Чудовища доктора Эйнштейна. О чёрных дырах, больших и малых

Типичный белый карлик имеет размер Земли, но массу Солнца. Его плотность в миллион раз выше плотности воды. Ввиду отсутствия термоядерных реакций нет энергии, соответственно, нет давления изнутри наружу, и гравитация сдавливает газ, разрушая структуру атома и образуя плазму из несвязанных ядер и электронов. Лишь тогда гравитация наконец встречает противодействие. В 1925 г. Вольфганг Паули постулировал принцип запрета, гласящий, что никакие два электрона не могут иметь совершенно одинаковый набор квантовых свойств. Следствием принципа Паули является возникновение давления, препятствующего дальнейшему коллапсу остатков звезды[63]. Белый карлик образуется при температуре до 100 000 кельвинов и постоянно излучает тепло в окружающее пространство, пока не израсходует его. А затем гаснет и погружается во тьму.

Субраманьян Чандрасекар, в то время 19-летний студент Кембриджа, получавший стипендию правительства Индии, вычислил, что независимо от исходной массы звезды оставшийся от нее белый карлик не может быть массивнее примерно 1,4 массы Солнца. При большей массе гравитация берет верх над квантовой механикой и звезда коллапсирует в сингулярность. Максимальная масса белого карлика называется пределом Чандрасекара[64]. Это были блестящие расчеты, и можно понять разочарование Чандрасекара, когда его кумир Артур Эддингтон публично высмеял идею коллапса в сингулярность. Чандрасекар был унижен – он счел, что выпад отчасти носит расистский характер. Мы привыкли считать науку областью меритократии, но ученые тоже бывают завистливыми и недальновидными. (Пионер квантовой механики Поль Дирак, столкнувшийся с похожим давлением, метко заметил, что наука развивается в ритме «одни похороны за раз».) Но Чандрасекар оказался прав и удостоился Нобелевской премии по физике за открытия в области строения и эволюции звезд.

Чандрасекар указал физикам путь к пониманию того, что происходит со звездой, коллапсирующей за пределы состояния белого карлика. Через несколько лет калифорнийские астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки почти случайно предположили, что за пределом Чандрасекара звезда может коллапсировать в чистое нейтронное вещество, но не сделали никаких вычислений в поддержку своей идеи. В 1939 г. Роберт Оппенгеймер, тяжелый в общении человек и заядлый курильщик, выполнил математические расчеты и вместе со своим магистрантом определил диапазон масс нейтронных звезд[65]. В том же году, как мы уже знаем, он доказал, что, если остатки звезды выходят за верхнюю границу этого диапазона, составляя больше 3 масс Солнца, должна образоваться черная дыра.

Перед смертью все звезды теряют массу. Как вы помните, прежде чем стать белым карликом, Солнце лишится половины своей массы. Все звезды, начинающие жизнь с массой до 8 солнечных, станут белыми карликами – до 1,4 солнечной массы. Если начальная масса звезды составляет примерно от 8 до 25 солнечных, то коллапс ее ядра продолжается до тех пор, пока все протоны и электроны не сольются в чистое нейтронное вещество[66]. В отсутствие электрической силы нейтроны располагаются плотно, как яйца в картонке. Дальнейшему коллапсу вещества противостоят ядерные и квантовые силы, что не дает белому карлику сжиматься еще больше. Это нейтронная звезда, самая маленькая и плотная звезда во Вселенной. Ее масса превышает 25 солнечных масс. Поприветствуйте потенциальное чудовище Эйнштейна (илл. 11).

Нейтронную звезду очень трудно представить[67]. Это некое атомное ядро величиной с большой город, его атомное число – 10⁵⁷. Его вещество в тысячу триллионов раз плотнее воды. Вещество белого карлика размером с кубик сахара-рафинада, доставленное на Землю, будет весить тонну, но такой же кубик вещества нейтронной звезды весил бы на Земле как гора Эверест. Когда звезда так сильно коллапсирует, магнитное поле также сдавливается и уплотняется. У некоторых нейтронных звезд магнитное поле может превышать земное в тысячу триллионов раз[68]. Гравитация у поверхности настолько сильна, что тело, падающее с высоты 1 м, в момент удара с поверхностью достигнет ускорения 1,3 млн м/с. В силу закона сохранения момента импульса нормальное спокойное вращение солнцеподобной звезды вокруг своей оси значительно ускоряется при коллапсе. Самые быстрые нейтронные звезды совершают 716 оборотов в секунду – или 42 000 в минуту. Вращающееся с такой скоростью твердое тело не вполне стабильно, и под его корой может произойти катастрофическое событие – звездотрясение.