Артур Миллер

ИМПЕРИЯ ЗВЕЗД, или Белые карлики и черные дыры

Благодарности

Решая уравнения общей теории относительности, Чандра выдвинул гипотезу о существовании во Вселенной черных дыр. Сорок лет он ожидал признания своих результатов научным сообществом. Чтобы рассказать эту историю, описать конфликт Чандры и Эддингтона, мне пришлось встретиться с очевидцами событий, о которых я пишу в этой книге.

Прежде всего я очень благодарен вдове Чандры, Лалите, которая великодушно провела со мной много часов, рассказывая о покойном муже. Я также признателен известным коллегам Чандры Джеймсу Кронину, Валерии Феррари, Роберту Джероху, Роджеру Гилдебранду, Норману Лебовицу, Ли Тзун Дао, Юджину Паркеру, Эдвину Солпитеру, Ноэлю Свирдлоу, Солу Теукольских, Кипу Торну, Майклу Тернеру, Питеру Вандервурту, Роберту Валду и Дону Йорку, много лет знавшим Чандру и поделившимся со мной воспоминаниями.

Большое спасибо за гостеприимство кузену Чандры, В. Радхакришнану (Институт Рамана в Бангалоре, Индия), который рассказал мне о некоторых событиях в жизни Чандры и показал его последний проект необычного катамарана. Доктор Поннамбалан, председатель кафедры физики в колледже округа Ченнай, который окончил Чандра, был моим экскурсоводом, когда я приехал в это учебное заведение.

Стэн Вусли в Санта-Крусе терпеливо растолковывал мне новейшие теории о сверхновых звездах. Дон Остерброк любезно снабдил меня сведениями о подробностях жизни Чандры в Йеркской обсерватории и его проницательности как астрофизика. Заодно он прочитал большую часть рукописи и сделал очень важные замечания.

Я наслаждался незабываемыми выходными в Лос-Аламосе в компании Стирлинга Колгейта, который объяснил мне, как связано между собой создание ядерного оружия и исследование сверхновых звезд и черных дыр. Ричард Вайт, работавший с ним в 1960-х годах, любезно добавил ряд существенных деталей. Я благодарен Сергею Блинникову за его интересный рассказ о работе с Яковом Зельдовичем по исследованию сверхновых звезд в Советском Союзе, а также Эдварду Фриману, Ричарду Гарвину, Марвину Голдбергеру и Конраду Лонгмайеру — они рассказали мне о контактах Чандры с учеными Лос-Аламоса.

Моя работа была бы совершенно невозможна без великолепной библиотеки имени Джозефа Регенстайна в Чикагском университете, где хранятся письма и рукописи Чандры. Я признателен также Джею Сэттерфилду и чрезвычайно благодарен Такэси Ока за возможность проведения исследований в Чикагском университете.

Питер Хингли, библиотекарь Королевского астрономического общества (Берлингтон-Хаус, Лондон), потратил массу времени, отвечая на мои многочисленные вопросы.

Для меня были чрезвычайно важны многолетние записи бесед с учеными Центра истории физики в американском Институте физики. Все интересующиеся историей физики должны благодарить центр и его директора Спенсера Вирта.

Я благодарен также архивариусам и библиотекарям, которые помогли мне в моей работе. Это Джудит Гудстейн (Калифорнийский технологический институт), Шон Дж. Харди (Институт Карнеги, Вашингтон), Марк Херн (Институт астрономии, Кембриджский университет), Дэн Льюис (Хантингтонская библиотека, Сан-Марино, Калифорния), Кэти Мерфи (Университет Макгилла), Джонатан Смит (Тринити-колледж, Кембриджский университет), Тони Хогарт Смит (Христов госпиталь, Хоршэм, Англия) и Г. Мэдхэвен (управляющий делами, Индийская академия наук, Бангалор, Индия).

Мэг Уэстон-Смит великодушно поделилась со мной воспоминаниями о своем отце Эдварде Артуре Милне. Мэриэн Дуглас и Патрик Дуглас, родственники биографа Эддингтона Элис («Элли») Виберт Дуглас, любезно предоставили мне дополнительные сведения о жизни Эддингтона. Дэвид Девирст рассказал мне о пребывании Эддингтона в Кембриджской обсерватории.

Выражаю благодарность моему близкому другу Майку Брэйди за прочтение первого варианта книги и ряд ценных замечаний. Я очень рад, что во время работы над ней у меня возобновилась дружба с Гэри Стигменом. По электронной почте я мгновенно получал от него ответы на свои вопросы.

Мои коллеги также великодушно нашли время для ответов на мои вопросы и для прочтения рукописи. Я весьма благодарен Мичу Бергеру, Стирлингу Колгейту, Энди Фабиану, Крису Фрайеру, Рою Гарстэнгу, Джереми Грэю, Хриссе Кувельоту, Кэйту Мэйсону, Леону Местелю, Мартину Рису, Дэйву Скотту, Вирджинии Тримбл, Стиву Вайнбергу, Мартину Вайскопфу и Стэну Вусли.

Выражаю благодарность также Кену Брекэру, Стиву Брушу, Дэвиду Кэссиди, Эмме Годдар, Эндрю Грегори, Саймону Сингху, Стиву Миллеру, Роджеру Стюарду и Эндрю Варвику: наши обсуждения были весьма продуктивными.

Я чрезвычайно признателен своему агенту Питеру Таллэку из Conville & Walsh Literary Agency за его поддержку, энтузиазм и веру в этот проект. Агентство помогало мне справляться с трудностями во время работы. Я приношу особую благодарность Патрику Уолшу. Я отдаю должное своим редакторам: Тиму Витингу, который оказывал мне бесценную поддержку и сделал важные критические замечания, и Аманде Кук, чьи существенные комментарии и предложения сыграли важнейшую роль в моей работе. Эта книга не состоялась бы без их помощи.

Когда я писал её, я понял, как невероятно трудна работа ученых. Они обычно так увлечены своими исследованиями, что это часто приводит к психологическим перегрузкам. Дух соперничества и уединенность кажутся странными и необъяснимыми обычным людям. Так было и с персонажами моей истории. Она создана на основе достоверной, проверенной мною информации.

Собирая материал для книги, я как-то встретил в картинной галерее в Лондоне красивую женщину, на которую не мог не обратить внимания. Лесли вдохновила меня, стала моей музой, женой и лучшим другом. Она сделала более совершенной не только мою рукопись, но и всю мою жизнь.

Артур Миллер,

Лондон 2004 г.

Самым большим впечатлением за все годы моей жизни в науке — а это более сорока пяти лет — было осознание того, что решение уравнений эйнштейновской общей теории относительности, полученное Керром, дает точное представление об огромном числе массивных черных дыр, разбросанных во Вселенной. Невероятное открытие, сделанное с помощью изящных математических операций, оказалось полностью соответствующим реальности, и это убеждает меня, что в красоте заключена высшая целесообразность природы, а человеческий разум способен откликаться на эту красоту, на ее самые глубинные и наиболее скрытые стороны.

Субрахманьян Чандрасекар

У всех объектов, с которыми мы имеем дело, — электронов, ядер атомов, рентгеновского излучения, — одна и та же природа как в космосе, на звездах, так и в лаборатории. Поэтому мы можем провести эксперимент на Земле, а потом обратиться к человеку с телескопом и спросить: «Не похоже ли это на то, что вы наблюдаете в небе?»

Артур Стэнли Эддингтон

Земной мир — тот же космос, только в малом масштабе. Эта идея магически влияет на сознание людей. По существу она основана на суеверном представлении (которое старо как мир), что звезды определяют судьбу человека.

Макс Борн

Пролог

То, — если даже было одобренье, —

Война, болезнь иль смерть любовь губили

И делали ее мгновенней звука,

Проворней тени, мимолетней сна,

Короче молнии во мраке черном,

Когда она осветит твердь и землю

И раньше, чем успеешь молвить: «Гляньте!» —

Пожрется челюстями темноты;

Так быстро исчезает все, что ярко.

Уильям Шекспир. Сон в летнюю ночь. Действие I, явление 1. (Пер. М. Лозинского)

С 1967 года, когда существование черных дыр получило научное подтверждение, они приобрели почти мистическую притягательность. Ученые установили, что сила тяготения, с которой эти таинственные пустоты захватывают не только вещество, но и сам свет, практически непреодолима.

Вообразите себя астронавтом, подлетевшим слишком близко к черной дыре. Чудовищное поле тяготения поймает вас в ловушку, и вы устремитесь туда как в водоворот. Во время падения вы увидите поистине фантастическую картину. Сначала вам покажется, что все звезды и галактики Вселенной движутся с огромной скоростью, сливаясь в ярко сверкающий шар. Огромная гравитация черной дыры фокусирует свет от удаленных объектов во все более и более узкий конус. Вы будете очарованы фейерверком атомов, движущихся по спирали и сталкивающихся между собой. Атомы становятся все горячее и горячее, все ближе и ближе друг к другу, и, наконец, вспыхивают миллионами солнц. Вы почувствуете страшное притяжение сколлапсировавшей звезды ничтожного размера, но с бесконечной плотностью. По мере того как черная дыра засасывает вас глубже и глубже, сила гравитации растет больше и больше. Вы вытягиваетесь, как жевательная резинка, становясь длиннее и длиннее, тоньше и тоньше, пока вас не разорвет на части. Мощное поле тяготения задерживает свет вблизи черной дыры, и он достигает удаленного наблюдателя значительно позже. Он видит вас все еще находящимся около черной дыры, навсегда застывшим в пространстве.

Черная дыра — это колодец в космосе, конечный этап коллапса звезды. В течение многих десятилетий ученые считали, что идея черной дыры всего лишь причуда теоретиков, ошибочное решение уравнений общей теории относительности Альберта Эйнштейна — самой красивой теории, когда-либо созданной человеком. Но сейчас астрономы знают: гигантские черные дыры действительно находятся в центре нашей Галактики, и более того — во Вселенной существует множество этих монстров. Ученые обнаруживают черные дыры путем регистрации рентгеновских лучей, испускаемых частицами при падении внутрь дыры по спиралевидной траектории.

