тем более черных дыр воспринимались наблюдателями с известной долей скепсиса. Так продолжалось до 1967 года, когда неожиданно для всех нейтронные звезды были обнаружены.
Точнее говоря, английский радио-астроном Хьюиш заметил пульсары, источники, пульсирующие в радиодиапазоне с такой высокой точностью, что она может служить эталоном времени, кое в чем превосходящим атомные часы. Но единственным объяснением этого удивительного феномена, появившимся через год-два после открытия пульсаров и быстро ставшим общепризнанным, стала именно модель быстровращающейся нейтронной звезды с очень сильным магнитным полем. Это открытие, в свою очередь, вдохнуло энтузиазм в поиски черных дыр, последней из, теоретически возможных звездных формаций.
Черные дыры были найдены. Но процесс поиска, как это часто бывает, даже интереснее конечного результата. Книга ярко иллюстрирует, как живо пульсировала мысль по обе стороны Атлантического океана и как исследования черных дыр пересекались с работами по ядерному оружию.
В конце 50-х годов Зельдовичу начала надоедать его работа по разработке оружия. Большая часть интересных проблем уже была решена. В поиске новых задач он часть своего времени обращал сначала на теорию элементарных частиц, а затем на астрофизику, продолжая руководить командой разработчиков бомбы на «Объекте», а также другой группой, проводящей вспомогательные расчеты в Институте прикладной математики в Москве. 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.
Схлопывание звезд было одной из астрофизических проблем, захвативших воображение Зельдовича. Так же, как и Уиллеру, Колгейту, Мэю и Уайту в Америке, ему было очевидно, что методы, разработанные при конструировании водородной бомбы, идеально подходили для математического моделирования схлопывающихся звезд.
Чтобы разгадать детали схлопывания, Зельдович «взял в оборот» нескольких молодых коллег: Дмитрия Надеждина, Владимира Имшен-ника из Института прикладной математики и Михаила Подуреца с «Объекта». В серии 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.
(adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});