6 СХЛОПЫВАЕТСЯ ВО ЧТО?

6 СХЛОПЫВАЕТСЯ ВО ЧТО?

глава, в которой весь арсенал теоретической физики не помогает уйти от вывода — схлопывание порождает черные дыры

Столкновение было неизбежно. Два интеллектуальных гиганта — Дж. Роберт Оппенгеймер и Джон Арчибальд Уилер — придерживались столь отличающихся взглядов на устройство Вселенной и человеческого общества, что зачастую оказывались на противоположных позициях по таким глубоким проблемам, как национальная безопасность, политика атомного вооружения и вот теперь — черные дыры.

Ареной их столкновения стал лекционный зал Брюссельского университета в Бельгии. Оппенгеймер и Уилер, соседи по Принстону (Нью-Джерси), прибыли сюда вместе с другими ведущими физиками и астрономами со всего мира на целую неделю для дискуссий о структуре и эволюции Вселенной.

Это случилось поздним утром в четверг 10 июня 1958 г. Уилер только закончил представление собравшимся здесь ученым результатов своих недавних, совместных с К. Гаррисоном и М. Вакано, вычислений, которые однозначно устанавливали массы и размеры всех возможных холодных мертвых звезд (глава 5). Он заполнил пробелы в расчетах Чандрасекара и Оппенгеймера — Волкова, подтвердив их вывод: схлопывание становится неизбежным, если умирает звезда с массой, большей двух солнечных, и это схлопывание не может породить ни белый карлик, ни нейтронную звезду, ни какой-либо иной тип холодных мертвых звезд, если только умирающая звезда не сбросит достаточно вещества, чтобы опуститься ниже предела двойной солнечной массы.

«Из всех выводов теории относительности о структуре и эволюции Вселенной вопрос о судьбе огромных масс вещества представляется одним из наиболее захватывающих», — утверждал Уилер. С этим выводом аудитория вполне могла согласиться. Затем Уилер, практически воспроизводя атаку Эддингтона на Чандрасекара 24-летней давности, описал взгляд Оппенгеймера, согласно которому тяжелые звезды должны, умирая, схлопываться, образуя черные дыры, а затем, возражая, объявил, что такое схлопывание «не дает приемлемого ответа».

Почему? По-существу, по той же причине, по которой его отверг Эддингтон: «Должен существовать некий закон природы, не позволяющий звездам вести себя столь абсурдным образом». Но между Уилером и Эддингтоном существовало глубокое различие: если умозрительный механизм Эддингтона 1934 г., предложенный им для спасения Вселенной от черных дыр, был немедленно отвергнут как ложный такими экспертами, как Нильс Бор, то придуманный Уилером в 1958 г. механизм тогда не мог быть подтвержден или опровергнут. Лишь через пятнадцать лет будет показано, что он частично правилен (глава 12).

Рассуждения Уилера сводились к следующему: поскольку (с его точки зрения) схлопывание в черную дыру должно быть отвергнуто как физически неправдоподобное, «кажется, не уйти от заключения, что нуклоны (нейтроны и протоны) в центре схлопывающейся звезды должны неизбежно преобразовываться в излучение, которое будет достаточно быстро покидать звезду, сокращая ее массу [до двух солнечных]», и это позволит ей упокоиться на кладбище нейтронной звезды. Уилер охотно соглашался, что подобное превращение нуклонов в излучение лежит за пределами известных законов физики. Однако оно могло бы вытекать из пока еще плохо понимаемого «соединения» законов теории относительности и квантовой механики (главы 12–14). Для Уилера это было самым соблазнительным аспектом «проблемы гигантских масс». Абсурдность схлопывания с образованием черных дыр вынудила его придумать совершенно новый физический процесс (рис. 6.1).

На Оппенгеймера все это не произвело впечатления. Как только Уилер закончил выступление, он первым попросил слово. Оставаясь вежливым (чем он явно не отличался, когда был моложе), Оппенгеймер отстаивал свой взгляд: «Я не знаю, возникают ли в действительности в процессе звездной эволюции невращающиеся массы, гораздо более тяжелые, чем Солнце, но если это так, я верю, что их схлопывание может быть описано в рамках общей теории относительности (т. е. без привлечения новых физических законов). Разве не проще предположить, что такие массы испытывают непрерывное гравитационное сжатие и, в конце концов, все более отсекают себя от остальной Вселенной (т. е. образуют черные дыры)?» (см. рис. 6.1)

6.1 Сравнение взглядов Оппенгеймера на судьбу больших масс (верхняя последовательность) с взглядами Уилера 1958 г. (нижняя последовательность)

Уилер был также вежлив, но продолжал стоять на своем: «Трудно поверить, что такое «гравитационное отсечение» является удовлетворительным ответом».

Уверенность Оппенгеймера основывалась на тщательных расчетах, проделанных им 19 лет назад.

Рождение черных дыр: первый взгляд

Зимой 1938/39 гг., по завершении совместных с Георгием Волковым вычислений масс и размеров нейтронных звезд (глава 5), Оппенгеймер был твердо уверен, что массивные звезды, умирая, должны схлопываться. Следующий шаг был очевиден — используя физические законы, рассчитать детали этого схлопывания. Как будет выглядеть схлопывание для людей, находящихся на орбите? А каким они увидят его с поверхности этой звезды? Какова будет последняя фаза схлопнувшейся звезды через тысячи лет после схлопывания?