Существование черных дыр в космосе привело к появлению удивительных теорий. Например, эти дыры могут порождать такие же галактики, как наша. Возможно, они открывают кратчайшие пути в отдаленные части Вселенной или даже могут быть коридорами для путешествий во времени. Возникает мысль, а не создать ли черную дыру в земной лаборатории?

Сейчас многие ученые полагают, что изучение черных дыр является ключом к пониманию эволюции Вселенной и экстремальных природных явлений. Черные дыры — источник наиболее ярких объектов в природе, называемых квазарами, которые ярче триллиона солнц. И наконец, изучение черных дыр помогает понять структуру микромира и эволюцию Вселенной. В черных дырах могут нарушаться известные нам законы физики, что способно дать толчок к развитию двух великих теорий XX века — общей теории относительности (мир в макромасштабе) и квантовой механики (в микромасштабе).

Моя книга «Империя звезд» — о том, как были открыты черные дыры, как рождаются, живут и умирают звезды, как обо всем этом узнали ученые и как это знание изменило наши взгляды на окружающий мир. Я расскажу о борьбе одинокого гения за признание его идей, а кроме того, о том, как развивается наука и какие недоразумения порой возникают на ее пути.

С древнейших времен люди считали, что их судьба прежде всего зависит от положения звезд на небе. Удивительно, что вначале наука о звездах была результатом исключительно размышлений и фантазий ученых, смело выдвигающих грандиозные астрономические идеи. Это было невероятно самонадеянно. Работы первых астрофизиков — интеллектуальная авантюра, уводящая нас в другие разделы науки и техники, в том числе в теорию термоядерного оружия. Эти работы проливают свет на грандиозный конфликт между концепциями классической и новой физической науки, возникший в 1930-е годы. Этот конфликт привел к тридцатилетней задержке признания черных дыр, хотя к тому времени уже почти все забыли о человеке, представившем четкое доказательство их существования.

Гениальная идея посетила Субрахманьяна Чандрасекара жарким летом 1930 года. В ту пору он был никому не известным 19-летним юношей. Через десять минут, сидя в шезлонге и глядя на Аравийское море, Чандра (как все его называли) вывел уравнения, описывающие драматическую судьбу небольших плотных звезд — белых карликов. В то время ученые полагали, что белые карлики — конечная стадия умирания звезд. Известные ученым карлики имели массу близкую к солнечной, но по размеру не превышали Землю. Чандра доказал существование предельной массы у белых карликов. Любая звезда, масса которой больше этого предела, сгорая, не может окончить свое существование просто как твердое тело. Она продолжает бесконечный процесс сжатия под действием собственной гравитации в точку с бесконечной плотностью и нулевым объемом — во много триллионов раз меньше знака точки в конце этого предложения и во много триллионов раз плотнее Земли.

Только один человек понял значение открытия Чандры — это был сэр Артур Стэнли Эддингтон. Однако на собрании Королевского астрономического общества 11 января 1935 года он выступил с оскорбительной критикой. Тот день тяжело отразился на их отношениях и существенно затормозил прогресс астрофизики.

Подростком я прочитал книгу Эддингтона и был ею настолько увлечен, что у меня появилась мечта — стать ученым. Все, о чем я прочитал, — от теории строения атома до описания жизни и смерти звезд — было потрясающим, ярким и захватывающим. Письма Чандры заинтересовали меня с несколько другой стороны. Я понял, как талантливый ученый может использовать математический аппарат для объяснения строения звезд.

Чем больше я узнавал о Чандре, тем мне становилось интереснее. В истории его жизни, на первый взгляд такой блестящей, несомненно, присутствовала трагическая нотка. Чандра родился в Индии и в детстве был настоящим вундеркиндом, а многие считали его даже гением. Молодые годы он посвятил решению сложнейших математических и физических задач. Он отправился в Англию, получив стипендию в Тринити-колледже Кембриджского университета, где трудились величайшие умы того времени. Именно тогда, по дороге в Кембридж, он и сделал свое открытие об эволюции белых карликов. Но — о ужас! — Эддингтон не захотел обсуждать его теорию, и более того — подверг ее публичному осмеянию. Воспоминание об этом событии преследовало Чандру в течение многих лет. Он так и не сумел снова поверить в себя и в свои силы, тут не помогли ни последующие успехи, ни широчайшее признание его научных заслуг. Я спрашивал себя — сколько бы еще открытий Чандра сделал, если бы конфликт с Эддингтоном не омрачил его юность? Чандра всегда казался замкнутым, закрытым человеком. Но какая светлая душа скрывалась за этим суровым фасадом! А что же Эддингтон? Почему великий астрофизик решил унизить молодого индийца, да еще так жестоко? Эддингтон славился острым языком. Он бывал резок и порой даже циничен в общении с другими учеными. Но в случае с Чандрой критические замечания Эддингтона имели совсем иные причины…

Я познакомился с Чандрой, когда ему было 83 года. Это произошло на конференции в Чикагской академии наук, где он должен был прочитать программную лекцию. Появление знаменитого индийца сопровождалось гулом возбужденных голосов. Нобелевский лауреат, один из наиболее значительных ученых эпохи приехал, чтобы сделать доклад о специфике научного творчества. Несмотря на хрупкую фигуру и небольшой рост — не более 165 сантиметров, — Чандра выглядел поистине величественно. Элегантно одетый, он держался с огромным достоинством, хотя и немного сутулился. Его редкие седые волосы были тщательно зачесаны назад. По-прежнему красивое темное лицо с выпуклым лбом, проницательными глазами и крепко сжатым ртом выражало железную решимость. Во время лекции он иногда поднимал глаза от своих записей, чтобы с явным восхищением рассказать о великих ученых прошлого, с которыми встречался на протяжении своей долгой жизни. Публика была очарована. Впоследствии я смог обменяться с ним несколькими словами и пожать ему руку. Я был глубоко взволнован, ведь этот человек изменил наше представление о звездах! Он был источником вдохновения в течение всей моей жизни. Чандра говорил про свою книгу о его кумире Исааке Ньютоне и о недавних захватывающих открытиях, сделанных при исследовании черных дыр. И тут я легкомысленно вспомнил эпизод с Эддингтоном. Его лицо сразу же помрачнело, однако он попрощался со мной весьма любезно, и мы договорились как-нибудь еще раз побеседовать.

По словам коллег, Чандра быстро забыл о ссоре с Эддингтоном, и они оставались друзьями. Но даже при беглом взгляде на научные статьи Эддингтона и переписку между ним и Чандрой возникает иное мнение. Чандра часто проявляет раздражение и возмущение, когда Эддингтон упорно цепляется за свои представления о Вселенной, осмеивая открытие Чандры как «звездную буффонаду». В течение всей своей жизни Чандра никогда не упускал случая рассказать о событиях того ужасного дня в Королевском астрономическом обществе, повторяя, что он был прав, а Эддингтон — нет. Но Эддингтон этого не признавал, а Чандра всегда явно сдерживался, говоря об Эддингтоне. После памятной встречи в 1993 году трагическая и сложная судьба Чандры оставалась для меня загадкой.

Пару лет назад я решил разгадать ее. К сожалению, Чандра к этому времени уже умер, однако мне посчастливилось встретиться с его вдовой Лалитой, которая была верной и преданной женой Чандры в течение пятидесяти лет. Также я взял интервью у целого ряда коллег Чандры и беседовал с его бывшими учениками. В Бангалоре я встретил кузена Чандры, выдающегося астрофизика Венкатрамана Радхакришнана, а также Чандрасекара Рамана, первого индийского нобелевского лауреата. Из их воспоминаний, писем и документов, которые Чандра, а позднее и Лалита отдали на хранение в библиотеку имени Регенстайна Чикагского университета, постепенно возник образ реального Чандры.

Чтобы по-настоящему понять Чандру, надо испытать тропическую жару и пыль южноиндийского Мадраса (теперь Ченнай), где он родился и жил до девятнадцати лет и где закончил колледж. Когда я собирал материал об этом периоде жизни Чандры, я медленно прогуливался по раскаленным пескам Марина, длинного пляжа на берегу моря. В этих же местах Чандра много лет назад вечерами катался на велосипеде, глядя на яркие звезды. В письме к брату Балакришнану он вспоминает, как иногда приходил на берег, бросался на песок и молил Бога, чтобы Он помог ему стать новым Эйнштейном. Мечтая получить докторскую степень в кембриджском Тринити-колледже, Чандра уехал в страну совершенно иной культуры, в мир неистовой и яростной конкуренции, резко отличающийся от уютной и довольно сонной атмосферы Мадраса. Именно во время этого путешествия Чандра сделал свое великое открытие.

Эта книга начинается с описания конфронтации Чандры с Эддингтоном 11 января 1935 года. Затем описаны юные годы Чандры в Индии — единственной стране, где он чувствовал себя как дома, а также то революционное открытие, которое он сделал по пути в Англию, где окунулся в захватывающую атмосферу европейской науки 1930-х годов. Здесь за обедом в Тринити-колледже академики обсуждали не сплетни или чужие карьеры, а вели горячие научные дискуссии. Это было время, когда Эддингтон и его коллеги Джеймс Джинс и Эдвард Артур Милн заложили основы астрофизики. Удивительно, что теоретические модели поведения звезд были созданы с помощью чрезвычайно сложных математических расчетов, а не в результате астрономических наблюдений.

В Институте Нильса Бора в Копенгагене о науке спорили еще яростнее, здесь рождались принцип неопределенности Гейзенберга, квантовая механика и ядерная физика. И это собрание ученых больше всего боялось услышать от Нильса Бора: «Очень интересно». На самом деле эта фраза означала: «Совершенно неинтересно».

