За три года до того, как Чандрасекар обратился к физикам, призывая их отставить в сторону критику Эддингтона и попробовать разобраться в его расчетах и гипотезах, на противоположной стороне Атлантического океана проходила другая научная битва. В начале 1932 года Фриц Цвикки из Калифорнийского технологического института узнал об открытии нейтрона Джеймсом Чедвиком. Новость произвела эффект разорвавшейся бомбы: большинство серьезных газет всего мира написали об открытии Чедвика – как-никак оно полностью меняло модель атома Резерфорда. “Открытие нейтрона. Эмбрион материи”, – гласил заголовок на первой странице New York Times 28 февраля 1932 года. Начало статьи было патетическим: “Доктор Джеймс Чедвик, работающий в Кавендишской лаборатории в Кембридже, открыл нейтрон – одну из первичных частиц природы. Открытие, о котором стало известно сегодня, наши ученые признали самым важным достижением экспериментальной физики с того времени, как лорд Резерфорд в 1911 году продемонстрировал ядерную структуру атома”6. Для Цвикки это открытие оказалось как нельзя кстати. Астрономы уже привыкли к так называемым новым – звездам, неожиданно начинающим светить необычно ярко. Они уже наблюдали и гораздо более редкий тип новых – более яркие и окруженные странно выглядящими туманностями. Цвикки назвал их “сверхновыми”.

Фриц Цвикки и его коллега Вальтер Бааде и раньше подозревали, что сверхновые могут быть результатом мощных взрывов звезд. Теперь, когда в астрофизическом арсенале Цвикки появился нейтрон, он смог связать концы с концами. Что, если, рассуждал он в 1933 году, в конце жизни звезды под действием гравитационного сжатия происходит коллапс ее ядра и недра звезды оказываются состоящими только из нейтронов (по мере того как протоны захватывают электроны и трансформируются в эти самые нейтроны)? Такая имплозия [11] “нейтронной звезды” существенно уменьшает исходную массу ядра и его размер. Основываясь на знаменитом уравнении эквивалентности массы и энергии Эйнштейна (Е = тс2), Цвикки предположил, что масса, “потерянная” при коллапсе ядра, превращается в энергию, приводящую к взрыву, – во вспышку сверхновой. В одной из двух статей на эту тему Цвикки и Бааде писали: “Со всеми оговорками мы все же полагаем, что сверхновая представляет собой превращение обычной звезды в нейтронную звезду, состоящую главным образом из нейтронов. Такая звезда может обладать очень малым радиусом и чрезвычайно большой плотностью”7. В декабре 1933-го, двумя годами раньше, чем Чандрасекар представил исследования белых карликов, Цвикки и Бааде доложили свои результаты на собрании Американского физического общества в Стэнфорде.

Сегодня мы знаем, что выводы Цвикки оказались правильны, но, поскольку в статьях почти не было подтверждающих расчетов, в то время они в лучшем случае казались чисто гипотетическими. Когда в январе 1934 года Цвикки и Бааде опубликовали статью о сверхновых и нейтронных звездах, ее встретили, мягко говоря, прохладно. Годами коллеги-ученые отвергали концепцию нейтронных звезд, считая ее чисто умозрительной.

Зато все быстро согласились с Цвикки, что взрыв сверхновой – катастрофическое событие, завершающее жизнь массивной звезды. Такое развитие событий казалось более осмысленным в сравнении с тихим, постепенным умиранием менее массивных звезд, которые, как известно, превращаются в белые карлики. (Подробнее о гибели подобных гигантов см. в разделе “Чуть глубже: Смерть массивной звезды”.) Не стоит забывать, что сверхновые известны ученым давно – их наблюдали и описывали в течение столетий. В 185 году нашей эры китайские астрономы с удивлением заметили появление на небе новой звезды, которая была ярче всех своих соседей, но исчезла спустя восемь месяцев. Они с большой аккуратностью зафиксировали свои наблюдения и романтически назвали ее “звезда-гостья”. Сегодня считается, что это событие – вероятно, вспышка сверхновой SN 185 в направлении Альфа Центавра, где-то в районе границы между созвездиями Циркуль и Центавр. В следующие несколько столетий арабские, китайские, египетские, японские, итальянские и швейцарские астрономы в разное время “принимали” подобных гостий. Эти необычные “звезды” сияли, находясь на одном и том же месте, как и все остальные “неподвижные” звезды, и их никак нельзя спутать с другим небесным событием, например с перемещающейся по небу кометой. В 1054 году “звезда-гостья” была видна 23 дня на дневном небе и 653 дня на ночном. Она выглядела настолько яркой, что, как полагают, на пике светимости в четыре раза превосходила блеск Венеры, которую легко видеть невооруженным глазом. Позже это событие получило свое современное обозначение: сверхновая SN 1054 в созвездии Телец. Она знаменита тем, что ее остатком является яркая, многоцветная Крабовидная туманность, напоминающая большое космическое облако.