Расчет оказался непростым. Фактически, составившие его математические преобразования станут для Оппенгеймера и его студентов самым серьезным испытанием из всех, за которые им приходилось браться: если нейтронные звезды Оппенгеймера — Волкова остаются статичными, неизменными, то схлопывающаяся звезда с течением времени быстро меняет свои характеристики. Кривизна пространства-времени внутри схлопывающейся звезды становится чудовищной, в то время как в нейтронных звездах она оставалась достаточно умеренной. Чтобы справиться со всеми этими сложностями, требовался особенный студент. Выбор был очевиден — Хартланд Снайдер. Он отличался от других учеников Оппенгеймера. Все остальные были выходцами из семей среднего класса, Снайдер был из рабочей семьи. В Беркли ходили слухи, что прежде чем заняться физикой, он водил грузовики в Юте. Р. Сербер вспоминает: «Хартланд плевал на многое из того, что было типично для студентов Оппи: любовь к Баху и Моцарту, хождения на струнные квартеты, получение удовольствия от вкусной пищи и либеральной политики».

Ядерщики в Калтехе были куда проще, чем окружение Оппенгеймера, и Хартланд хорошо подходил для ежегодных весенних переездов в Пасадину. Рассказывает У. Фоулер из Калтеха: «Оппи был чрезвычайно культурным человеком: он разбирался в литературе, живописи, музыке, знал санскрит. А Хартланд был таким же бездельником, как и все мы. Он любил наши вечеринки, где Томми Лауритсен играл на пианино, Чарли Лауритсен (глава лаборатории) — на скрипке, а мы распевали студенческие песни. Из всех учеников Оппи Снайдер был самым независимым».

Отличался Снайдер также и в интеллектуальном плане. «Хартланд был более талантлив в сложной математике, чем мы все, — вспоминал Сербер, — он мог изящно подправить те грубые вычисления, которые делали остальные». Именно этот его талант сделал естественным привлечение Снайдера к расчетам процесса схлопывания.

Прежде чем погрузиться в сложные вычисления, Оппенгеймер настоял (как обычно) на том, чтобы сначала сделать первый быстрый обзор проблемы. Что можно получить от задачи малыми усилиями? Ключом для этих первых оценок искривленного пространства-времени в окрестности звезды была геометрия Шварцшильда (глава 3).

6.2. (См. рис. 3.4.) Предсказания общей теории относительности кривизны пространства и красного смещения длины волны света для последовательности трех очень компактных, статичных (несхлопывающихся) звезд, имеющих одинаковую массу, но разный размер. Верхняя звезда в 4 раза больше критического размера, средняя — в два раза, а нижняя в точности равна ему. На современном языке это означает, что поверхность третьей звезды является горизонтом черной дыры

Шварцшильд открыл свою геометрию пространства-времени как решение уравнений поля общей теории относительности. Это было решение, описывающее окрестности статичной звезды, не сжимающейся и не пульсирующей. Однако в 1923 г. гарвардский математик Дж. Бирхофф доказал замечательную математическую теорему: геометрия Шварцшильда описывает окрестности любой звезды, если только она имеет сферическую форму, включая не только статичные, но и схлопывающиеся, взрывающиеся и пульсирующие звезды.

Для своих первых оценок Оппенгеймер и Снайдер просто положили, что сферическая звезда после истощения ядерного топлива будет неограниченно сжиматься, и без учета расчетов внутри звезды провели расчет для удаленного наблюдателя. Они легко получили, что поскольку геометрия пространства-времени вне схлопывающейся звезды такая же, как и вне статичной звезды, схлопывающаяся звезда будет выглядеть во многом похоже на последовательность статичных звезд, каждая из которых компактней предыдущей.

Внешний вид окружающего пространства вокруг таких статичных звезд уже был изучен двумя десятилетиями ранее, примерно в 1920 г. На рис. 6.2 воспроизводятся вложенные диаграммы, использованные нами ранее в главе 3, каждая из которых отражает кривизну пространства внутри и вне звезды. Чтобы сделать изображение понятнее, диаграммы выполнены так, что показывают кривизну лишь двух из трех измерений пространства: двух измерений экваториальной плоскости (левая часть рисунка). Кривизна пространства на этих плоскостях показана в предположении, что мы извлекаем звезду из физического пространства, в котором мы живем, и помещаем ее в плоское (неискривленное) фиктивное гиперпространство. В неискривленном гиперпространстве плоскость может сохранить свою искривленную геометрию, только выгнувшись вниз подобно чаше (правая часть рисунка).

На рисунке показана последовательность из трех статичных звезд, имитирующая процесс схлопывания, который готовились проанализировать Оппенгеймер и Снайдер. Все звезды имеют одинаковую массу, но разный размер. Длина окружности первой в четыре раза больше критической длины окружности, при которой гравитация звезды становится настолько сильной, что образует черную дыру. Вторая имеет в два раза больший размер, а размер третьей в точности соответствует критической окружности. Эти вложенные диаграммы показывают, что чем ближе звезда к критическому размеру, тем сильнее кривизна окружающего ее пространства. Однако эта кривизна не становится бесконечной. Чашеподобная геометрия остается везде гладкой, без резких складок и перегибов, даже когда звезда имеет критический размер, т. е. кривизна пространства-времени не бесконечна. Соответственно, поскольку приливные гравитационные силы (тип сил, которые растягивают вас от головы к ногам и которые вызывают приливы на Земле) являются физическим проявлением кривизны пространства-времени, приливная гравитация на критической окружности не бесконечна.