С тех пор многие загадки были разгаданы, многие проблемы решены, а работы Чандры лежали невостребованными три десятилетия, и, только когда начались работы по созданию водородной бомбы, снова вспыхнул интерес к черным дырам. Работы Чандры, жившего тогда в США, были оценены по заслугам. К концу жизни он наконец-то получил Нобелевскую премию за свои открытия, но заплатил за это высокую цену: полвека о нем почти никто не знал.

Эта книга — биография идеи, а не человека. Однако наука создается людьми с их надеждами, мечтами, высокими порывами. Только вот человеческие качества этих гениальных людей порой не соответствуют уровню их интеллекта…

ЧАСТЬ I

Глава 1

Роковое столкновение

Это произошло на заседании Королевского астрономического общества в Берлингтон-Хаусе в пятницу 11 января. Всего лишь 45 минут коренным образом изменили судьбы двух людей и задержали развитие астрофизики на тридцать лет. Сотня известных ученых, выходя из зала, возбужденно обсуждали происшедшее, но вряд ли кто-то тогда понимал до конца, что же именно произошло. Итак, в 18.15 застенчивый 24-летний астрофизик из Кембриджа Субрахманьян Чандрасекар поднялся с места и доложил о своем открытии, которое никто не замечал в течение почти пяти лет.

Все, о чем говорил Чандра, шло вразрез с традиционными представлениями астрофизики. Он прекрасно понимал, что это может вызвать неодобрение, резкую критику и даже категорические возражения. Как ученый он отчаянно рисковал, но не волновался. Несмотря на молодость, Чандра был уже зрелым исследователем. Первые свои лекции Чандра прочитал в 18 лет в Президентском колледже в Мадрасе, где он регулярно выступал на коллоквиумах в присутствии известных ученых. И в Индии его считали гением, а в Берлингтон-Хаусе он получил для доклада тридцать минут (большинству обычно давали четверть часа).

Трудно было найти двух более непохожих друг на друга людей, чем Эддингтон и Чандра. Чандра — невысокий, безукоризненно одетый молодой индиец — был ангельски красив и так смугл, что выглядел темнокожим. Отбрасывая со лба свои блестящие волосы, Чандра держался с аристократизмом брамина. Поведение Чандры, излучавшего юношескую чистоту и скромность, контрастировало с высокомерием Эддингтона.

Эддингтон — тогда ему было пятьдесят два года — был профессором астрономии и экспериментальной философии; он получил практически все научные награды. Высокий, прямой как палка, с тонкогубым и бледным лицом и с совершенно симметрично расположенным пенсне, Эддингтон в своем помятом костюме-тройке, с карманными часами в нагрудном кармане и с нарочито изысканной небрежностью, имел вид типичного оксфордско-кембриджского профессора. Он держался как классический британец в период расцвета империи. Кроме того, Эддингтон был известен своим беспощадным и острым языком. Многие приходили просто посмотреть на его выступления, и он никогда никого не разочаровывал.

Великое открытие Чандры относилось ни больше ни меньше как к описанию конца Вселенной. Что произойдет со звездами, когда они полностью выжгут свое топливо? Астрофизики полагали, что они будут сжиматься и сжиматься, пока не станут маленькими и плотными белыми карликами с массой, равной массе Солнца, а по размеру — не больше Земли. Но что произойдет потом? Несколько раньше, в 1931 и 1932 годах, Чандра уже опубликовал две статьи о белых карликах. В них рассматривалась задача, поставленная в важнейшем труде Эддингтона «Внутреннее строение звезд», вышедшем в 1926 году. Однако на работы молодого индийца никто не обратил внимания.

В 1931 году, когда была опубликована его первая статья о белых карликах, Чандре было только 10 лет. Он написал ее в начале обучения в аспирантуре в Кембридже, даже не успев как следует отредактировать. В следующей статье он изложил свои аргументы более внятно. Но научная общественность все равно их не заметила. Никто не поддержал Чандру — ни Эддингтон, ни его научный руководитель Ральф Фаулер, ни его новый друг Эдвард Милн, профессор математики в Оксфорде. Возможно, они пытались уберечь неопытного юношу от публикации статьи со столь странными выводами. Или это была профессиональная ревность, и они пытались отстоять свои представления о космосе. А может, была еще более неприглядная причина, связанная с цветом кожи Чандры и его национальной принадлежностью. Сейчас себе такое нельзя даже и представить, но во времена британского владычества в Индии англичане были твердо убеждены в своем превосходстве. Разве могли они допустить, чтобы молодой человек из колонии их чему-либо учил?

Чандре казалось, что в ту морозную январскую пятницу поезд из Кембриджа в Лондон шел бесконечно долго. Не то чтобы он волновался перед выступлением в таком представительном собрании, как Королевское астрономическое общество. Он выступал там уже шесть или семь раз, и все его доклады были благосклонно приняты и своевременно опубликованы в ежемесячных изданиях этого общества.

Но в тех статьях Чандра придавал законченную форму результатам исследований других ученых, лишь дополняя их некоторыми деталями. Такую работу выполняют новички, доказывая свою научную состоятельность. Зато последняя статья была посвящена его собственному революционному открытию! Чандру переполняли надежды.

Однако что-то было не так. В предыдущий день секретарь Королевского астрономического общества доверительно сообщил Чандре, что после него будет выступать Эддингтон. По названию доклада Чандре стало ясно, что Эддингтон коснется его открытия, и он забеспокоился, не раскритикует ли Эддингтон его теорию. Встретившись с ним за день до своего выступления, Эддингтон отказался раскрыть содержание своего доклада, но договорился о предоставлении Чандре дополнительного времени для выступления, понимая важность его сообщения. Потом Чандра с досадой вспоминал, что Эддингтон часто встречался с ним и обсуждал его результаты, но никогда не рассказывал о статье, над которой работал тогда сам. Впрочем, критика на таком представительном собрании как раз и означала бы важность его открытия. Чандра совершенно не представлял себе, что произойдет на самом деле.

Кутаясь в темное пальто и подняв воротник для защиты от холодных январских ветров, Чандра взял такси от станции Ливерпуль-стрит до Южного Кенсингтона. Всегда перед заседанием Королевского общества он обедал со своим приятелем Уильямом Мак-Кри, веселым черноволосым молодым человеком с подстриженными усами. Мак-Кри был на шесть лет старше Чандры; он читал лекции по математике в Имперском колледже и тоже был учеником Фаулера. Защитив в 1929 году докторскую диссертацию, посвященную строению внешних слоев Солнца, он был несколько более осведомлен об академических нравах и пытался успокоить Чандру. Мак-Кри уверил его, что заседание Королевского общества — это великолепная возможность продемонстрировать свой потрясающий результат, и последующая дискуссия будет для Чандры очень полезна.

После обеда они прямиком направились в Берлингтон-Хаус и оказались там в четыре часа как раз к чаю. Чандре не терпелось услышать об исследованиях других ученых и узнать последние новости. И тут появился Эддингтон. Высокомерно кивая направо и налево, он двигался через прихожую подобно Моисею, перед которым расступилось Красное море. Мак-Кри знал Эддингтона по совместной работе в Кембридже. Чандра спросил его о своем выступлении. Не останавливаясь и даже не поприветствовав Чандру, Эддингтон изрек с насмешкой: «Вас ждет сюрприз». Резкость Эддингтона неприятно удивила Чандру. Такое поведение Эддингтона напоминало произошедшее в 1931 году, когда Чандра впервые увидел этого великого человека. Эддингтон, в ответ на замечания своего главного соперника Джеймса Джинса о связи массы звезды и ее яркости, вскочил и рявкнул: «Бессовестный лгун!»

Конференц-зал с белыми стенами и с высоким потолком казался пугающе огромным.[1] В 16.25 публика стала потихоньку просачиваться в зал, который постепенно заполнился массой накрахмаленных белых рубашек, галстуков и темных пиджаков. Ряды мест с одним узким проходом тянулись вверх, как в театре. На подиуме стоял длинный стол с креслами, где сидел президент и другие ведущие ученые, рассматривающие аудиторию. Стены были увешаны портретами бывших президентов общества и великих астрономов, над президентским креслом висел портрет Ньютона, а на стене справа — портрет знаменитого английского астронома, сэра Уильяма Гершеля, открывшего Уран. Не было ни одного окна, и постепенно становилось невыносимо душно. Первый ряд был зарезервирован для таких выдающихся членов академии, как Эддингтон, Фаулер и Джинс. Во втором ряду сидел Милн, автор теории звездных атмосфер, по которой Чандра написал несколько собственных работ. Молодые ученые, Чандра и Мак-Кри, сидели далеко сзади. Во время лекции о составе воздуха на Венере кто-то пробормотал: «Венера — это не важно, но вот есть ли воздух здесь?»

Зал был переполнен. Тут находились почти все известные британские астрономы и астрофизики. Эти ежемесячные встречи были интересны не только ученым. Яростные дебаты были популярным зрелищем, и только на первый взгляд это казалось игрой, в которой каждый использовал свое остроумие, чтобы заманить противника в ловушку или доказать свое превосходство. На публике такие признанные ораторы, как Эддингтон, не давали спуска никому, но все это делалось в самых изысканных выражениях. Тем не менее едкое остроумие Эддингтона часто воспринималось болезненно.

Враждебность спорщиков перехлестывала все границы приличий. Рецензент замечательной книги Г. X. Харди «Апология математики» писал: «Похоже, участники дискуссии прикладывают максимальные усилия, чтобы уязвить друг друга днем, зато вечером вместе пообедать».

В 16.30 президент Фредерик Джон Мэриан Стрэттон открыл собрание. Стрэттон, глава астрофизиков в Кембридже и директор лаборатории физики Солнца, производил эффектное впечатление. У него был образцовый, практически военный порядок в отчетах, недаром его прозвали Полковник Стрэттон. Но друзья называли этого невысокого, полного человека в мятом, наглухо застегнутом костюме, с большим удовольствием веселящегося в компании военных, Толстяком. Многие из его бывших студентов занимали престижное положение в астрономическом сообществе.

