Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры - [84]

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.

Сколлапсировавшее ядро внутри звезды подобно Стране чудес из кэрролловской «Алисы», где нет различия между внутренним и внешним. Все перемешивается и сливается вместе: протоны, электроны, экзотические элементарные частицы, возможно даже свободные кварки и огромное количество нейтронов. Такой и представляется нейтронная звезда[71]. Для стабильности нейтронной звезды необходимо наличие сил противодействия силам притяжения между нейтронами и протонами (то есть ядерным силам). В противном случае их взаимное притяжение вместе с гравитацией звезды приведет к ее коллапсу и звезда со временем исчезнет. Кроме того, во время взрыва звезде придется выбросить достаточное количество массы, и лишь тогда возникнет стабильная нейтронная звезда. По расчетам Оппенгеймера и Волкова, масса исходной звезды должна быть не больше 0,7 массы Солнца. (Развитие ядерной физики позволило разработать реалистичные модели сверхновых звезд, согласно которым в настоящее время масса, при которой нейтронная звезда становится нестабильной, равна двум-трем массам Солнца.) Если остатки сгоревшей звезды больше этой максимальной массы, она не сможет стать нейтронной звездой или тем более белым карликом.

Исследования Колгейта и Джонсона были первой попыткой понять механизм взрыва сверхновой. Они предположили, что ударная волна, отразившись от ядра, врывается в ядерную «золу», падающую внутрь звезды под действием гравитации, нагревает ее и инициирует взрыв сверхновой. Но это оказалось не так. Еще один член команды Ричард Уайт с помощью компьютерного моделирования показал, что энергия ударной волны для этого слишком мала. Вместо того чтобы взорваться и вспыхнуть как сверхновая, звезда просто сожмется в точку.

Уайт изучал физику в колледже Помона в Калифорнии, где освоил еще и курс компьютерного программирования. После окончания колледжа в 1956 году он получил место в Ливерморской национальной лаборатории. В 22 года он стал там лучшим компьютерщиком. Компьютеры были еще в зачаточном состоянии, а программисты и физики-теоретики в Ливерморе только начали с ними знакомиться. Уайт вспоминал о работе с Колгейтом так: «Я как будто попал в тайфун».

И вот Колгейт и Уайт приступили к изучению сверхновых. Физики задались целью создать модель звезд на грани коллапса. Это была очень амбициозная программа. Она заключалась в создании математического описания звездного газа и построении уравнения состояния, учитывающего ядерные силы, которые предотвращают полный коллапс звезды, а также включала изучение смеси химических элементов из состава звезд. Уравнение состояния, которое они пытались создать, было куда более сложным, чем уравнение состояния идеального газа или уравнение Чандры для «идеального» белого карлика, где игнорируются взаимодействия между частицами газа, а также гораздо более сложным, чем уравнение, полученное командой Уилера. Они ввели свое уравнение состояния в компьютерную программу, моделирующую реальные звезды. Уайт начал с компьютерной программы, которая объединяла математическое обеспечение для разработки водородной бомбы с самыми современными уравнениями состояния звезд. В то время только в Ливерморе и Лос-Аламосе были достаточно быстрые компьютеры для проведения таких сложных расчетов.

Разрабатывая ядерное оружие, Колгейт и Уайт ничего не знали об исследованиях сверхновых Я. Б. Зельдовичем и его сотрудниками. Это была эпоха, когда советские ученые стали принимать участие в международных встречах, но в сопровождении «помощников», «людей в штатском», агентов КГБ с сомнительными научными достижениями. Это не означало, что между Востоком и Западом не существовало никаких научных контактов, но они были более чем сдержанными. Разумеется, Зельдовича не выпускали из Советского Союза. Часто рассказывали историю о том, как однажды организатор секции астрофизики на заседании Американского физического общества решил сделать жест доброй воли и предложил члену советской делегации, выбранному наугад, прочитать лекцию. А тот оказался агентом КГБ.