В пике кривой равновесия, соответствующем (приблизительно) двум солнечным массам, нейтронные звезды кончаются. Если двигаться вдоль кривой дальше, к еще большим плотностям, равновесные звезды становятся нестабильными, таким же образом, как и в области между белыми карликами и нейтронными звездами. Из-за подобной нестабильности эти «звезды», как и промежуточные состояния между белыми карликами и нейтронными звездами, в природе существовать не могут. Если они и образуются, то либо немедленно схлопываются с образованием черной дыры, либо взрываются, превращаясь в нейтронные звезды.
Рис.5.5 абсолютно твердо и недвусмысленно показывает: не существует какого-либо третьего семейства стабильных, массивных, холодных, мертвых объектов между черными дырами и нейтронными звездами. Поэтому когда такие звезды, как Сириус, с массой большей двух солнечных, исчерпывают свое ядерной горючее, они должны либо сбросить всю лишнюю массу, либо схлопнуться (превзойдя по плот--ности белые карлики и нейтронные звезды) до критического размера, и затем, как мы сегодня, в 1990-х годах, совершенно уверены, должны образовывать черные дыры. Схлопывание неизбежно. Для звезд с достаточно большой массой ни вырожденное давление электронов, ни ядерное взаимодействие между нейтронами не могут остановить катастрофическое сжатие. Гравитация преодолевает даже ядерные силы.
Однако существует выход, позволяющий спасти все звезды, даже самые тяжелые, от судьбы черной дыры. Возможно, все массивные звезды либо в последней фазе своей жизни (например, в ходе взрыва), либо в процессе умирания, теряют столь большую часть своей массы, что их масса становится ниже предела, равного двум солнечным массам, и таким образом они могут окончить свое существование на кладбище нейтронных звезд или белых карликов. В течение 40-х, 50-х и в начале 60-х годов астрономы, когда задумывались о конечной судьбе звезд, склонялись к тому, чтобы поддержать подобную точку зрения. (Однако, скорее всего, они об этом почти не думали, поскольку не существовало данных наблюдений, подталкивающих их к соответствующим размышлениям, а собираемые ими данные о других типах объектов — обычных звездах, туманностях, галактиках — были столь богаты, многообещающи и интересны, что полностью поглощали их внимание.)
Сегодня, в 1990-х годах, мы знаем, что тяжелые звезды, старея и умирая, действительно, освобождаются от большей части своей массы; они сбрасывают при этом так много вещества, что большая часть звезд, родившихся с массами около 8 солнечных, теряют достаточно, чтобы оказаться на кладбище нейтронных звезд. Так природа, кажется, полностью защитилась от черных дыр.
Но не совсем. Большое число данных наблюдений позволяет предположить (но это еще не доказано), что большинство звезд, имеющих массу больше, чем 20 Солнц, остаются умирая настолько тяжелыми, что их внутреннее давление не может противостоять гравитации. Когда они исчерпывают свое ядерное горючее и начинают остывать, гравитация пересиливает давление и они схлопываются с образованием черных дыр.
* * *
Читая об изучении нейтронных звезд и звездных ядер в 1930-х годах, можно многое можно узнать о характере науки и о самих ученых.
Исследованные Оппенгеймером и Волковым объекты были, в сущности, нейтронными звездами Цвикки, а не нейтронными ядрами Ландау, поскольку не имели окружающего «покрова» из звездного вещества. Тем не менее, Оппенгеймер испытывал столь мало уважения к Цвикки, что отказывался связывать его имя с этими объектами и настаивал на использовании имени Ландау. Таким образом, его совместная статья с Волковым, описывающая их результаты и опубликованная в февральском выпуске Physical Review, называлась «О массивных нейтронных ядрах». И чтобы быть уверенным в том, что ни у кого не возникнут сомнения в источнике его идей об этих звездах, Оппенгеймер усыпал статью ссылками на Ландау. При этом он ни разу не процитировал ни одну из многочисленных приоритетных публикациях Цвикки о нейтронных звездах.
Со своей стороны, Цвикки с нарастающим негодованием следил в 1938 г. за проводимыми Толманом, Оппенгеймером и Волковым исследованиями структуры нейтронных звезд. «Как они смеют так поступать?» — кипятился он. Нейтронные звезды были его, а не их детищем; это не их дело — работать над нейтронными звездами и, кроме того, хотя Толман иногда с ним и говорил, Оппенгеймер не консультировался с ним вообще никогда!