Чандра хорошо помнил свою первую встречу со Стрэттоном. Это было в саду на вечеринке у Эддингтона в мае 1933 года. Эддингтон специально пригласил Чандру для беседы со своим близким другом, известным американским астрофизиком Генри Норрисом Расселом, приехавшим в Кембридж из Принстонского университета. К радости Чандры, Рассел одобрил его последние расчеты газовых сфер. Эта работа заинтересовала их общего друга Милна. Чандра с гордостью написал отцу, что «хорошо провел время, обсуждая с великими учеными серьезные проблемы». Тогда Чандра чувствовал поддержку Эддингтона, но и почему бы великому человеку ему не покровительствовать? Эддингтон и Рассел были ведущими фигурами в британской и американской астрономии, они могли помочь сделать карьеру или ее разрушить. После этой встречи Чандра стал чувствовать себя более уверенно.

Одним из первых пунктов повестки собрания Астрономического общества было награждение Милна золотой медалью за его достижения, и Чандру это очень обрадовало. Эддингтон часто сильно оскорблял Милна, и это отразилось на его карьере и личной жизни. Милн говорил Чандре, что всегда считал свои познания в математике недостаточными, поскольку его обучение в университете прервала мировая война. Эддингтон знал о неуверенности Милна. При обсуждении результатов он часто находил ошибки даже в, казалось бы, правильных математических расчетах Милна. Как-то раз Милн сказал Чандре, что Эддингтон «выпил всю его кровь».

Выступлению Чандры предшествовали шесть пятнадцатиминутных докладов с комментариями к ним. Наконец в 18.15 Стрэттон пригласил на кафедру Чандру. К этому времени воздух в зале стал сырым и тяжелым, почти тропическим, как в тот июльский день, когда почти пять лет тому назад Чандра отправился из Бомбея в долгое океанское путешествие на Британские острова.

Астрофизики девятнадцатого столетия считали, что звезды приобретают стабильные размеры, когда давление силы тяжести, направленное внутрь, уравновешивается давлением газовых частиц звезды, направленным наружу, и давлением света, который звезды излучают. Но по мере того как звезда стареет и выжигает свое топливо, она гаснет, влияние силы тяжести начинает перевешивать, сжимая звезду до плотного шара. Может ли звезда коллапсировать полностью? Конечно, трудно представить, что такой огромный объект, как звезда, превращается в ничто.

В 1926 году коллега Эддингтона профессор Ральф Фаулер предложил использовать для решения проблемы квантовую механику. Фаулер был первым физиком-теоретиком в Англии, который понял значение квантовой механики, и единственным, кто связал астрофизику с современной физикой. В то время физики считали астрофизику застойной наукой. Физики придумывали потрясающие теории, описывающие непредсказуемый квантовый мир, а астрофизики оставались стойкими приверженцами классической теории. Физики более всего хотели выяснить причину свечения звезд — то есть понять, почему они горят, что является для них топливом? Предполагалось, что энергия звезд порождается ядрами атомов, но до открытия нейтрона в 1932 году никто не знал, каким именно образом. Астрофизики обходили эту проблему стороной. Применяя один из замечательных законов новой квантовой теории, Фаулер показал, что ядро звезды может предотвращать гравитационное сжатие, и она после определенного момента перестает сжиматься и мирно умирает, оставаясь видимой.

Но Чандра понял, что решение Фаулера было неполным, поскольку он не учел специальную теорию относительности Эйнштейна, полагающую скорость света постоянной. Применив релятивистскую теорию к результатам Фаулера, Чандра получил совершенно необычайный результат: верхний предел для масс белых карликов. Ему потребовались лишь десять минут, чтобы рассчитать это, но весь остаток пути в Англию он ломал голову над следствиями сделанного вывода. Чандра обнаружил нечто новое, но не понимал, что означает этот предел и чем закончится процесс сжатия звезды. Был только один неизбежный, хотя и почти невообразимый вывод из его расчетов: белые карлики с массой больше этого предела просто не могут существовать. Их собственная гравитация сожмет их до полного исчезновения.

Помимо расчета предельной массы, открытие Чандры подтверждало сценарий Эддингтона, приведенный в одной из его книг, который тот отверг как абсурдный, — получалось, что белые карлики не могут закончить свое существование как твердые тела конечного объема, но должны коллапсировать полностью. Чандра решил проблему Эддингтона. Стоя на подиуме под высоченным куполообразным потолком, маленький темнокожий индиец вглядывался в море накрахмаленных рубашек, темных жакетов и европейских лиц. Наконец-то он увидел компетентную аудиторию. Это был замечательный момент — Чандра понял, что он сделал в свои 19 лет солнечным летним днем на пути между двумя различными мирами, двумя цивилизациями, двумя различными культурами.

Он, наверное, тогда переживал эмоции, схожие с теми, что переполняли молодого клерка патентного бюро Альберта Эйнштейна, который в 1905 году в сонном Берне разработал специальную теорию относительности. Ведь он, Чандра, проник в тайны судеб звезд и всего человечества. И подобно Эйнштейну, он был убежден, что современные великие ученые его времени слишком консервативны, и только он видит истину.

Молодой человек слегка ослабил воротник и стер капли пота со лба. В комнате без окон было жарко, ведь она была плотно закрыта от январских ветров, свистевших снаружи. Глядя на часы, Чандра открыл последнюю страницу своего доклада и уверенным тоном прочитал заключение: «Эволюция звезд с малыми массами должна существенно отличаться от эволюции звезд с большими массами. <…> Звезды с малой массой становятся белыми карликами и постепенно полностью гаснут. Звезды с большой массой, сжимаясь, минуют фазу белого карлика, и можно только гадать о том, что с ними происходит дальше». Он закончил, собрал бумаги и вернулся на свое место в конце зала. Ему казалось, что он шел целую вечность.

Скорее всего, он думал, что это выступление станет началом его блестящей карьеры — ведь он выложился весь и сделал все, что мог.

Началось обсуждение доклада Чандры. Милн сравнил свои исследования белых карликов с результатами Чандры и заявил, что работа Чандры является лишь малой частью его собственных работ. Чандра рассеянно слушал и ждал, что скажет Эддингтон, который держал паузу и создавал драматическое напряжение. Но наконец тот поднялся из первого ряда, шагнул на подиум, повернулся, поднял голову и начал: «Не знаю, выйду ли отсюда живым!» Он заявил, что основы теории Чандры абсолютно неверны. Нет такой величины, утверждал Эддингтон, как верхний предел масс белых карликов. Все от удивления открыли рот. Чандра был шокирован. Правильно ли он понял Эддингтона? Ведь из его слов следовало, что работа Чандры не представляет никакого интереса.

В основном Эддингтон ссылался на труды Фаулера, в которых нет никаких ограничений на массы белых карликов — они всегда мирно умирают вместо того, чтобы исчезнуть. Это Эддингтону было больше по вкусу. Он похвалил Фаулера за то, что тот вытащил астрофизику из хаоса, а Чандру высмеял за попытку создать астрофизикам множество проблем. Ничего похожего на игру с соблюдением правил — то был прямой удар в лицо, и Чандра это сразу почувствовал.

Однако молодой индус, по существу, решил очень важную проблему, поставленную Эддингтоном, который ничего не потерял бы, сказав: «Да, я только пошутил в 1926 году, предполагая, что звезды могут полностью разрушиться. А теперь этот блестящий молодой человек показал, что такой сценарий действительно возможен. Мы с ним собираемся исследовать этот неожиданный результат». Конечно, такие великие ученые, как Харди и Эйнштейн, так бы и сделали. Репутация Эддингтона была не ниже. Разве Эддингтон не помог Чандре в прошлом году? Чтобы ускорить трудоемкие числовые вычисления, Эддингтон использовал все свое влияние, и Чандра получил первоклассный механический калькулятор. Так что же произошло? Почему Эддингтон не сказал Чандре раньше, что он не согласен с его результатами? На этом собрании разброс мнений был настолько сильным, что сарказм и цинизм участников вышли за уровень обычных дискуссий в Королевском обществе.

Чандра вспоминал все свои разговоры с Эддингтоном. «Я ведь говорил с ним о жизни звезд, о том, что у массивных звезд эволюция совсем иная, и все это мы обсуждали». Казалось, что Эддингтона эти обсуждения очень интересовали, но теперь Чандра осознал двуличность великого ученого.

Намерения Эддингтона стали понятны, когда он заявил: «Я думаю, что должен существовать закон природы, который не позволит звезде вести себя таким абсурдным образом». Другими словами: «К черту физику». Огорченный, Чандра понял, что у этого человека, несмотря на его невероятную интуицию, всегда было превратное мнение о физике. В то время как физики с энтузиазмом неслись по волнам квантовой теории с ее странностями, противоречиями, неопределенностями, астрофизика погрязла в трясине устоявшихся концепций. Астрофизики отказывались принимать математические выводы физических теорий, ведущие в невероятные области квантовой механики, и игнорировали предсказания судеб звезд, опрокидывающие утвердившиеся взгляды на Вселенную. В науке существовало неписаное правило — если теория предсказывает, что наблюдаемая величина оказывается бесконечно большой, это явно означает несостоятельность теории. Как любил говорить Альберт Эйнштейн: «В природе существуют только две бесконечные вещи: Вселенная и человеческая глупость, правда, насчет первого я не уверен». Такие астрофизики, как Эддингтон, просто не могли поверить, что огромная звезда способна когда-нибудь стать бесконечно малой.

Чандра был глубоко разочарован. Он видел, что аудитория полностью поддерживает Эддингтона, даже его друг Мак-Кри. Как же такое могло быть? Ведь всего несколькими часами ранее Мак-Кри был с ним согласен, а сейчас он пробормотал: «Похоже, Эддингтон прав». Что же произошло? Почему никто не возразил Эддингтону? Чандра попытался отмести обвинения, но, к его изумлению, круглолицый президент Стрэттон не дал ему слова. Вместо этого он опустил занавес первого акта противостояния Чандры и Эддингтона: «Аргументы доклада должны быть тщательно проверены, прежде чем мы вернемся к его обсуждению». «Авторитет Эддингтона был так велик, что люди безоговорочно ему поверили, — с грустью вспоминал Чандра. — Он высмеял мою теорию и выставил меня дураком. Проходя мимо меня, все присутствующие говорили: „Очень плохо. Очень плохо“».