В главе 3 мы также обсуждали судьбу света, излучаемого с поверхности статичных звезд. Поскольку вблизи поверхности время бежит медленнее, чем вдали от нее (гравитационное замедление времени), испущенные с поверхности и принимаемые на удалении световые волны будут иметь увеличенный период колебаний и, соответственно, большую длину волны и более красный цвет. Как только свет выбирается из мощного гравитационного поля, его длина волны оказывается сдвинутой к красному краю спектра (гравитационное красное смещение). Если статичная звезда имеет размер в четыре раза больший критического, длина волны увеличивается на 15 % (световой фотон в верхнем правом углу рисунка); если же звезда имеет размер, превышающий критический в два раза, красный сдвиг составляет 41 % (справа в середине); если длина окружности звезды точно равна критической, длина волны света неограниченно смещается вправо, что означает, что у него вообще не остается энергии, и он прекращает свое существование.

Рассмотрев в своих предварительных расчетах такую последовательность статичных звезд, Оппенгеймер и Снайдер пришли к такому выводу: во-первых, схлопывающаяся звезда, так же как и рассмотренные статичные, вероятно, порождает большое искривление пространства-времени вблизи поверхности при размерах, близких к критическим; но это искривление не бесконечно и потому не бесконечны и приливные гравитационные силы. Во-вторых, когда звезда схлопывается, свет с ее поверхности оказывается все более смещенным в красную область, и как только она достигает критического размера, красное смещение становится бесконечным, делая звезду совершенно невидимой. По словам Оппенгеймера, звезда как бы «сама обрывает» визуальную связь с нашей Вселенной.

Существует ли какой-либо способ, — спросили себя Оппенгеймер и Снайдер, — чтобы внутренние свойства звезды, которые игнорируются в таком быстром расчете, могли спасти звезду от «самоотсечения»? Например, не могло ли схлопывание протекать столь медленно, что критический размер никогда бы не достигался, даже спустя неограниченное время?

Оппенгеймер и Снайдер хотели бы ответить на все перечисленные вопросы, тщательно рассчитав реальное схлопывание звезды, как это показано в левой части рис. 6.3. Однако подобно Земле, любая реальная звезда хоть немного, но вращается. Благодаря такому вращению, центробежные силы, так же как и на Земле, слегка выпячивают экваториальную область звезды, поэтому она не может быть совершенно сферичной. Схлопываясь, звезда должна вращаться все быстрее (как фигурист, прижимающий к себе руки), и это все ускоряющееся вращение вызывает рост центробежных сил внутри звезды, которые делают все более заметным вздутие на экваторе — существенно заметнее, возможно даже настолько, что оно прерывает схлопывание, когда центробежные силы полностью уравновесят гравитационное притяжение. Каждая реальная звезда имеет высокие давление и плотность в центре и меньшие — во внешних слоях; при схлопывании же внутри, то там то здесь, будут формироваться комки с более высокой плотностью (подобно вкраплениям изюма в сладкой булочке). Более того, газообразное вещество звезды при схлопывании порождает ударные волны — аналог разбивающихся о берег океанских волн, и эти удары могут выбрасывать вещество, а значит, и массу с поверхности звезды, так же как волны выбрасывают в воздух водяные брызги. Наконец, истощает звезду, унося массу, и излучение (электромагнитные и гравитационные волны, нейтрино и т. д.)

6.3. Слева: Физические явления в реалистичной модели звезды. Справа: Идеализации, принятые Оппенгеймером и Снайдером при вычислении схлопывания

Оппенгеймеру и Снайдеру хотелось бы учесть в своих расчетах все эти эффекты, но в 1930 г. это было непосильной задачей, лежащей за пределами возможностей любого физика или вычислительной машины. Ее решение станет возможным лишь в 1980-е годы с появлением суперкомпьютеров. Таким образом, чтобы добиться хоть какого-то прогресса, необходимо было построить идеализированную модель схлопывающейся звезды и затем рассчитать предсказания, даваемые законами физики, для этой модели.

Подобные идеализации были сильной стороной Оппенгеймера: сталкиваясь с ужасающе сложными ситуациями, подобными этой, он мог почти безошибочно определить, какие явления имеют решающее значение, а какие второстепенны.

Что касается схлопывающихся звезд, здесь, как верил Оппенгеймер, среди других особенностей, определяющее значение имела гравитация в том виде, как она описана в общей теории относительности Эйнштейна. Она и только она не могла быть опущена при планировании предстоящего расчета. В противоположность этому, вращением звезд и несферичностью их формы можно было пренебречь (они способны играть заметную роль лишь для некоторых схлопывающихся звезд, а для слабовращающихся, вероятно, сильного эффекта не дают). На самом деле, Оппенгеймер не мог это доказать математически точно, но интуитивно это казалось очевидным; так оно и оказалось в действительности. Аналогичным образом, интуиция подсказывала, что утечка через излучение — малосущественная деталь, как, впрочем, и ударные волны, и комки плотности. Более того, поскольку (как показали Волков и Оппенгеймер) гравитация могла пересилить любое давление в массивной мертвой звезде, казалось безопасным допустить (хотя, конечно, это не так), что в схлопывающейся звезде как будто бы нет внутреннего давления ни теплового, ни давления вырожденного (клаустрофобного) движения электронов и нейтронов, ни давления, обусловленного ядерными силами. Настоящая звезда с реальным давлением может схлопываться не так, как идеальная звезда без давления, но отличия в схлопывании должны быть умеренными, не слишком значительными.

Именно поэтому Оппенгеймер предложил Снайдеру для расчетов идеализированную модель: основываясь на точных законах общей теории относительности, рассчитать схлопывание идеально сферичной, невращающейся и неизлучающей звезды с однородной плотностью (одинаковой в середине и на поверхности) и при полном отсутствии внутреннего давления (см. рис. 6.3).