Однако в пачке статей, написанных Цвикки о нейтронных звездах, содержались лишь одни разговоры и умозрительные рассуждения, но никаких конкретных деталей. Он был настолько занят, углубившись в широкий (и достаточно успешный) наблюдательный поиск сверхновых, чтение лекций и написание статей об идее нейтронных звезд и их роли в возникновении сверхновых, что никогда и не старался разобраться в деталях. Теперь же дух соперничества требовал от него действий. В начале 1938 г. он сделал все, что мог, чтобы разработать подробную математическую теорию нейтронных звезд и связать ее с наблюдениями сверхновых. Плод его усилий был опубликован в выпуске Physical Review от 15 апреля 1939 г. под названием «О теории и наблюдении сильно сколлапсировавших звезд». Его работа была в 2,5 раза длиннее, чем у Оппенгеймера и Волкова, и не содержала ни одной ссылки на опубликованную ими двумя месяцами ранее статью: есть ссылка лишь на вспомогательную маленькую публикацию одного Волкова. Впрочем, в этой статье не содержалось ничего примечательного. В действительности, большая ее часть была просто неверной. Работа же Волкова—Оппенгеймера была мощной, элегантной, полной вдохновения, корректной во всех деталях.
Несмотря на это, сегодня, почти полвека спустя, мы благодарны Цвикки, создавшему концепцию нейтронных звезд и верно понявшему, что нейтронные звезды образуются при взрывах сверхновых и питают их энергией; благодарны за их совместное с Бааде доказательство, основанное на наблюдениях того, что сверхновые действительно являются уникальным классом астрономических объектов, за то, что он инициировал и провел десятилетние наблюдения по определению сверхновых — и за много других, не относящихся к сверхновым и нейтронным звездам, озарений.
Как могло случиться, что человек со столь слабым пониманием физических законов оказался настолько проницательным? Моя точка зрения состоит в том, что он соединял в себе замечательную комбинацию черт характера: достаточное понимание теоретической физики, чтобы если не количественно, то хотя бы качественно оценивать явления; любопытство, развитое настолько, чтобы следить за всем происходящим в физике и астрономии; способность интуитивно распознавать (как мало кто другой) связь между несопоставимыми феноменами; и, что не менее важно, — огромную уверенность в своем собственном пути познания истины, он никогда не боялся выставить себя глупцом, обнародовав плод своих размышлений. Он знал, что прав, хотя часто это было не так, и никакая гора доказательств не могла убедить его в обратном.
Ландау, как и Цвикки, был в высшей мере самоуверен и совершенно не боялся выставить себя глупцом. Например, он не колеблясь опубликовал в 1931 г. идею о том, что звезды подпитываются энергией от сверхплотных ядер, в которых нарушаются законы квантовой механики. В своем владении теоретической физикой Ландау значительно превосходил Цвикки; он входит в первую десятку физиков-теоретиков XX века. Однако его предположения были не верны, а прав был Цвикки. Солнце не получает энергию от нейтронного ядра, а сверхновые получают. Может быть, Ландау, в отличие от Цвикки, просто не повезло? Частично это так. Но есть и другой фактор. Цвикки был погружен в атмосферу Маунт Вильсона — крупнейшего центра астрономических наблюдений. Он сотрудничал с одним из лучших астрономов Вальтером Бааде, который владел данными наблюдений. В Калтехе он имел возможность почти ежедневно разговаривать с крупнейшими специалистами по наблюдению космических лучей. В противоположность этому Ландау не имел никакого контакта с практическими астрономами, и его статьи подтверждают это. Без такого контакта он не мог развить в себе острого восприятия того, что собой представляют находящиеся не здесь, а далеко вне Земли объекты. Величайшим триумфом Ландау стало его мастерское использование законов квантовой механики для объяснения феномена сверхтекучести (полное исчезновение внутреннего трения в жидком гелии при охлаждении до температур вблизи абсолютного нуля); при этом в своих исследованиях он тесно сотрудничал с экспериментатором Петром Капицей, подробно изучавшим сверхтекучесть.
Для Эйнштейна, в отличие от Ландау и Цвикки, тесное соединение наблюдений и теории не имел особого значения; он открыл законы своей общей теории относительности, почти не имея какой-либо экспериментальной основы. Подобное, однако, было редким исключением. Обогащающее взаимодействие теории и эксперимента существенно для прогресса многих направлений физики и астрономии.