Это судьбоносная дискуссия продолжалась лишь несколько минут. Каждое выступление обязательно публиковалось, и автор этой книги пытался понять, почему Эддингтон так жестко атаковал Чандру, да еще и без всякого предупреждения. Аргументация Эддингтона была совершенно неубедительна, но никто в аудитории не задал ни единого вопроса. По словам Мак-Кри, если бы не Эддингтон, а кто-то другой высказал подобные аргументы, и он и его коллеги, несомненно, выступили бы с возражениями. Но, несмотря на сомнительность утверждений Эддингтона, академическое сообщество решило поддержать своего признанного собрата. Такова была сила личности Эддингтона, имевшего высочайшую научную репутацию. Позднее Чандра говорил с горечью, что лишь один раз Эддингтон повел себя недостойно, а именно на его выступлении 11 января. Эддингтон так и не признался в этом, а Чандра никогда не забывал тот хохот, который сопровождал хорошо отрежессированный спектакль Эддингтона.

Чандра был поражен. Он знал, что Эддингтон понял его открытие даже лучше, чем кто-либо другой. Эддингтон обладал потрясающей способностью проникновения в суть проблем и поразительной интуицией, но категорически отказывался от рассмотрения явлений с точки зрения современной физики. Вскоре после 11 января, в Тринити-колледже, Эддингтон сказал Чандре: «Вы смотрите на вещи с высоты звезд. Я же смотрю на них с поверхности Земли». Чандра удивленно спросил: «Разве это не одно и то же?» Эддингтон твердо ответил: «Нет». Чандра вспоминал: «Такова была его позиция: он был уверен, что природа должна соответствовать его теориям». Таких же взглядов придерживалось и большинство других астрофизиков.

В ту пятницу вечером, возвращаясь в Кембридж, Чандра в ответ на реплику Милна «Нутром чувствую — Эддингтон прав» пробурчал: «Мне жаль, что вы не чувствуете это другим местом». Милн ликовал, потому что его собственная теория строения звезд противоречила тому, что звезды исчезают в небытии. По его мнению, что-то должно было предотвратить их полный коллапс. После бесед с Чандрой в 1934 году Милн стал соглашаться с выводами индийца. «Но когда Эддингтон сказал, что формула [для верхнего предела масс белых карликов] неправильна, Милн был рад». Вскоре он написал, что будет игнорировать теорию Чандры — не важно, верна она или нет.

Возвратившись в Тринити далеко за полночь, Чандра не пошел к себе, а направился в профессорскую и, встав перед большим камином, долго смотрел на огонь, вспоминая события прошедшего дня. До 18.45 он был счастлив и уверен в себе — ведь он совершил важное научное открытие! В красном свечении углей он видел лицо Эддингтона и мысленно обращался к событию, уничтожившему все его надежды. Это было «совершенно неожиданно и почти разрушило мою веру в себя как ученого». Неужели все было напрасно — и жертвы, которые принесла семья, посылая его из Индии в Кембридж, и трогательное прощание на пристани в Бомбее…

Через год после приезда в Англию он узнал, что его любимая мать умерла. Но уже через два дня после ее смерти ему пришлось встретиться с Эддингтоном. Несмотря на глубокую скорбь, он не мог отложить эту встречу. Рабочий кабинет Эддингтона находился в его доме рядом с обсерваторией. Великий человек сидел за письменным столом спиной к окну, выходящему в прекрасный сад. Комната была полна табачного дыма, который смешивался со сладким запахом яблок. Эддингтон всегда любил яблоки, причем съедал их полностью, с сердцевиной. Несмотря на подавленное состояние, Чандра произвел хорошее впечатление на Эддингтона. Теперь он стоял перед огнем, повторяя про себя известные строки Томаса Элиота: «Так вот и кончится мир. Так вот и кончится мир: не с треском, но уныло». Он получил сильный удар, но повержен не был — ведь всегда Чандра и Милн с сарказмом говорили об Эддингтоне, как о воплощении дьявола.

Чандра никогда не забудет того унижения, которое испытал в тот день. Он всегда был убежден в своей правоте, а потому не понимал, почему Эддингтон разбил его доводы и унизил так жестоко. Но ведь действительно, как можно было допустить, чтобы 19-летнему индийскому юноше удалось совершить открытие, которое ускользнуло от величайших умов европейской астрофизики! Чтобы понять, как все это случилось, нам придется вернуться в то время, когда британское правление в Индии стало проявлять признаки слабости и молодые индийцы осмелились заявить о своих правах.

Глава 2

Меж двух миров

Для честолюбивого и способного Чандры наука была прекрасным способом прорваться через барьеры, установленные Британской империей. Он был ярым патриотом, но понимал, «что индийцы обязаны достичь совершенства в какой-нибудь из областей, которую уважают во всем мире». До конца жизни Чандра помнил день 27 апреля 1920 года, хотя ему тогда было всего 9 лет, когда он узнал от матери, что «вчера в возрасте 32 лет умер известнейший индийский математик Рамануджан».

История Сринивасы Рамануджана подобна волшебной сказке. Скромный клерк Главной бухгалтерской конторы в Мадрасе в январе 1913 года послал письмо Г. X. Харди в Тринити-колледж (Кембридж), изложив некоторые свои математические идеи, и предложил вместе над ними подумать. Это заинтересовало Харди, и шесть месяцев спустя Рамануджан был приглашен в Тринити-колледж. Здесь он мог, не беспокоясь о заработке, заниматься наукой. В марте 1918 года он стал первым индийцем, принятым в Королевское общество, что являлось высшей честью в британском научном сообществе. Той же осенью он был избран членом Тринити-колледжа и получил возможность в течение следующих трех лет заниматься исключительно математикой. Уже тогда Рамануджан считался одним из самых известнейших математиков столетия, во многом благодаря Харди. Волшебная сказка о том, как его соотечественник попал «из грязи в князи», воодушевила Чандру и вселила в него надежду, что и он сможет «разбить оковы интеллектуального рабства и достичь тех же высот, что и Рамануджан».

Чандра родился 19 октября 1910 года в Лахоре, который был тогда столицей провинции Пенджаб британской Индии, а теперь находится на территории Пакистана. Отец Чандры работал помощником аудитора северо-западных железных дорог, и его первый сын получил имя деда Чандрасекар, что на санскрите означает «луна». С восьми лет Чандра жил в Мадрасе. Он рос в семье свободолюбивых тамильских браминов, что означало принадлежность к высшему сословию, и его всегда окружали слуги. Чандра, три его брата и шесть сестер обязаны были лишь только хорошо учиться. Сестра Чандры Видия говорила: «Наш дом действительно был похож на образовательное учреждение. Все постоянно читали книги или обсуждали наиболее интересные научные проблемы». Важность образования и интерес к наукам типичен для браминов, для них знание значит намного больше, чем богатство.

Начиная с 1850-х годов Индия была бриллиантом в короне Британской империи, поэтому внедрение британской системы образования считалось краеугольным камнем колониальной политики. Вдова Чандры Лалита подчеркивала, что окончательной целью этой политики было «не просто образование для мелких клерков». Появились высокообразованные молодые индийские джентльмены, большей частью из браминов. По словам Лалиты, образование открыло для индийцев «окно на Запад». Именно воздействие западной культуры привело к подъему во всех сферах интеллектуальной деятельности, особенно в науке, возникло политическое движение за независимость Индии.

Лалита хранит все, что связано с Чандрой. В свои 90 лет она похожа на птичку — крошечная женщина с овальным лицом, волнистыми седыми волосами и с круглыми очками, твердо сидящими на тонком носу. В юности же она была удивительной красавицей, носила длинную косу. Да и сейчас ее энтузиазм, улыбка и энергичная речь совсем не соответствуют возрасту. Лалита всегда считала, что история Чандры неразрывно связана с историей Индии. «Причиной появления таких ученых, как Рамануджан, Бозе и Чандра, было возрождение в Индии, которое началось в 1910 году, — утверждает она решительно. — Вы должны начать свой рассказ именно отсюда. Страна была готова к переменам. То было решающее время. Мохандас Ганди собирался возвратиться из Южной Африки».

В 1910 году, когда родился Чандра, Ганди был за границей — к тому времени он жил в эмиграции уже в течение двух десятилетий. В юности ему посоветовали поехать в Англию, получить юридическое образование и стать адвокатом. Но в Европе индиец неизбежно оказывался изгнанником. Позднее Ганди писал: «Я непрерывно думал о своем доме, о родине. Любовь моей матери всегда была со мной. Ночью слезы текли по моим щекам, и воспоминания о семье не давали заснуть. Все было чужим, странным и непонятным». Ганди выучил несколько европейских языков, занимался танцами и играл на скрипке. Он много читал, изучал христианство, индуизм, теософию, стал убежденным пацифистом.

Вернувшись в Индию в 1891 году, Ганди понял, что у него практически нет шансов найти работу на родине. Тогда он уехал в Южную Африку и прожил двадцать лет в Дурбане и Йоханнесбурге, работая адвокатом. Все это время он боролся с дискриминацией индийцев. Именно тогда он понял: цель его жизни — борьба за радикальные изменения в Индии методом ненасильственного сопротивления власти. Считается, что борьба Индии за независимость началась 28 декабря 1885 года, когда состоялось первое заседание Индийского национального конгресса, но лишь после Первой мировой войны это движение стало серьезной силой. Полмиллиона индийцев отправились воевать в Европу, и увиденное там их поразило. Участие Индии в этой войне вселило в индийцев чувство гордости и уверенность в себе.