Даже со всеми этими упрощениями (вызывавшими скептицизм у других физиков на протяжении последующих 30 лет) расчет оставался чрезвычайно сложным. К счастью, в Пасадене мог помочь Р. Толман. Часто обращаясь к нему за советом по математике и апеллируя к физической интуиции Оппенгеймера, Снайдер получил систему уравнений, полностью описывающую процесс схлопывания, и, проявив большую изобретательность, решил ее. Теперь в его распоряжении было подробное описание процесса схлопывания, выраженное в формулах! Анализируя эти формулы с разных сторон, физики могут по своему желанию увидеть любые аспекты схлопывания — как это выглядит вне звезды, внутри нее, на ее поверхности.

* * *

Особенно интригующим оказался вид на схлопывающуюся звезду с покоящейся внешней системы отсчета, т. е. то, как ее видит наблюдатель, находящийся снаружи на некотором фиксированном расстоянии, а не движущийся к центру вместе со сжимающимся веществом звезды. Звезда, наблюдаемая из покоящейся внешней системы отсчета, начинает сжатие именно так, как этого и можно было бы ожидать. Подобно камню, брошенному с крыши, поверхность звезды падает вниз (сжимается к центру) сначала медленно, а затем все быстрее. Если бы законы тяготения Ньютона были верны, ускорение схлопывания неуклонно продолжалось бы до тех пор, пока звезда с высокой скоростью, при отсутствии какого-либо внутреннего давления, не свернулась бы в точку. Но согласно релятивистским формулам Оппенгеймера и Снайдера, все происходит не так. Вместо этого при приближении звезды к критическому размеру ее сжатие чрезвычайно замедляется. Чем меньше становится звезда, тем медленнее она схлопывается, пока не становится совершенно замороженной при точно критической длине окружности. Вне зависимости от того, как долго мы будем ждать, находясь снаружи звезды (т. е. в состоянии покоя во внешней статичной системе отсчета), мы никогда не сможем увидеть, как звезда схлопнется, пройдя критический размер. Таков был недвусмысленный вывод из формул Оппенгеймера и Снайдера.

Обусловлено ли замораживание сжатия некоей неожиданной силой внутри звезды, следующей из общей теории относительности? Нет, это не так, — догадались Оппенгеймер и Снайдер. Скорее всего, оно объясняется гравитационной временной задержкой (замедлением течения времени) вблизи критического размера. Время на поверхности звезды, со стороны покоящегося стороннего наблюдателя, при приближении к критической окружности, должно течь все медленнее и, соответственно, все происходящие внутри звезды процессы, включая само схлопывание, будут протекать все медленнее, пока совсем не остановятся.

Каким бы странным ни казалось это предсказание, другое, даваемое формулами Оппенгеймера и Снайдера, было еще удивительнее. Хотя, с точки зрения покоящегося внешнего наблюдателя, схлопывание замораживается на критической окружности, на взгляд наблюдателя, находящегося на поверхности звезды и движущегося вместе с ней, оно вовсе не прекращается. Если звезда имеет массу в несколько солнечных масс и сжимается, начиная примерно с размера Солнца, то для наблюдателя на ее поверхности она сожмется до критической окружности за время порядка часа и затем, пройдя критическую отметку, продолжит схлопывание к все меньшим окружностям.

К 1939 г., когда Оппенгеймер и Снайдер обнаружили все это, физики уже привыкли к тому факту, что время относительно: в системах отсчета, движущихся во Вселенной по-разному, течение времени различно. Но никогда ранее никто не сталкивался с подобной разницей между системами отсчета. Трудно было принять, что схлопывание навсегда замораживается для наблюдателя в одной покоящейся системе отсчета, но быстро развивается, проходя точку замерзания, при измерении в системе отсчета, связанной с поверхностью звезды. Зная о таких предсказаниях, все, кто изучал математические расчеты Оппенгеймера и Снайдера, чувствовали неудобство. Можно было, конечно, на это неудобство махнуть рукой и ограничиться эвристическими объяснениями, но ни одно из них не казалось удовлетворительным. Все это будет оставаться непонятным вплоть до конца 1950-х годов.

Рассматривая формулы Оппенгеймера и Снайдера с точки зрения наблюдателя на поверхности звезды, можно получить не только подробную картину схлопывания, даже после того, как звезда проваливается за критическую окружность (т. е. «съеживается» до бесконечной плотности и нулевого объема), но также и детали искривления пространства-времени при таком сжатии. Однако в своей статье, описывающей расчет, Оппенгеймер и Снайдер избегали каких-либо деталей сжатия. Возможно, природный научный консерватизм Оппенгеймера и его нежелание строить предположения не позволили ему вдаваться в обсуждения.

Если даже Оппенгеймеру и Снайдеру было трудно принять прочтенную по их же формулам конечную судьбу схлопывающейся звезды, что говорить о других физиках, которым в 1939 г. странными казались даже детали происходящего вне критической окружности. В Калтехе, например, поверил в эти результаты Толман — все-таки предсказания были непосредственным следствием общей теории относительности. Но других в Калтехе все это не слишком убедило. Общая теория относительности была экспериментально проверена лишь в пределах Солнечной системы, где гравитация настолько слаба, что законы Ньютона дают практически те же предсказания, что и уравнения общей теории относительности. В противоположность этому, причудливые предсказания Оппенгеймера-Снайдера обращались к сверхсильной гравитации. Большинство физиков полагали возможным, что общая теория относительности перестает работать, когда тяготение становится настолько велико. Но даже если бы она и продолжала работать, все равно Оппенгеймер и Снайдер могли неправильно интерпретировать то, что пытались сказать полученные ими математические выражения. А если их интерпретация и была верной, расчеты были столь идеализированы (в отношении вращения, комков, ударов и излучения), что их можно было не принимать всерьез.

