Черные дыры и складки времени

«Насколько малой может быть масса нейтронной сердцевины?» Такой вопрос вынуждены были задать себе Оппенгеймер и Сербер. «Какова минимально возможная масса нейтронного ядра?» Обратите внимание, что этот вопрос является противоположным по отношению к вопросу, критическому для существования черных дыр; чтобы знать, возможно ли образование черной дыры, требуется знать максимальную массу нейтронной звезды. Хотя Оппенгеймер еще не проникся важностью вопроса о максимальной массе, однако теперь он знал, что вопрос о минимуме массы нейтронной сердцевины — центральный для идеи Ландау.

В своей статье Ландау, также понимавший важность вопроса о минимальной массе нейтронного ядра, для ее оценки использовал некоторые физические законы. Оппенгеймер с Сербером тщательно проверили оценку Ландау. Они убедились, что Ландау действительно верно учел силы гравитационного притяжения внутри ядра. Он также правильно принял в расчет и вырожденное давление нейтронов сердцевины (давление, порождаемое клаустрофобным движением нейтронов, стиснутых в крошечных ячейках). Но он неверно учел ядерные силы, с которыми нейтроны действуют друг на друга. Эти силы тогда еще не были вполне понятны, однако уже того уровня понимания было достаточно, чтобы Оппенгеймер и Сербер пришли к заключению, что вероятно (не абсолютно точно, но вероятно) не может существовать нейтронного ядра, легче 1/10 массы Солнца. Если бы природе когда-либо удалось собрать нейтроны в ядро легче этой величины, его гравитация оказалась бы слишком слабой, чтобы удержать их вместе, внутреннее давление привело бы к взрыву.

На первый взгляд, это не отвергало идею о том, что внутри Солнца может находиться нейтронная сердцевина — ядро в 1/10 солнечной массы, которое допускалось оценками Оппенгеймера и Сербера, было достаточно легким, чтобы спрятаться внутри Солнца, не меняя существенно его поверхностные свойства (не изменяя то, что мы видим). Однако дальнейшие вычисления, учитывающие баланс между притяжением гравитации ядра и давлением окружающего газа, показали что эффекты, порождаемые такой сердцевиной, не спрятать. Вокруг нее должна располагаться оболочка из вещества, подобного веществу белого карлика массой примерно в одну солнечную, а вокруг такой оболочки лишь малая часть нормального газа; в результате Солнце не могло бы выглядеть таким, каким мы его в действительности наблюдаем. Поэтому Солнце не может содержать внутри нейтронное ядро, и энергия, поддерживающая его жар, должна поступать откуда-то еще.

Откуда? Тогда же, когда Оппенгеймер и Сербер проводили свои вычисления в Беркли, Ганс Бете в Корнельском университете в Итаке (штат Нью-Йорк) и Чарльз Критчфилд в университете Джорджа Вашингтона в Вашингтоне (округ Колумбия), используя разработанные незадолго до того законы ядерной физики, аккуратно показали, что ядерное горение (термоядерный синтез) может поддерживать горение Солнца и других звезд. Эддингтон был прав, а Ландау — нет (по крайней мере, в отношении Солнца и многих других звезд). (Однако с позиций начала 1990-х годов кажется, что для некоторой части гигантских звезд механизм Ландау действительно может работать.)

Оппенгеймер и Сербер, конечно, не подозревали, что работа Ландау была отчаянной попыткой избежать тюрьмы, а возможно, и смерти. Потому 1 сентября 1938 г., когда Ландау томился в Бутырской тюрьме, они отправили критическую статью в журнал Physical Review. Поскольку Ландау был достаточно крупным ученым, они воздержались от резких выпадов и писали достаточно дружелюбно: «Оценки Ландау приводят к величине в 0,001 солнечной массы для предельной [минимальной] массы [нейтронного ядра]. Эта оценка оказывается неверной… [Ядерные силы] которые, как часто полагают, имеют тип спинового обмена, предотвращают существование [нейтронных] ядер для звезд с массами, сравнимыми с массой Солнца».

* * *

Нейтронные ядра Ландау и нейтронные звезды Цвикки — в действительности одно и то же. Нейтронное ядро — это не что иное, как нейтронная звезда, каким-то образом оказавшаяся внутри обычной звезды. Это стало ясно Оппенгеймеру, и теперь, начав думать о нейтронных звездах, он неуклонно стал подступать к проблеме, за решение которой должен был (но не смог) приняться Цвикки. Какова же дальнейшая судьба массивных звезд, когда они истощают ядерное горючее, которое, согласно Бете и Критчфилду, поддерживает их горячими? Какие останки при этом создаются: белые карлики? нейтронные звезды? Черные дыры? Что-то иное?

Вычисления Чандрасекара неопровержимо показали, что звезды, меньшие, чем 1,4 солнечной массы, должны стать белыми карликами. Цвикки утверждал, что, по крайней мере, некоторые более массивные звезды взрываются, формируя нейтронную звезду, порождая в этом процессе сверхновую. Был ли Цвикки прав? И все ли массивные звезды умирают таким образом, избавляя в результате Вселенную от черных дыр?