Приехав из Южной Африки в 1915 году, Ганди бросил работу адвоката. Он стал вести аскетический образ жизни, отказался от собственности, оделся в простую домотканую одежду индийского крестьянина. Скоро его начали называть Махатма, то есть «великая душа». После войны вместе с талантливым поэтом Локаманьей Тилаком Ганди увлеченно возрождал индийские традиции и сделал первые шаги к разрушению кастовой системы. Поначалу британская администрация не считалась с Ганди. Вот как в 1917 году министр по делам Индии Эдвин Сэмюэль Монтэгю презрительно описал Ганди: «Одетый как кули, отказавшийся от карьеры, витающий в облаках — просто абсолютный фантазер». Это описание говорило о поразительной недооценке личности Ганди.

Британцы отвечали на растущее движение за независимость все более и более жестко. Особенно ненавистным в Индии стал закон Роулетта, согласно которому власти могли арестовывать и подолгу держать в тюрьмах всех подозреваемых в антиправительственной деятельности и проводить суды за закрытыми дверями. После принятия этого закона в стране поднялась волна демонстраций. Власти запаниковали и отдали приказ применять оружие против демонстрантов. В сикхской столице Амритсаре в Пенджабе солдаты британской армии расстреляли безоружную толпу, собравшуюся на мирный митинг. Это стало последней каплей. Народ Индии, много лет терпевший власть англичан, восстал.

Живший тогда в Мадрасе юный Чандра поначалу мало интересовался политикой. Самым важным в его семье считались образование и научная деятельность. Дедушка Чандры Раманатан Чандрасекар был преподавателем математики в колледже в Визагапатаме (теперь Висакхапатнам), который находился на расстоянии приблизительно 580 километров к северу от Мадраса. Он умер в год, когда родился Чандра. Раманатан оставил множество книг по математике, и Чандра особенно дорожил теми, что были написаны его дедом. У Раманатана было 10 детей, двое из которых обладали выдающимися способностями.

Отец Чандры Чандрасекар Субрахманья Айяр был старшим из детей Раманатана. Образцовый студент в колледже своего отца, а потом и в Окружном колледже, Айяр стал государственным служащим в Индийском департаменте аудита. Он работал в отделении железных дорог и часто ездил с проверками по всей Индии. В те годы индийцы стремились на государственную службу, которая давала возможность сделать хорошую карьеру. Однако дети Айяра[2] свысока смотрели на отца, так как лишь культурные или научные достижения приветствовались в семье Чандрасекара. Младший брат Чандры Балакришнан писал, что они считали отца «неудачником», так как он выбрал поприще государственной службы, а не науку или искусство.

Это было несправедливо и жестоко, ведь именно отец обеспечивал семье высокий уровень жизни. Айяр был довольно высоким, красивым, крепкого телосложения человеком с проницательным взглядом и авторитарным характером. Предпочитая дома южноиндийский стиль, он носил рубашку и вешти (кусок ткани, обернутый вокруг бедер). Надевая на работу европейский костюм, он оставлял на голове тюрбан, как большинство индийцев на государственной службе, подчеркивая свое нежелание расставаться с традициями. Айяр был блестящим исполнителем музыки стиля карнатик, разрабатывал для него систему нотной записи и виртуозно играл на скрипке.

Несмотря на все свои достижения, уже с детства он оказался в тени своего младшего брата Чандрасекара Венката Рамана. На семейной фотографии, где у отца Чандры вполне добродушное выражение лица, брат его выглядит как суровый воин. Раман учился поразительно быстро: в 17 лет закончил Президентский колледж Мадрасского университета, заслужив золотую медаль за успехи в физике, степень магистра получил в 19 лет. Но из-за слабого здоровья ему пришлось оставить свои занятия наукой и, как брату, поступить на государственную службу в министерство финансов Индии.

Братья жили в Калькутте в одной квартире вместе со своими женами. Рамана все-таки тянуло к физике, и он проводил много времени в лаборатории калькуттского филиала Индийской ассоциации по распространению науки и культуры. В 1917 году его пригласили стать профессором физического факультета Калькуттского университета, и он, бросив госслужбу, с головой ушел в науку. В 1930 году Раман был удостоен Нобелевской премии по физике. По словам кузена Чандры Рамасешана, братья Айяр и Раман постоянно соперничали. Казалось, Раман во всем превосходил Айяра, а бросив стабильную госслужбу, он приобрел всемирную славу. Когда братья жили вместе в Калькутте, отношения между ними были очень напряженными. «Очевидно, что Айяр не любил Рамана», — отмечал Рамасешан, изучив их переписку.

Айяр мало отличался от большинства индийских отцов того времени. Особой любви к детям он не проявлял, зато определял жизненный путь сыновей и выбирал мужей для дочерей. Несмотря на внешнюю сухость, он относился с большим вниманием к Чандре. Отношения их были не слишком гладкими, и Лалита вспоминает, что «дети были разочарованы Айяром и не скрывали этого чувства. Они больше тянулись к матери».

Мать Чандры Ситалакшми Балакришна была необыкновенной женщиной. Родом она была из обычной индийской семьи, с властной бабушкой и неудачливой теткой. Ситалакшми вышла замуж за Айяра в 14 лет, родила 10 детей, но никогда не прекращала учиться. С помощью мужа она выучила английский язык и перевела пьесу Ибсена «Кукольный дом» на тамильский язык. Эта книга впоследствии была включена в программу средней школы.

Поначалу Чандра учился дома, как это и было принято в семьях среднего класса в Индии. Уходя на работу рано утром, Айяр давал сыну задания по нескольким предметам, а мать обучала его тамильскому языку. Для Айяра было важно, чтобы Чандра свободно разговаривал по-английски. Знание языка давало множество возможностей — от престижной государственной службы до обучения в Англии. Родители Чандры понимали, что их сын невероятно одаренный мальчик, особенно их радовали его блестящие успехи в математике. Чандра часто сидел в библиотеке, жадно поглощая математические книги деда, — к своим 15 годам он их полностью проштудировал. Позднее все десять детей Айяра с признательностью вспоминали домашнее обучение, при котором они могли изучать предметы по своему выбору. Брат Чандры Балакришнан, отмечая их своеобразную подготовку к школе, говорил: «Наши головы не забивали образовательным мусором».

Когда Чандре исполнилось 13 лет, семья переехала в Мадрас. В декабре 1923 года Айяр заложил первый камень в фундамент «виллы Чандры» — большого семейного дома. Место для него было выбрано в богатом пригороде Мадраса на Эдвард-Эллиотс-роуд вдали от нищих кварталов Трипликейна, где вырос и жил Рамануджан. Дом был очень красив: белый двухэтажный особняк, построенный в неоколониальном стиле, модном тогда в Мадрасе, с длинными верандами, с балконами под деревянными крышами и красивыми оконными карнизами. В саду росли манговые деревья с огромными листьями и кокосовые пальмы, и было много уютных мест, защищенных от яркого света и жары, для чтения и неторопливых бесед.

Айяру часто приходилось покидать этот райский уголок и расставаться с семьей, уезжая по служебным делам. «Я зарабатывал деньги для семьи и был ужасно одинок», — вспоминал он в автобиографии. «Вилла Чандры» была закончена в 1924 году, когда Чандра уже учился в индуистской высшей школе в Трипликейне. Это были беззаботные дни. Три старших брата — Чандра, Висванатан, на два года его моложе, и Балакришнан, на четыре, практически не разлучались. Сначала они вместе ездили в школу на трамвае, потом — на велосипедах. Сегодня Эдвард-Эллиотс-роуд называется улицей доктора Радхадкришнана Салая. Это шумный, оживленный проспект совсем не похож на тихую улочку, где прошло детство Чандры, а «вилла Чандры» все еще существует, хотя сейчас она выглядит небольшой и как бы вросшей в землю за прошедшие годы.

С 1925 по 1930 год Чандра ездил на велосипеде вдоль пляжа Марина в роскошные залы Президентского колледжа Мадрасского университета. «Чандра родился счастливчиком. С ранних лет его считали математическим чудом или даже гением», — вспоминает его брат Балакришнан. В колледже он прославился точными ответами абсолютно на все вопросы, даже когда это особенно и не требовалось. Все свое свободное время Чандра читал — жадно, легко, просто проглатывая тексты по математике или физике. Его литературные вкусы были весьма разнообразны: от Стивенсона до Гарди и Шекспира. А еще Чандра изучал немецкий язык. Его друг по колледжу С. Р. Кайвар говорил, что он «схватывал самое сложное на лету, легко прочитывал по сто страниц за час. Его интересовало все». Но ему не хватало времени на обычные юношеские забавы. «Мы смеялись и подшучивали над ним, — вспоминает Кайвар. — И он особенно не реагировал». Но иногда Чандра впадал в депрессию, уединялся в своей комнате и часами сидел там в темноте.

А на «Вилле Чандра» все способствовало интеллектуальному развитию. Чандра вспоминал: «Дома постоянно велись разговоры о науке». К этому времени его дядя Раман стал одним из самых известных индийских ученых. Однажды Чандра нечаянно услышал, как Раман рассказывал его отцу о Рамануджане. И с тех пор у Чандры появилась мечта — стать математиком.

После двух лет обучения в колледже Чандра должен был определить предмет для получения степени бакалавра. Не раздумывая он выбрал математику. Однако его отец считал, что математика не сможет обеспечить достойное будущее сыну. Айяр хотел, чтобы у Чандры была такая же надежная профессия, как у него. Впрочем, видя страстное желание сына стать ученым, Айяр настаивал на изучении физики, которая все-таки имела много практических применений. Неожиданно мать поддержала Чандру, что было весьма необычно для Индии того времени. Она сказала: «Поступай как считаешь нужным». Но Чандре нравилась и физика тоже, и он послушался отца. Позднее Чандра писал Балакришнану из Кембриджа: «Я так благодарен бабуджи[3] за то, что он помог мне выбрать правильный путь». Далее Чандра добавил, что в его работах по физике было так много математики, что «моя первая любовь не угасла».

