Чтение онлайн

Чандрасекар продолжал работать над этой проблемой и в 1933 году закончил свою диссертацию. Он был избран членом Тринити-колледжа и оставался в Кембридже на протяжении ряда лет. В это время он познакомился с Эддингтоном, который живо заинтересовался его работой и справлялся о ней чуть ли не каждый день. Чандрасекар относился к Эддингтону с большим уважением, ведь тот был одним из титанов астрономии. Новаторская работа по внутренней структуре звёзд принесла Эддингтону мировую известность.

Чандрасекар понимал, что проще всего убедить коллег в правильности представления о критической массе, создав детальную теорию. Свой монументальный труд он закончил в 1934 году и тогда же направил в Королевское астрономическое общество два кратких сообщения. В январе 1935 года он получил приглашение выступить в обществе с докладом.

Чандрасекар чувствовал себя весьма уверенно и был убеждён, что его работа будет оценена по достоинству. Каково же было его удивление, когда после доклада Эддингтон, прекрасно знакомый с его работой, попросил слова и начал с определения и описания двух типов вырождения – обычного и релятивистского (вырождения релятивистских электронов). Потом он сказал: «Не знаю, выйду ли отсюда живым, но суть моего выступления в том, что такой штуки, как релятивистское вырождение, нет».

Чандрасекар был потрясен и возмущён. Пусть его работа не убедила Эддингтона, но почему нельзя было сказать об этом с глазу на глаз, зачем нужно было выставлять его в дурацком виде на людях? Чандрасекар хотел возразить, но сообразил, что огромный авторитет Эддингтона заставит людей поверить во всё, что тот скажет. Чандрасекар был раздавлен; казалось, его карьера кончилась, не успев начаться, – результаты многолетних трудов рухнули за один вечер.

Эддингтон не ограничился разгромным выступлением. Он продолжал нападать на работу Чандрасекара, называл её ересью, хотя аргументы были весьма туманны и косвенны. Понять их не могли ни Чандрасекар, ни другие.

Позже Чандрасекар направил свою работу вместе с возражениями Эддингтона в Копенгаген Л. Розенфельду, а тот передал все материалы Нильсу Бору. Бор поразился рассуждениям Эддингтона и назвал их ерундой. В итоге Розенфельд написал Чандрасекару: «Может быть, Вы подвигнете Эддингтона излагать свои взгляды способом, доступным простым смертным?».

Ещё несколько известных учёных с одобрением отнеслись к работе Чандрасекара, но прошло немало лет, прежде чем его результаты получили признание. Полностью он изложил их в книге «Введение в учение о строении звёзд», а затем оставил изучение белых карликов.

К счастью, идеи Чандрасекара в конце концов возобладали, и астрономы поверили в существование критической массы. Но оставалась другая проблема – что будет со звездой, масса которой больше критической?

Вернёмся к рассказу о жизненном цикле звезды. Раньше мы видели, что в нашем Солнце гелий будет выгорать в виде взрыва, образуя «гелиевую вспышку». В конце концов всё вернётся к равновесию и гелий будет мирно выгорать, превращаясь в углерод и кислород. Эти элементы никогда не выгорят из-за того, что температура будет недостаточно высокой.

В более массивных звёздах дело обстоит по-иному. Рассмотрим звезду массой примерно в десять раз больше солнечной. В такой звезде не будет гелиевого взрыва; углерод, образующийся в центре звезды после выгорания гелия, также начнёт выгорать, когда температура достигнет примерно 3 миллиардов градусов. Затем начнут образовываться неон, магний, кремний, фосфор, сера и никель до тех пор, пока внутренняя часть звезды не будет состоять из многочисленных слоев горящих элементов, вложенных друг в друга. Отметим, что именно так образовалось большинство элементов Вселенной.