Подобный скептицизм получил распространение в Соединенных Штатах, Западной Европе, но не в СССР. Здесь Лев Ландау, все еще приходивший в себя после годичного тюремного заключения, вел «Золотой список» наиболее важных теоретических статей по физике, опубликованных во всем мире. Прочтя работу Оппенгеймера — Снайдера, Ландау занес ее в свой список и заявил друзьям и знакомым, что последние открытия Оппенгеймера и Снайдера должны быть верными, хотя человеческому рассудку их чрезвычайно трудно принять. Влияние Ландау было столь сильным, что его взгляд отныне стали разделять и другие ведущие советские теоретики.

Ядерная интерлюдия

Были ли Оппенгеймер и Снайдер правы или они ошибались? Ответ на этот вопрос, возможно, мог быть получен уже в 40-е годы, если бы не вмешались вторая мировая война и программы форсированного создания водородной бомбы. Но война и бомба вмешались, и исследование таких непрактичных, изотерических вопросов, как черные дыры, оказалось временно замороженным — до тех пор, пока физики не обратили все силы на разработку оружия.

Только к концу 1950-х годов гонка вооружения достаточно ослабла для того, чтобы мысли о схлопывающихся звездах смогли вернуться в сознание физиков. Только после этого скептики начали первую серьезную атаку на предсказания Оппенгеймера-Снайдера. Одним из тех, кто первым (правда, недолго) выступал под флагом скептицизма, был Уилер. Лидером же поверивших стал вначале советский двойник Уилера — Я.Б. Зельдович.

Характеры Уилера и Зельдовича закаливались в войне проектов ядерного оружия в течение почти двух десятилетий в 40—50-е годы, пока исследования черных дыр были на время отставлены. Из своих работ над вооружением Уилер и Зельдович вышли с богатым арсеналом средств для анализа черных дыр: мощной компьютерной техникой, глубоким пониманием физических законов и коллективным стилем исследований, состоявшим в постоянном стимулировании более молодых коллег. За ними тянулась и тяжелая ноша гаммы сложных взаимоотношений с основными коллегами: у Уилера — с Оппенгеймером, у Зельдовича — с Ландау и Сахаровым.

* * *

Уилер, только окончивший аспирантуру в 1933 г. и выигравший финансируемую Рокфеллером стипендию Национального исследовательского совета, имел выбор, где и с кем продолжать работу. Он мог бы выбрать Беркли и Оппенгеймера, как поступили большинство постдоков, получивших эту стипендию в то время, но вместо этого он остановил внимание на Университете Нью-Йорка и Грегори Брейте. «Как личности они [Оппенгеймер и Брейт] были крайне разные, — утверждает Уилер, — Оппенгеймер видел вещи в черном и белом цвете и быстро принимал решения. Брейт работал с оттенками серого. Меня привлекали вопросы, требующие всестороннего отражения, и потому я выбрал Брейта».

Из Университета Нью-Йорка в 1933 г. Уилер переехал в Копенгаген, чтобы учиться у Н. Бора. Затем получил место профессора в Университете Северной Каролины, а после этого — в Принстонском университете в Нью-Джерси. В 1939 г., когда Оппенгеймер с учениками в Калифорнии исследовали нейтронные звезды и черные дыры, Уилер и Бор в Принстоне (Бор переехал сюда) разрабатывали теорию деления ядра — распад тяжелых атомных ядер, таких как уран, на меньшие части при бомбардировке ядер нейтронами. Распад был только что, довольно неожиданно, открыт в Германии Отто Ганом и Фрицем Штрассманом, и последствия этого могли быть зловещими: в результате цепи реакций деления можно было создать оружие беспрецедентной мощности. Но Бора и Уилера не волновали цепные реакции и оружие; они просто хотели понять, как возникает деление, какой механизм лежит в его основе, как оно получается из законов физики?

Бор и Уилер достигли замечательного успеха. Они открыли, как физические законы объясняют деление, и предсказали, какие ядра могли бы быть самыми эффективными для поддержания цепных реакций: уран-235 (который станет основой бомбы, разрушившей японский город Хиросиму) и плутоний-239 (ядро, не существующее в природе, но американские физики вскоре узнают, как получать его в ядерных реакторах, и используют, чтобы начинить им бомбу, разрушившую Нагасаки). Однако в 1939 г. Бор и Уилер не думали еще на языке бомб, они просто хотели понять.

Статья Бора — Уилера, объясняющая ядерный распад, была опубликована в том же номере Physical Review, что и работа Оппенгеймера-Снайдера, описывающая образование черных дыр. Публикация была датирована 1 сентября 1939 г., тем днем, когда Гитлер вторгся в Польшу, развязав вторую мировую войну.

Врезка 6.1

Расщепление, слияние и цепные реакции

Слияние очень легких ядер с образованием ядер среднего размера высвобождает огромное количество энергии. Простой пример был показан во Врезке 5.3 — слияние ядра дейтерия («тяжелого водорода», имеющего один протон и один нейтрон) с обычным водородным ядром (единственный протон) с образование ядра гелия-3 (два протона и один нейтрон):

Такие реакции синтеза поддерживают жар Солнца и обеспечивают энергией водородную («супербомбу», как ее называли в 1940-х и 1950-х).

Расщепление (распад на части) очень тяжелых ядер с образованием двух ядер среднего размера также высвобождает большое количество энергии — намного большее, чем в ходе химических реакций (поскольку ядерные силы, которые работают в ядрах, значительно сильнее электромагнитных сил, которые управляют химически реагирующими атомами), но намного меньшее энергии, выделяющейся при слиянии легких ядер. Некоторые очень тяжелые ядра могут расщепляться без внешней помощи, естественным образом. Более интересны для этой главы реакции деления, в которых в очень тяжелое ядро типа урана-235 (ядро урана с 235 протонами и нейтронами) ударяется нейтрон и разбивает это примерно пополам.