Однако древние астрономы не имели ни малейшего представления о том, почему появляются и исчезают эти “звезды-гостьи”. Так продолжалось до тех пор, пока датский астроном Тихо Браге и ноября 1572 года не обнаружил в созвездии Кассиопея новую звезду, не уступающую по яркости Юпитеру. Он знал наверняка, что раньше в этом месте неба звезды не было. По крайней мере, Браге доказал, что небо не остается неизменным. Несколько десятилетий спустя, в 1604 году, Иоганн Кеплер обнаружил другую новую звезду и пришел к тому же выводу. Становилось ясно: небо – это не кристаллическая сфера или кусок бархата, украшенный сверкающими блестками. Но только через три столетия Цвикки и Бааде поняли, что свет “звезды-гостьи” исходит от взрыва невероятной мощности, оповещающего о гибели массивной звезды8.

Однако до 1937 года теория Цвикки в части, относящейся к нейтронным звездам, не воспринималась безоговорочно. В 1937 году советский физик Лев Ландау написал статью, где предположил, что у всех звезд, включая наше Солнце, есть нейтронное ядро. В ядре вещество находится в состоянии, “в котором все ядра и электроны, объединившись, превратились в нейтроны”. В таком состоянии вещество способно выдержать существенно более сильное гравитационное сжатие, что предотвращает коллапс ядра. Сначала мало кто обратил внимание на работу Ландау, поскольку она была написана по-русски и опубликована только в журнале “Доклады академии наук СССР”. Это было время организованного Сталиным Большого террора, когда арестовывали и убивали миллионы людей. Угроза ареста нависла и над Ландау. Известный советский физик Петр Капица в попытке защитить Ландау, популяризируя его работу, послал эту статью Нильсу Бору, ученому из Копенгагена, получившему в 1922 году Нобелевскую премию за работы по исследованию строения атомов. Работа произвела на Бора такое впечатление, что он направил ее в журнал Nature, где ее и опубликовали 19 февраля 1938 года. Признание не помогло предотвратить арест, и в апреле 1938-го Ландау был обвинен в “антисоветской деятельности”, арестован и отправлен в Бутырку, печально известную тюрьму для политических заключенных. В Бутырке Ландау провел год, и выпустили его благодаря письму Нильса Бора Сталину и вмешательству Капицы, поручившегося за Ландау.

Статья Ландау вышла за несколько месяцев до того, как немецко-американский физик-ядерщик Ханс Бете впервые корректно описал термоядерные реакции, являющиеся механизмом генерации энергии в звездах. Позднее за эту работу он получил Нобелевскую премию. По иронии судьбы идея Ландау о нейтронных ядрах звезд по своей сути была ошибочной, но она вернула ученых к дискуссии о существовании нейтронных звезд. Одним из читателей, заинтересовавшихся статьей Ландау, был американский физик Роберт Оппенгеймер, который решил исследовать возможность существования ядер массивных звезд, остающихся после их смерти. Вместе со своим магистрантом Джорджем Волковым, эмигрантом из России, закончившим университет в Ванкувере, он взялся за расчет предельного значения массы нейтронной звезды, после превышения которого звезда не может противостоять гравитационному сжатию. Фактически для нейтронных звезд Оппенгеймер пытался решить ту же задачу, которую Чандрасекар решил для белых карликов, – определить верхний предел массы нейтронной звезды9.

В течение 1938 и 1939 года Оппенгеймер, Волков и американский физик Ричард Чейс Толмен опубликовали три основополагающие работы, где объяснили, как образуются нейтронные звезды, какой может быть их максимальная масса и что происходит, если этот предел превзойден. Согласно их расчетам, верхний предел массы нейтронной звезды оказался равен 0,7 солнечной массы. Они объяснили, что нейтронная звезда, рожденная в результате коллапса ядра в конце жизни массивной звезды, существует, пока короткодействующее отталкивание между нейтронами уравновешивает ее массу. Но если масса нейтронной звезды становится слишком велика, например, если вещество, оставшееся после взрыва сверхновой, падает обратно на нейтронное ядро, коллапс нейтронной звезды продолжается и она превращается в черную дыру. Правда, Оппенгеймер и его коллеги считали, что обнаружить нейтронные звезды (и черные дыры) невозможно, поскольку они слишком маленькие (рентгеновская астрономия тогда еще не появилась).

До сих пор верхний предел массы нейтронной звезды называют пределом Толмена – Оппенгеймера – Волкова [12] , хотя вычисленное ими значение массы оказалось существенно заниженным, поскольку они не учли сильное ядерное взаимодействие, удерживающее протоны и нейтроны в ядре атома. В 1990-е годы, когда аппаратура стала лучше и увеличилась точность наблюдений, выяснилось, что это предельное значение попадает в интервал от 1,5 до 3 солнечных масс. И наконец, после наблюдения командой LIGO/Virgo первого слияния нейтронных звезд, предел Толмена – Оппенгеймера – Волкова сдвинулся к значению, близкому к 2,17 солнечной массы. На сегодняшний день самая массивная из обнаруженных нейтронных звезд называется J0740 + 6620 [13] . Это быстро вращающийся пульсар в двойной системе с белым карликом. Масса этой звезды равна 2,14 массы Солнца10.