Чандра часто ходил на пляж Марина подумать и помечтать. Его герой Рамануджан также часто гулял там, спасаясь от жарких и пыльных улиц Трипликейна. Чандра мечтал оставить свой след в мировой науке, сделать открытие, которое бы изменило взгляды людей на окружающий мир. «В пятом классе, да и позже я обычно бывал на пляже и, распростершись на земле, молил Бога (мне стыдно об этом говорить тебе) сделать из меня Эйнштейна или Римана», — признавался он впоследствии Балакришнану.

Как это часто бывало: Висванатан и Балакришнан, улегшись на песке, посмеиваясь, слушают Чандру, рассуждающего о науках или о литературе. В те годы Марина была чрезвычайно модным местом. Вечером автомобили чуть не сталкивались бок о бок со все более редкими закрытыми экипажами, в которых мусульманские леди могли подышать ночным воздухом, оставаясь незамеченными. Пляж — один из самых длинных и самых широких в мире — протянулся на юг на несколько миль от крепости Святого Георгия до португальского города шестнадцатого столетия Сан-Томе. Долгая прогулка по горячему песку начиналась от старой розовой башни Президентского колледжа к мерцающим водам Бенгальского залива.

Основанный в 1840 году, Президентский колледж, лучший колледж в Южной Индии, был ядром университета Мадраса, открытого семнадцать лет спустя. Преподаватели, в большинстве своем выходцы из Британии, не заставляли студентов что-либо заучивать наизусть, важнее было понимание предмета. В отличие от прочих колледжей, зубрежка здесь не приветствовалась. Однако Чандра жаловался, что система обучения была направлена на подготовку к сдаче экзаменов, а не на углубленное изучение предметов. Одним из учителей Чандры был Парамешваран, который получил докторскую степень в Кембридже. «Он был физик-экспериментатор, хорошо понимавший, что он изучает», — вспоминал Чандра. Он учился в Президентском колледже чрезвычайно успешно, его все знали. И сегодня фотография Чандры висит на стене физического факультета рядом с фотографиями Бора, Рамана и Парамешварана. В рабочем кабинете нынешнего главы физического факультета на столе стоят фотографии Рамана и Эйнштейна и целых две — Чандры.

Обычно студенты с трудом продираются сквозь дебри теоретической физики. Чандра, легко схватывая суть и детали, читал учебники и монографии почти как романы. По словам Балакришнана, еще подростком Чандра прочел «Конические сечения» Сальмона, «Курс чистой математики» профессора Кембриджского университета Г. X. Харди, «Трактат о дифференциальных уравнениях» Буля, труды по теории уравнений Бернсайда и Патона.

Но интересы Чандры были гораздо шире. Как любой индийский студент в конце 1920-х годов, он не мог оставаться в стороне от борьбы за независимость своей страны, и хоть и не стал членом партии Индийский национальный конгресс, ходил на митинги. Однажды он слушал выступление Джавахарлала Неру, который произвел на Чандру огромное впечатление. Позже он писал, что «в Неру соединились интеллектуальная мощь, внутренняя энергия, чуткость и обаяние. И все это сделало его героем молодой Индии».

Тем летом Раман предложил Чандре поработать в своей лаборатории в Калькутте. Это было захватывающее время. В феврале того же года Раман открыл эффект, который давал возможность изучать структуру молекул по рассеянию света, — эффект Рамана. Революционное открытие дяди окрылило Чандру, он был полон надежд — когда-нибудь он тоже совершит нечто подобное! Но его собственные эксперименты заканчивались неудачно — все время что-то ломалось, и Чандра понял, что его настоящее призвание — теоретическая физика.

А весной Раман привез Чандре книгу с захватывающим названием «Внутреннее строение звезд» Артура Стэнли Эддингтона. В этой книге Эддингтон знакомил читателя с новейшими достижениями астрофизики и излагал основные результаты своих исследований. Заканчивалась книга одной из его самых незабываемых фраз: «Пройдет немного времени, и мы обязательно разберемся с таким простым объектом, как звезда». Чандра был потрясен. Научные статьи Эддингтона были шедеврами прозы. С минимумом математики — а здесь он был непревзойденным мастером Эддингтон получал результаты, используя основные законы физики и связывая их с экспериментальными данными, причем все это перемежалось остротами и великолепными метафорами. Он писал о науке так, что самые загадочные явления, казалось бы совершенно невозможные для понимания, становились простыми. Его объяснения запоминались надолго. Вот что он написал, например, о фотоне:

«Представьте себе квант света, который поглощается атомом, и затем испускается в некоем направлении, а потом движется, как человек в толпе, — то в одну, то в другую сторону. Так и фотон внутри солнца будет бесцельно блуждать в течение миллиона лет или больше, до тех пор пока случайно не найдет выход из этого лабиринта, покинет Солнце и попадет в телескоп обсерватории Оук-Ридж в Гарварде, где профессор Шепли его сфотографирует».

Американский астрофизик Генри Норрис Рассел написал в своей книге «Структура и эволюция звезд»: «Книга Эддингтона — произведение искусства <…>, созданное великим учителем и великим исследователем. Это увлекательное путешествие по миру звезд; здесь излагаются ключевые проблемы и ставятся новые вопросы». Книга Эддингтона была источником вдохновения не только для таких молодых честолюбивых идеалистов, как Чандра, но и для профессиональных ученых.

Прочитав её, Чандра пришел в восхищение, особенно ему понравилось, как Эддингтон с помощью квантовой механики объяснял поглощение и излучение света атомами. Новым для Чандры было и математическое описание состояния звезд как газообразных сфер. Квантовая механика в изложении Эддингтона помогла Чандре понять открытие Рамана. Затем он тщательно изучил классический учебник великого немецкого физика Арнольда Зоммерфельда «Строение атома и спектральные линии». По чистой случайности в том же сентябре Зоммерфельд читал лекцию в Мадрасе. Полный юношеской бравады и самоуверенности, Чандра пришел к нему в гостиницу. Произошедшее далее изменило всю жизнь Чандры.

Родившийся в 1868 году и умерший в 1951-м, Зоммерфельд за годы жизни успел изучить фактически все области теоретической физики. Его талант проявился и в исследовательской деятельности, и в преподавании. Гейзенберг часто говорил, что Зоммерфельд заслужил Нобелевскую премию более других, однако непостижимым образом он был проигнорирован Нобелевским комитетом, что стало одной из немногих ошибок комитета. В 1919 году он опубликовал книгу «Строение атома и спектральные линии». С тех пор она регулярно переиздавалась и стала настоящей Библией для ученых. Чандра прочитал английский перевод этой книги 1924 года издания.

Он ничего не знал об открытиях в атомной физике двух предыдущих лет, которые совершенно изменили взгляды ученых на микромир. Ученые обнаружили новый удивительный мир квантов, в котором электроны и свет вели себя совершенно необычным образом. Традиционные представления о том, что электроны — это частицы, а свет — это волны, были отброшены. Возникло странное и даже немыслимое представление о так называемом корпускулярно-волновом дуализме, согласно которому электроны являются и волнами, и частицами одновременно[4]. Развивая этот принцип, ученые пришли к выводу, что электроны, перемещаясь в пространстве и времени, могут находиться одновременно в разных точках пространства. Еще более странным оказалось то, что электроны могут «чувствовать» и реагировать на эксперименты с другими очень отдаленными электронами. Старые принципы классической физики — возможность точно определить положение и скорость электрона и рассчитать его траекторию — были признаны неверными. Зоммерфельд передал Чандре копии двух своих статей, в которых он продемонстрировал результаты применения квантовой теории к электронному газу в металле. Оказалось, что квантовая природа электронов неожиданно привела к появлению сил давления, направленных наружу, которые уравновешивают силы гравитации, направленные внутрь, а потому металл не разрушается.

Чандра изучил все работы, рекомендованные Зоммерфельдом, который был руководителем блестящих молодых физиков Вольфганга Паули из Гамбургского университета и Вернера Гейзенберга из Лейпцигского. Они внесли огромный вклад в создание квантовой механики. Оба молодых ученых были не более чем на десять лет старше Чандры, но уже вошли в историю физики. Огромное впечатление на Чандру произвели исследования, которые легли в основу теорий Зоммерфельда. Чандра детально изучил статьи Поля Дирака, работавшего тогда в Кембридже, и итальянского ученого Энрико Ферми, которые на основе принципов квантовой механики объяснили удивительные свойства электронного газа.

Для решения какой-нибудь проблемы физики сначала выстраивают подходящую концепцию. Так поступил и Чандра. В 17 лет он занялся изучением квантовой механики для исследования свойств электронного газа, что и привело его к принципиально новым представлениям. Читая книгу Эддингтона, он начал понимать, как свет, электроны и атомы взаимодействуют в звездах, объединил это с теориями Зоммерфельда, и через неделю или две была готова его первая статья.

Не по годам развитой молодой человек был убежден, что его работа достойна публикации в «Proceedings of the Royal Society» («Трудах Королевского общества»), самом престижном научном журнале Великобритании. Он понимал, что статья для этого издания должна быть представлена редакции одним из членов Королевского общества. Чандра недавно прочитал только что изданную «Статистическую механику» Ральфа Фаулера и знал, что Фаулер — член Королевского общества. И Чандра решил рискнуть — он послал ему копию недавно написанной работы. Это случилось в январе 1929 года.

В том же январе в Мадрасе проходило собрание Индийского научного конгресса (созданного по типу британской ассоциации для развития науки). Раман, уже хорошо известный в научном мире, был председателем этого собрания.

Зал был переполнен, когда 18-летний Чандра впервые выступил на Научном конгрессе с докладом о своей работе. Профессор Парамешваран сообщил присутствующим, что Чандра еще только второй год учится в колледже, и добавил гордо, что «статья написана совершенно самостоятельно». Слова Парамешварана были встречены громом аплодисментов.

Шурин Чандры, физик А. С. Ганесан, оставлял ему копии ежемесячных обзоров Королевского астрономического общества за период с 1925 по 1929 год в большой научной библиотеке «виллы Чандры». Просматривая эти обзоры ранней весной 1929 года, Чандра наткнулся на статью Фаулера, где автор предположил, что с помощью квантовой физики можно разрешить парадокс Эддингтона — о том, что белый карлик способен полностью сколлапсировать, а не превратиться в кусок камня. Чандра применил методику расчетов Зоммерфельда для описания электронного газа, которые уже использовал в двух своих первых статьях. «Это я уже умел, и это было только началом», — вспоминал Чандра. И тогда же он решил, что его место в Кембридже.