Есть два тяжелых ядра: уран-235 и плутоний-239, имеющие такую особенность, что их расщепление порождает не только два ядра среднего размера, но и несколько нейтронов (как на рисунке выше). Эти нейтроны делают возможными цепные реакции: если сконцентрировать достаточное количество урана-235 или плутония-239 в достаточно малом объеме, то нейтроны, вылетевшие при одном расщеплении, поразят другие ядра урана или плутония и расщепят их, произведя больше нейтронов, которые расщепят больше ядер, производящих еще больше нейтронов, расщепляющих еще больше ядер, и так далее. Результатом такой неконтролируемой цепной реакции будет сильнейший взрыв (взрыв атомной бомбы), а если управлять ей в реакторе, можно получать экономичную электроэнергию.

Яков Борисович Зельдович родился в еврейской семье в Минске в 1914 г., в том же году вся семья перебралась в Санкт-Петербург (переименованный тогда же в Петроград, а потом, в 1924 г. — в Ленинград). Зельдович окончил школу в возрасте 15 лет и затем, вместо того чтобы поступать в университет, пошел работать лаборантом в Ленинградский физико-технический институт. Здесь он самостоятельно изучил физику и химию и провел настолько впечатляющие исследования, что даже без формального обучения в университете в 1936 г., в возрасте 22 лет, был удостоен степени кандидата наук.

В 1939 г., когда Уилер и Бор разрабатывали теорию ядерного распада, Зельдович вместе с близким другом Юлием Борисовичем Харитоном развивал теорию цепных реакций, происходящих при ядерном распаде. Эти исследования были инициированы интригующей (хотя и неверной) гипотезой французского физика Франсуа Перрена, предположившего, что извержения вулкана питаются энергией естественных подземных ядерных взрывов, происходящих в результате цепных реакций распада атомных ядер. Однако никто, включая Перрена, пока не проработал деталей таких цепных реакций, и Зельдович с Харитоном, в числе лучших экспертов по химическим взрывам, погрузились в решение этой проблемы. В течение нескольких месяцев они (как и работавшие параллельно с ними ученые на Западе) показали, что подобные взрывы не могут происходить в природе, поскольку встречающийся в природе уран состоит в основном из урана-238 и незначительного количества урана-235. Однако они пришли к выводу, что если уран-235 искусственно отделить и сконцентрировать, то такую реакцию вполне можно будет провести. (За такое отделение вскоре возьмутся американцы, чтобы создать топливо для атомной бомбы, сброшенной затем на Хиросиму.) Завеса секретности в то время еще не опустилась на ядерные исследования, поэтому Зельдович и Харитон опубликовали свои расчеты в самом престижном советском физическом издании — Журнале экспериментальной и теоретической физики для сведения ученых всего мира.

* * *

В течение шести лет пока шла вторая мировая война физики воевавших стран разрабатывали сонары, миноискатели, ракеты, радары и судьбоносную атомную бомбу. Оппенгеймер возглавлял «Манхэттенский проект» в Лос-Аламосе (штат Нью-Мексико) по разработке и созданию американских бомб. Уилер был ведущим ученым при проектировании и конструировании первых в мире промышленных ядерных реакторов в Хэнфорде (штат Вашингтон), которые произвели плутоний-239 для бомбы Нагасаки.

После истребительных бомбардировок Хиросимы и Нагасаки, приведших к гибели сотен тысяч человек, Оппенгеймер испытал сильнейшее душевное потрясение. «Если атомные бомбы будут добавлены в военные арсеналы воюющих стран или в арсеналы наций, готовящихся к войне, настанет время, когда человечество проклянет Лос-Аламос и Хиросиму». «Остается тяжелое чувство, которое не пригасить ни грубостью, ни юмором, ни оправданиями, что физики несут известный грех — это их знания, которые они не могут утратить».

Но сожаления Уилера имели противоположный характер: «Обращаясь назад (к 1939 г. и моей работе с Бором над теорией распада), я чувствую величайшее сожаление. Как могло случиться, что я рассматривал распад в первую очередь как физик (просто любопытствующий узнать, как этот распад работает) и лишь во вторую как гражданин (озабоченный защитой своей страны)? Почему я не взглянул на проблему иначе как гражданин (пытающийся защитить свою страну), а лишь потом — как физик? Простая оценка показывает, что если в ходе второй мировой войны погибли от 20 до 25 миллионов человек, и при этом большая часть в ее последние годы. Каждый месяц сокращения войны означал бы спасение порядка полумиллиона-миллиона жизней. Среди этих подаренных жизней мог бы быть и мой брат Джо, убитый в октябре 1944 г. в боях за Италию. Насколько бы все было по-другому, если бы критическая дата (бомбардировка Хиросимы) была не 6 августа 1945 г., а 6 августа 1943 г.».

* * *

В СССР с июня 1941 г., когда Германия напала на Россию, физики свернули все ядерные исследования, поскольку другие области физики могли бы дать более быструю отдачу для национальной обороны. В то время, когда немецкая армия продвигалась вперед и окружала Ленинград, Зельдович со своим другом Харитоном, находясь в эвакуации в Казани, интенсивно работали над теорией взрыва обычных типов бомб, пытаясь увеличить их взрывную силу. Затем, в 1943 г., они были вызваны в Москву. Им сообщили, что как американцы, так и немцы наращивают усилия по созданию атомной бомбы, и им предстоит влиться в руководимую И.В.Курчатовым маленькую, элитную группу советских ученых по разработке бомбы.