Но тут происходит заминка. Когда в сердцевине звезды образуется железное ядро, процесс горения прекращается, так как железо не горит. Однако к тому времени, когда образуется железное ядро, давление и температура достигают таких значений, что электроны и протоны «вдавлены» друг в друга, в результате чего остаются лишь не имеющие заряда частицы, называемые нейтронами. Нейтроны занимают гораздо меньше места, чем электроны, и поэтому сердцевина начинает ещё больше сжиматься, генерируя дополнительную тепловую энергию, что ускоряет процесс сжатия. При этом образуется большое число нейтрино, которые в отличие от протонов легко проходят сквозь внешние слои звезды и почти мгновенно уносятся от неё. В центре звезды создаётся недостаток энергии, а это ещё больше ускоряет сжатие. За считанные секунды поток нейтрино возрастает в миллионы раз, но из-за увеличения плотности внешних слоев звезды при сжатии нейтрино не в состоянии проникнуть сквозь них. Логично ожидать, что оказавшиеся в ловушке нейтрино отбрасывают внешние слои наружу, но последние данные показывают, что внешние слои «отскакивают», оттолкнувшись от сердцевины звезды. Как бы то ни было, за какие-то секунды развивается колоссальный взрыв – рождается сверхновая.

Помимо выброса в пространство уже накопленных тяжёлых элементов сверхновая выполняет и другую важную функцию. Мы уже видели, что в процессе горения звезды образуются элементы вплоть до железа. А откуда берутся более тяжёлые элементы, такие как серебро, золото и уран? По современным теориям они образуются непосредственно в процессе взрыва сверхновой.

Но мы не дали ответа на ещё один важный вопрос: а что остаётся после разлёта внешних слоев? В 1933 году сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон Фриц Цвики предположил, что в результате взрыва образуется маленькая состоящая из нейтронов звёздочка, называемая нейтронной звездой. Через несколько лет вместе с другим сотрудником той же обсерватории Вальтером Баале Цвики приступил к детальному изучению сверхновых. Поскольку в нашей Галактике их очень мало (один взрыв происходит в среднем раз в 50 лет), учёные решили поискать их в других галактиках. В результате трёхлетних наблюдений над примерно 3000 галактик им удалось обнаружить 12 сверхновых.

Предположение Цвики о существовании нейтронных звёзд было, конечно, очень смелым, и, к сожалению, мало кто обратил на него внимание. Некоторые вопросы, связанные с поведением таких звёзд, рассмотрел советский физик Лев Ландау. В 1939 году этой проблемой заинтересовался сотрудник Калифорнийского университета Роберт Оппенгеймер. Он решил с помощью общей теории относительности проверить, могут ли существовать такие объекты, и поручил заняться этой проблемой своему студенту Джорджу Волкову. Вскоре Волков обнаружил, что если масса звезды достаточно велика, то в результате коллапса возникнет нейтронная звезда. Но самым странным было то, что, подобно обнаруженному Чандрасекаром пределу массы для белых карликов, аналогичный предел должен существовать и для нейтронной звезды.

В результате образования нейтронов из электронов и протонов рождается объект с гораздо большей плотностью, поскольку нейтроны занимают меньше места, чем электроны. Кроме того, Оппенгеймер и Волков показали, что, как и в случае белого карлика, тут наблюдается давление вырождения, только это нейтронное давление вырождения, и потому оно может удерживать бо?льшие массы, примерно до 3,2 массы Солнца. Но тогда возникает ещё один вопрос – что же происходит со звёздами, у которых масса больше 3,2 солнечной?

Нельзя сказать, чтобы новые результаты произвели на астрономов большое впечатление, ведь тогда ещё не было зарегистрировано ни одной нейтронной звезды, и само их существование было сомнительно. Прошло много лет, прежде чем их обнаружили.

В начале 60-х годов Энтони Хьюиш из Кембриджа разработал методику выделения узких участков спектра излучения удалённых источников, таких как галактики. За несколько лет до этого были обнаружены объекты, похожие на звёзды, которые назвали квазарами, – они-то и были источниками такого излучения, и Хьюиш считал, что его метод можно будет применить для определения их местоположения. Для этой цели требовался особый вид радиотелескопа, чувствительный к резким изменениям частоты (в те времена большинство телескопов было другого типа). Он решил построить такой телескоп и с помощью нескольких студентов соорудил его на площади два гектара из мачт и проводов.