Гравитация

Чем большей массой обладает белый карлик, тем сильнее гравитация сжимает электроны внутри него и тем быстрее они движутся. Однако теория относительности Эйнштейна устанавливает предел скорости их движения — скорость света. Когда электроны достигают космического предела скорости, они становятся всё более и более массивными и набирать скорость им оказывается всё труднее и труднее. Здесь-то и возникает проблема. Именно постоянное движение электронов препятствует тому, что гравитация сожмёт звезду в одну точку. Если же под давлением гравитации электроны постепенно снижают свою скорость, то и сопротивление гравитации уменьшается. Молодой индийский математик, лежащий на шезлонге на палубе корабля и глядящий в небо, видел в нём надвигающуюся катастрофу, словно огни поезда, мчащегося прямо на него.

Белый карлик, в котором электроны сдерживают напор гравитации, похож на бейсбольный мяч, сжатый рукой игрока. Но когда порог массы оказывается преодолён, всё изменяется. Вместо мяча в ладони бейсболиста оказывается шарик зефира.

Чандрасекар проводил свои расчёты снова и снова, проверяя и перепроверяя их, ища в них ошибку. Но её не было. Если к концу жизни звезды её масса превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза, давления от вырождения электронов оказывается недостаточно. Под воздействием гравитации происходит катастрофическое сжатие, и никакая сила во Вселенной не может его остановить. Ужасающей сингулярности нельзя избежать.

Нейтронные звёзды

Ещё через два года, в 1932 году, английский физик Джеймс Чедвик обнаружил частицу, равную по массе положительно заряженному протону, но не имеющую электрического заряда. Открытый им нейтрон дополнил структуру атома. Отрицательно заряженные электроны вращаются вокруг очень плотного ядра, которое состоит из протонов и нейтронов и составляет 99,9% атомной массы. Исключение составляет атом водорода, самого лёгкого элемента, ядро которого содержит лишь один протон.

Открытие Чедвика имело огромные последствия для понимания процессов в звёздах, масса которых превышает «предел Чандрасекара», то есть 1,4 солнечной массы. Да, их внутренности действительно превращаются в мягкий зефир, а гравитация сжимает их до бесконечно малого состояния. Но это не всё, что происходит в подобных звёздах. В какой-то момент электроны оказываются вжатыми в ядра, где они вступают в реакцию с протонами и образуют нейтроны.

Нейтроны, как и электроны, являются фермионами, а нейтронный газ, так же как и электронный, даёт звезде достаточно сил для сопротивления гравитации. Но нейтроны гораздо меньше атомов, поэтому вместо белого карлика размером с планету Земля появляется клубок нейтронов размером с Эверест. Материал, из которого состоит этот нейтрон, будет таким плотным, что кубик его размером с кусок сахара будет весить столько же, сколько всё человечество, вместе взятое.

В 1940-х годах британский астроном Фред Хойл предположил, что единственным возможным источником энергии для появления сверхновой (звёздной вспышки, такой яркой, что она может затмить свет галактики из 100 миллиардов звёзд) является гравитационная энергия, высвобождающаяся в тот момент, когда обычная звезда превращается в нейтронную. Но обнаружить нейтронные звёзды удалось лишь в 1967 году, когда выпускница Кембриджа Джоселин Белл открыла первый пульсар.[203]

Несмотря на то что «давление вырождения электронов» стабилизирует нейтронные звёзды и не даёт им сколлапсировать под воздействием гравитации, у таких звёзд имеется та же ахиллесова пята, что и у белых карликов. Это релятивистские звёзды — частицы, из которых они состоят, движутся почти со скоростью света. Соответственно, после преодоления какого-то предела массы даже вещество нейтронной звезды начинает размягчаться.

Физика нейтронов, которые удерживают вместе ядерные силы, гораздо более сложна, чем физика электронов, которые взаимодействуют за счёт электромагнитных сил. Поэтому максимальная масса нейтронной звезды определена не так точно, как предел Чандрасекара. Впервые её рассчитал российский физик Лев Ландау в 1932 году, и считается, что она в три раза превышает массу Солнца. Если звезда проходит этот порог, то никакая сила во Вселенной не может спасти её от коллапса и превращения в сингулярность.

Установление пороговой массы не имело бы смысла, если бы во Вселенной не было звёзд в три или более раза тяжелее Солнца. Но такие звёзды, конечно же, существуют. Масса некоторых из них превышает солнечную в 100 раз. Подобные звёзды крайне нестабильны, и на них часто происходят массивные потрясения, приводящие к объёмным выбросам вещества в космос. Но даже после таких «конвульсий» к моменту, когда звёздного топлива в них больше не остаётся, они всё равно обычно оказываются гораздо тяжелее Солнца, а значит, коллапса и формирования чёрной дыры избежать невозможно.