Двумя годами позже, когда американцы подвергли атомной бомбардировке Хиросиму и Нагасаки, а команда Курчатова разработала подробное теоретическое описание ядерных реакторов для производства плутония-239 и подготовила несколько возможных конструкций бомбы, Харитон и Зельдович стали ведущими теоретиками проекта.

Узнав о взрывах американских бомб, Сталин гневно отчитал Курчатова за медлительность. Курчатов защищал свою команду: среди военной разрухи, имея ограниченные ресурсы, они не могли бы продвигаться быстрее. Сталин сердито возразил ему: «Если бы ребенок не кричал, мать не знала бы, что ему нужно. Просите все, что вам нужно, — потребовал Сталин, — и вам не откажут». Сталин распорядился о начале неограниченного никакими преградами форсированного проекта по созданию бомбы, проекта под верховным руководством Берии — грозного главы тайной полиции.

Масштаб усилий, предпринятых Берией, трудно себе представить. Он использовал подневольный труд миллионов советских граждан, находившихся в сталинских лагерях. Именно «зэки», как их обычно называли, построили урановые шахты, фабрики очистки урана, ядерные реакторы, теоретические исследовательские центры, полигоны для проверки оружия и самодостаточные маленькие города для обеспечения всех этих объектов. Все это, рассеянное по территории страны, было окружено таким уровнем секретности, о котором и не слышали в ходе американского манхэттенского проекта.

Зельдович и Харитон были направлены в одно из таких «отдаленных мест»[74], расположение которых хотя и было зачастую хорошо известно западным экспертам к концу 1950-х, было запрещено открывать советским гражданам вплоть до 1990-х. Это место называли просто «Объект». Харитон стал директором, а Зельдович возглавил одну из ключевых групп по разработке бомбы. Направляемый Берией Курчатов сформировал несколько групп физиков для параллельной и совершенно независимой проработки различных аспектов бомбового проекта: дублирование обеспечивало секретность. Группы с «Объекта» снабжали конструкторскими задачами другие команды, включая и небольшую группу Ландау, работавшую в Институте физических проблем в Москве.

Пока неумолимо разворачивались эти массированные усилия, советские шпионы получили через Клауса Фукса (британского физика, работавшего на американский проект) чертежи американской плутониевой бомбы. Она в некоторых деталях отличалась от разработки Зельдовича с коллегами, поэтому Курчатов, Харитон и остальное руководство оказались перед нелегким выбором: они находились под непрестанным давлением Сталина и Берии, требовавших результатов, и потому боялись последствий возможных неудачных испытаний в эпоху, когда неудача могла означать смерть. Они знали, что американская конструкция сработала в Аламогордо и Нагасаки, но не были совершенно уверены в собственной разработке; в то же время они располагали запасом плутония только на одну бомбу. Решение было очевидным, но болезненным: они отставили собственную конструкцию[75] и нацелили проект на реализацию американской разработки.

Наконец, 29 августа 1949 г., после четырех лет громадных усилий, неимоверных страданий, несчетных смертей зэков-рабов и скопления отходов ядерных реакторов вблизи Челябинска (которые десятью годами позже взорвутся, заразив сотни квадратных километров окраины страны) форсированная программа принесла результат. Первая советская атомная бомба была взорвана вблизи Семипалатинска в Средней Азии, в ходе испытаний на которых присутствовали руководители государства и верховное командование Советской Армии.

* * *

3 сентября 1949 г. американский самолет погодной разведки WB-29, совершая рядовой полет из Японии на Аляску, обнаружил продукты ядерного распада от советских испытаний. Данные были представлены для оценки комиссии экспертов, включая Оппенгеймера. Вердикт был однозначен: русские испытали атомную бомбу!

Поднялась паника (бомбоубежища на заднем дворе; занятия по защите от атомной опасности в школах; «охота на ведьм» сенатора Маккарти по выкорчевыванию шпионов, коммунистов и их сторонников из правительства, армии, прессы и университетов). На фоне этой паники разгорелись широкие дебаты между физиками и политиками. Эдвард Теллер, отличавшийся новаторским подходом среди американских физиков, разработчиков атомной бомбы, отстаивал форсированную программу разработки и создания «супербомбы» (или водородной бомбы) — оружия, основанного на слиянии водородных ядер с образованием гелия. Водородная бомба, если бы она была создана, была бы ужасна. Казалось, нет ограничений на ее мощность. Хотите бомбу в десять раз более мощную, чем та, которую сбросили на Хиросиму? В сто раз более мощную? В тысячу? В миллион?… Если бы можно было вообще сделать действующую бомбу, она была бы сколь угодно мощной.

Уилер поддержал Теллера: форсированная программа «супербомбы» будет существенным противовесом советской угрозе. Оппенгеймер и его Генеральный консультативный комитет при Комиссии по атомной энергии США высказались против. Совсем не очевидно, действительно ли задуманная супербомба может быть создана, возражал комитет. Более того, даже если она и будет действовать, любая супербомба, гораздо более мощная, чем обычная атомная, скорее всего, будет слишком тяжелой, чтобы ее можно было доставить самолетом или ракетой.

Кроме того, существовали и моральные аспекты, которые Оппенгеймер и его комитет сформулировали следующим образом: «Мы основываем наши рекомендации (против форсированной программы) на вере в то, что чрезвычайная опасность для человечества, содержащаяся в предложении, полностью перевешивает любое военное преимущество, которое может происходить из его развития. Необходимо понять, что речь идет о супероружии, которое относится к другой категории, чем атомная бомба. Причиной для разработки подобной супербомбы могла бы стать потребность опустошить с помощью одной-единственной бомбы обширные пространства. Ее использование означает принятие решения об истреблении огромной части гражданского населения. Мы также обеспокоены возможными глобальными последствиями воздействия радиоактивности, возникающей при взрыве нескольких супербомб существенной мощности. Если супербомба вообще будет создана, не будет принципиального предела разрушительной мощи, которая может быть достигнута с ее помощью. Поэтому супербомба способна стать оружием массового геноцида».

