Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

Теллер настаивал на том, чтобы Колгейт следил за исследованиями по сверхновым, но тот и так уже начал заниматься астрофизикой. Обнаружив связь между «сверхновыми и ядерным оружием», Колгейт отправился к Уильяму («Вилли») Фаулеру, эксперту Калифорнийского технологического института по ядерным реакциям в звездах. Они заключили сделку: два раза в неделю Колгейт читает лекции по теории взрывов — своей узкой специальности — в Калифорнийском технологическом институте, а взамен осваивает астрофизику. Сотрудники института и аспиранты с огромным удовольствием опровергали его сумасбродные идеи о сверхновых, и Колгейт, смиренно выслушав их насмешливые оценки, после занятий шел на пляж Венис-Бич, где и проводил оставшуюся часть дня.

Колгейт вначале занимался исследованиями сверхновых со своим коллегой Монтгомери Джонсоном. Их работа основывалась на классической статье 1957 года семейной пары Маргарет и Джеффри Бербидж из Калифорнийского университета в Сан-Диего, написанной вместе с Фаулером и кембриджским астрофизиком Фредом Хойлом. Этот квартет назвали (по первым буквам фамилий его членов) B2FH. Бербиджи, Фаулер и Хойл убедительно показали, что в процессе эволюции в звездах образуются все более и более тяжелые элементы. Если звезда значительно массивнее Солнца, она завершает свою жизнь с образованием железного ядра, имеющего плотность 10 миллионов граммов на кубический сантиметр. Далее предстояло решить, как эти звезды становятся сверхновыми и что от них остается. Все сошлись на том, что верна гипотеза Цвикки 1930 года — после катастрофического взрыва сверхновой возникает нейтронная звезда.

Стареющая звезда — это огромный шар с несгораемым железным ядром, которое окружают слои ядерной «золы», оставшиеся после сгорания кремния. На этом этапе уже не может происходить никаких ядерных реакций, служащих источником энергии, и звезда начинает остывать. Под давлением огромного веса верхних слоев ядро резко сжимается, и звезда превращается в смесь нейтронно-избыточных ядер, электронов и протонов при невообразимо высокой температуре около 5 миллиардов градусов Кельвина, возникающей из-за огромного сжатия. При этой температуре мощное излучение (рентгеновские и гамма-лучи) расщепляет нейтронно-избыточные ядра на ядра гелия (альфа-частицы), протоны и нейтроны.

Но эти реакции идут с поглощением, а не выделением энергии, так что единственный способ для звезды получить энергию — это сжиматься под собственной тяжестью. В результате температура ядра снова начинает расти. Излучение высокой энергии, взаимодействуя с альфа-частицами, разрывает их на протоны и нейтроны. Все больше и больше электронов сталкивается с протонами в тяжелых ядрах, которые не разрушаются и в которых образуются нейтроны и нейтрино[70]. Это уменьшает количество электронов и ослабляет давление электронного вырождения, в результате ядро звезды становится менее твердым и звезда коллапсирует. С огромной скоростью — 58 тысяч километров в секунду — железное ядро и оболочка кремниевой «золы» сжимаются в доли секунды, и шар размером с Землю превращается в сверхплотную сферу диаметром 20 километров. Но это лишь треть общей массы. Все происходит настолько быстро, что слои углерода, кислорода, неона, гелия и водорода остаются снаружи — возникает оболочка без центра. Механические возмущения распространяются в звезде лишь со скоростью звука. Но ядро коллапсирует в тысячу раз быстрее. После того как ядро звезды сожмется, ядерная «зола» из луковичной структуры мгновенно падает на него. Ядро достигает своего предела сжатия, останавливается и затем разжимается как пружина. Это создает ударную волну, устремляющуюся наружу со скоростью 9600 километров в секунду, прорываясь сквозь «золу», падающую на ядро. При создании модели взрыва сверхновой есть одна проблема — нужно убедиться, что ударная волна не останавливается под действием падающего внутрь вещества. Если она будет продолжать движение, то возникнет взрыв, который мы увидим как вспышку сверхновой.