Гравитация и тьма окончательно побеждают.

Остатки звезды – крайне странное состояние материи. Мы не можем воссоздать его в лаборатории. Остается лишь теоретизировать, опираясь на законы физики, и надеяться, что наши теории достаточно основательны. Лучшие умы среди астрофизиков ХХ в. пытались разобраться в природе остатков звезд.

Итог эволюции звезды зависит от ее массы на момент начала жизни. Звезды рождаются в результате фрагментации и коллапса больших облаков газа, и малых звезд будет много больше, чем массивных. Все звезды, взрослея, теряют некоторую долю массы. Это сложные процессы, поэтому нельзя четко разграничить значения масс, определяющих судьбу звезды. Молодые звезды с массой меньше 8 солнечных коллапсируют в необычайно плотное состояние материи – это так называемые белые карлики. Большинство звезд менее массивны, чем Солнце, поэтому свыше 95 % звезд ждет именно такой финал. Например, на последней, ярчайшей стадии своей жизни Солнце сбросит около половины своей массы – и умрет белым карликом.

В 1783 г. английский астроном Уильям Гершель случайно открыл звезду, получившую название 40 Эридана В, но он не мог измерить ее размер и потому не понял, что она необычна. В 1910 г. астрономы снова сосредоточили свое внимание на этой тусклой звезде, входящей в двойную систему. Судя по орбите, ее масса должна быть примерно такой же, как у Солнца. Ученые знали расстояние до звезды и высчитали, что она в 10 000 раз тусклее, чем было бы Солнце на такой же дистанции. Однако она была белой – следовательно, горячее Солнца. Чтобы понять, почему это странно, представьте, что смотрите на нагревательные элементы электроплитки в темном помещении. Одна конфорка включена на слабый нагрев и светится оранжевым, как Солнце. Другая, включенная на максимум и значительно более горячая, светится белым. Белая конфорка намного ярче оранжевой. Чтобы белая конфорка казалась гораздо тусклее оранжевой, она должна быть намного меньше. По той же логике тусклая звезда в системе 40 Эридана должна быть значительно меньше Солнца. При той же массе, что и у Солнца, она должна иметь еще и значительно большую плотность[59].

Эрнст Эпик вычислил, что плотность 40 Эридана В в 25 000 раз больше солнечной, и назвал ее «невозможной»[60]. Артур Эддингтон, популяризатор термина «белый карлик», описал поразительную реакцию на обнаружение подобного объекта: «Мы узнаем о звездах, получая и интерпретируя сообщения, которые несет нам их свет. Сообщение… когда оно было расшифровано, гласило: “Я состою из вещества, которое в 3000 раз плотнее всех известных вам веществ; тонна моего вещества была бы кусочком, помещающимся в спичечный коробок”. Что можно ответить на подобное сообщение? “Замолчи. Хватит нести чушь”, – вот что ответило большинство из нас в 1914 г.»[61].

Эддингтон не страдал излишней скромностью. Услышав от коллеги: «Профессор Эддингтон, вы, должно быть, один всего лишь из трех человек в мире, понимающих теорию относительности», – он промолчал. «Не скромничайте», – стал убеждать коллега, и Эддингтон ответил: «Напротив, я пытаюсь понять, кто мог бы быть третьим»[62]. Хотя Эддингтон был блестящим астрофизиком и предсказал обнаружение белых карликов, он назвал их «невозможными звездами».

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.

Как обнаружить нейтронную звезду? Звезды размером с мегаполис излучают очень мало света, поскольку, в отличие от нормальных звезд, в них не происходят реакции термоядерного синтеза. Около 20 лет ученые считали их астрономической диковинкой – умозрительными объектами, которые никогда не удастся обнаружить. В 1967 г. молодая магистрантка Джоселин Белл и ее научный руководитель Тони Хьюиш зарегистрировали радиоимпульсы периодичностью 1,3373 секунды, поступающие от неизвестного объекта в созвездии Лисички. Импульсы были настолько мощными и регулярными, что Белл и Хьюиш приняли объект за радиомаяк и в шутку назвали его LGM-1 (от Little Green Men – «маленькие зеленые человечки»). Вскоре были открыты другие «пульсары», и Белл и Хьюиш связали их с более ранними предсказаниями существования нейтронных звезд. Мощное магнитное поле вызывает радиоизлучение горячих пятен на поверхности нейтронной звезды, и, если пучки излучения вращающейся нейтронной звезды попадают в зону обзора радиотелескопа, их можно наблюдать.

Спустя семь лет разразилась полемика: Нобелевскую премию за открытие пульсаров присудили Хьюишу и Мартину Райлу, главе радиообсерватории, а не Джоселин Белл – реальному автору открытия. Ученое сообщество в большинстве своем полагало, что ее обошли, так как она была молодой женщиной. В области физики Нобелевской премии удостоились чуть больше 200 ученых, и среди них только две женщины: Мария Кюри (1903 г.) и Мария Гёпперт-Майер (1963 г.)[69].

С помощью радиотелескопов постепенно было обнаружено более 3000 пульсаров. Однако условия появления горячих пятен крайне редки, и немногие нейтронные звезды являются радиопульсарами. В основном миллионы нейтронных звезд в нашей Галактике безмолвно вращаются в дальнем космосе, темные и недоступные для наблюдения.