На Теллера и Уилера эти аргументы не произвели впечатления. Русские, несомненно, будут продвигаться вперед по пути создания водородной бомбы; если Америка также не будет двигаться дальше, свободный мир подвергнется чрезвычайной опасности.

Точка зрения Теллера — Уилера победила. 10 марта 1950 г. президент Трумэн приказал развернуть программу разработки супербомбы.

Если смотреть в ретроспективе, американская конструкция супербомбы образца 1949 г., как и подозревал комитет Оппенгеймера, была обречена на неудачу. Однако поскольку тогда это еще не стало очевидным, и так как ничего лучшего придумано не было, ее продолжали разрабатывать вплоть до марта 1951 г., когда Теллер и Станислав Улам изобрели радикально новую конструкцию, выглядевшую весьма многообещающей.

Изобретение Теллера — Улама сначала было лишь идеей конструкции. Как сказал Ганс Бете, «девять из десяти идей Теллера бесполезны. Ему нужны критики, пусть даже менее одаренные, чем он, чтобы выделить эту десятую идею, часто являющуюся печатью гения». Необходимо было проверить, была ли идея гениальным прозрением или лишь обманчивой иллюзией. Для этого требовалось воплотить ее в конкретную, детально проработанную конструкцию, затем провести громоздкие расчеты на самых больших из доступных тогда компьютерах, чтобы увидеть, будет ли предложенная конструкция работать. И только если вычисления предскажут успех, построить и испытать реальную бомбу.

Две группы получили задание произвести вычисления: одна в Лос-Аламосе, другая в Принстонском университете. Принстонскую команду возглавлял Уилер. Его команда работала на протяжении нескольких месяцев днем и ночью, чтобы создать полную конструкцию бомбы на основе идеи Теллера — Улама и проверить ее работоспособность моделированием на компьютере. Как вспоминает Уилер, «… это был колоссальный объем вычислений. Мы использовали вычислительные средства Нью-Йорка, Филадельфии и Вашингтона — фактически значительную часть всех вычислительных мощностей Соединенных Штатов. Чтобы получить ответ, Ларри Уиллетс, Джон Толл, Кен Форд, Луис Хени, Карл Хаусман, Дик л’Оливер и другие работали в три шестичасовые смены каждый день».

Когда расчеты показали, что идея Теллера — Улама, судя по всему, будет работать, в Институте передовых исследований в Принстоне (где директором был Оппенгеймер) организовали встречу для представления идеи Генеральному консультативному комитету и его «родителю» — Комиссии по атомной энергии США. Теллер описал идею, а Уилер рассказал об особенностях конструкции, разработанной его группой, и предсказываемого взрыва.

Уилер вспоминает: «Когда я начал свое выступление, Кен Форд подбежал снаружи к окну, опустил его и передал мне большую диаграмму. Я развернул ее и повесил на стену: она демонстрировала развитие термоядерной реакции [как мы ее рассчитали]… У комиссии не оставалось иного выбора, как заключить, что это заслуживает внимания… Наши расчеты перевернули отношение Оппи к проекту».

А вот как описал собственное впечатление Оппенгеймер: «Наша программа в 1949 г. [фугасная бомба] была довольно извращенной штукой, ее легко было оспорить, в техническом смысле она не производила какого-либо впечатления. Поэтому было легко возражать, доказывая ее нежелательность, даже если она получится. Программа 1952 г. [новая конструкция, основанная на идее Теллера — Улама] была настолько технически приятной, что о ней просто нельзя было спорить. Оставались лишь чисто военные и политические, а также гуманистические аспекты проблемы того, что вы собираетесь делать, заполучив эту бомбу».

Часть команды Джона Уилера, работавшей над проектом водородной бомбы в Принстонском университете в 1952 г. Передний ряд, слева направо-. Маргарет Феллоуз, Маргарет Мюррей, Доротея Райффел, Одри Ойала, Кристин Шэк, Роберта Кейси. Второй ряд: Вальтер Арон, Вильям Кленденин, Соломон Бохнер, Джон Толл, Джон Уилер, Кеннет Форд. Третий и четвертый ряд: Дэвид Лэйзер, Лоренс Вилетс, Дэвид Картер, Эдвард Фриман, Джей Бергер, Джон Макинтош, Ральф Пеннингтон, не определен, Роберт Герсс. [Фото Говарда Шредера, предоставлено Лоуренсом Уилетсом и Джоном А. Уилером)

Подавив глубокие опасения по поводу возникающих этических вопросов, Оппенгеймер вместе с членами своего комитета примкнул к рядам Теллера, Уилера и других сторонников супербомбы, и проект ускоренными темпами двинулся вперед к созданию и испытанию бомбы. Она работала так, как и предсказывали расчеты группы Уилера и работавшей параллельно лос-аламосской группы.

Обширные расчеты конструкции бомбы, выполненные группой Уилера, в окончательном виде были описаны в секретном документе «Проект Маттерхорн. Раздел В. Доклад 31» или «РМВ-31». «Мне сообщили, — рассказывал Уилер, — что, по крайней мере, в течение десяти лет «РМВ-31» служил библией для разработчиков термоядерных устройств» (водородных бомб).

* * *

В 1949–1950 гг., когда Америка находилась в состоянии паники, а Оппенгеймер, Теллер и другие дискутировали, должна ли страна формировать свою программу разработки супербомбы, соответствующая программа в Советском Союзе шла полным ходом.