В июне Чандра послал отцу письмо с описанием своих работ — в 18 лет он одновременно работал над пятью статьями! Одну из них он отправил Фаулеру, а вторую в «Indian Journal of Physics» и стал с нетерпением ждать ответа.

Статья неизвестного индийского юноши очень заинтересовала Фаулера. По его предложению Чандра немедленно отозвал свою вторую статью из редакции «Indian Journal of Physics» и включил ее результаты в первую. Фаулер был в восторге. К великой радости Чандры, его работа вышла «как довольно большая статья» в октябрьском выпуске «Proceedings of the Royal Society». Чандра написал еще одну статью, которую отправил профессору Президентского колледжа «для правок». Но так как тот бесконечно тянул с ответом, Чандра послал статью в «The Philosophical Magazine». С точки зрения Чандры, статья не нуждалась ни в каких исправлениях. Он оказался прав, и статья вышла уже в следующем году. Чандра послал письмо Эддингтону, но потерял ответ. «Потеряв письмо Эддингтона, я стал бережнее относиться к письмам Фаулера», — написал он отцу.

В октябре 1929 года в Президентском колледже ожидали Вернера Гейзенберга. Студенты пытались осмыслить удивительные выводы Гейзенберга и особенно новую атомную физику — квантовую механику, одним из создателей которой он был. Два года спустя Гейзенберг сформулировал свой знаменитый принцип неопределенности. Близкий коллега Бора профессор Леон Розенфельд написал о Гейзенберге: «Замечательное сочетание глубокой интуиции и виртуозное владение математикой привели его к блестящим результатам».

Гейзенберг любил напоминать, что он изучал физику «задом наперед» — сначала квантовую, а затем классическую; у него было «очень нерегулярное образование и исследования». Именно в этой смеси теоретических знаний и экспериментальных навыков был источник его смелости и нестандартных подходов при изучении физических явлений. Осенью 1920 года он присоединился к группе Зоммерфельда, который в то время создавал фундамент атомной физики, где тогда была полная неразбериха. Одна за другой стали появляться невероятно талантливые, новаторские работы Гейзенберга. В 1927 году он уже преподавал в Лейпцигском университете, и его называли будущим нобелевским лауреатом.

Преподаватели Президентского колледжа предложили лучшему студенту-физику Чандре рассказать о работах Гейзенберга и представить этого великого человека. У семьи Чандры «был собственный взгляд на это, — написал Балакришнан. — Мы знали, что преподаватели плохо подготовлены для обсуждения работ Гейзенберга, а потому решили, что лучше всех о них расскажет Анна (так мы в семье называли Чандру, на тамильском это означает „старший брат“)».

Чандра был счастлив встретиться с великим физиком. Они были одного роста, и на этом их сходство заканчивалось. Чандра был темноволос и темнокож, а у Гейзенберга были короткие светлые волосы, светлая кожа и тело спортсмена, который регулярно тренируется и ходит на лыжах. Знавшие ученого вспоминали твердое рукопожатие Гейзенберга, который всегда выглядел молодым и энергичным. Чандра показал Гейзенбергу окрестности Мадраса. Они провели вместе целый день. «За один день бесед с ним я смог изучить целый мир физики. Ночью, когда мы ехали вдоль пляжа Марина, он рассказывал мне об Америке и заметил, что его пребывание в Мадрасе оказалось чрезвычайно успешным. Гейзенберг также предложил мне решить пару физических проблем», — гордо писал Чандра отцу.

Месяц спустя Чандра отослал Фаулеру следующую статью, озаглавленную «О вероятностном методе в новой статистике», в которой рассматривалось решение одной из задач, предложенных ему Гейзенбергом. Но эта статья в печать не попала. Скорее всего, Чандра сам забрал ее после того, как Гейзенберг указал ему на ошибку в расчетах. «Какие были дни!» — вспоминал Чандра в письме к Балакришнану много лет спустя.

В январе 1930 года, спустя несколько месяцев после посещения Индии Гейзенбергом, Чандру пригласили на собрание Индийского научного конгресса в Аллахабад. Там он встретил выдающегося индийского ученого Мегнада Саха, который поздравил Чандру с удачной статьей, опубликованной в «Physical Review». С гордостью Чандра писал, что Саха пригласил его на ланч и познакомил со своими коллегами. Именно тогда Чандра наконец-то почувствовал, что его воспринимают как настоящего ученого.

Но на обратном пути в Мадрас ему грубо напомнили, что он всего лишь индиец в британской колонии. Так как работа его отца была связана с железной дорогой, Чандра всегда ездил в первом классе. В тот день он попал в купе, где уже устроилась одна английская супружеская пара. Как только поезд отъехал от станции, женщина стала громко возмущаться: «Почему я должна ехать в одном купе с индийцем!» Единственное утешение, добавила она, что этот индиец носит западную одежду. Возмущенный Чандра выскочил из купе и вернулся в одежде, принятой в Южной Индии. Как только появился проводник, женщина потребовала, чтобы Чандру перевели во второй класс. В ответ Чандра предложил ей самой перейти туда. Дама дернула стоп-кран, но Чандра все-таки выиграл сражение. «Через некоторое время они ушли в другое купе — во второй класс или куда-нибудь еще, я не знаю», — торжествующе написал он отцу.

В том же месяце Чандра сообщил ему строго конфиденциальную информацию: правительство предложило ему стипендию для обучения в Англии, после чего Чандра должен будет возвратиться в Президентский колледж и работать профессором теоретической физики. Администрация округа возлагала на него большие надежды.

Еще недавно директор колледжа П. Ф. Файсон оштрафовал Чандру за посещение митинга, на котором выступал Неру. А сейчас Файсон спросил Чандру, не хочет ли он стать членом Королевского общества. Чандра написал своему отцу: «Я сказал Файсону, что был бы счастлив достичь этого к 1940 году, и объяснил, что даже Поль Дирак и Джордж Паджет Томсон еще не стали членами Королевского общества».

В это же время Чандре предстояло сдавать выпускные экзамены, и ему пришлось временно отложить решение теоретических проблем. От исследований на переднем крае физики он вернулся к студенческой жизни, но тут тяжело заболела его мать. Он так любил ее, что решил было отменить свою поездку за границу, но она настаивала: «Ты должен поехать, ты должен думать о своем будущем». Ситалакшми не хотела, чтобы Чандра принимал помощь от дяди Рамана — еще в Калькутте, много лет назад между семьями братьев возникло отчуждение.

Раман бесцеремонно критиковал внешность Ситалакшми и напирал на отсутствие у нее систематического образования. При этом он приводил в пример свою жену, на которой женился самостоятельно, в отличие от устроенного родственниками брака родителей Чандры. Раман жестоко их обидел, и им крайне не нравились его высокомерие и самомнение.

Более того, Чандра в это же время влюбился. Лалита Дорайсвами была живой, общительной и чрезвычайно решительной девушкой — необходимые качества для женщины, собравшейся войти в мужской мир физики. Индийское возрождение всячески приветствовало освобождение женщин, и именно благодаря этому Лалита получила образование и самостоятельно вышла замуж. И Чандра, и Лалита происходили из известных семей. Ее тетя Саббалакшми Айяр овдовела в очень молодом возрасте — в 12 лет. Это была большая трагедия для вдов из касты браминов — несчастные женщины должны были все время оставаться дома и выполнять самую тяжелую работу, не имея никакого права на повторный брак и материнство. Но Саббалакшми повезло — либеральные родители послали ее в колледж. В 1911 году она получила высшее образование с оценками лучше, чем у всех юношей в ее классе. О вдове брамина с одобрением писали в индийской прессе. Саббалакшми часто посещала малолетних вдов, живших напротив пляжа Марина, и требовала от правительства построить в этом месте колледж для женщин — теперь Колледж королевы Марии стоит напротив пляжа рядом с Президентским колледжем.

История Саббалакшми повлияла на семью Лалиты. Вместо того чтобы выдать дочек замуж в раннем возрасте, ее родители посчитали, что девочки должны окончить среднюю школу и университет, а после этого найти мужей по собственному выбору[5]. Это было очень смелое по тем временам решение. Да и сейчас браки по любви редко встречаются в индийском обществе.

Лалита была на четыре дня старше Чандры, она родилась 15 октября 1910 года в Трипликейне. У матери Лалиты Савитри Дорайсвами был такой же сильный характер, как и у ее сестры Саббалакшми. Когда Лалите было 10 лет, ее отец капитан Дорайсвами умер — после ранения, полученного на войне. Оставшись одна и получая только военную пенсию мужа, Савитри все-таки смогла дать образование своим детям. Она даже сумела скопить деньги для покупки дома в пригороде Милапоре, недалеко от «виллы Чандры». Лалита прекрасно училась, и ее имя попало в похвальный список Президентского колледжа по физике.

В главной аудитории колледжа круто поднимались вверх двадцать рядов деревянных столов со скамьями. Здесь училось очень немного женщин, и поэтому Лалите разрешили сидеть в престижном первом ряду. Ее место было в правой части ряда, а Чандра всегда старался оказаться рядом. Это была любовь с первого взгляда, однако «правила индийского общества мешали нам познакомиться», — вспоминала Лалита. У Чандры была только одна возможность видеться с ней: незаметно оказаться позади нее.

В конце концов Лалита взяла на себя инициативу: она спросила Чандру, не могла бы она посмотреть его лабораторные журналы — «это был формальный повод встретиться». Возможность поговорить была у них во время учебных выездов, а на занятиях они сидели очень близко, но не разговаривали. Большое впечатление на Лалиту произвели лекции Чандры по физике для ученых, которые были гораздо старше и опытнее его. Казалось, он знал все. С улыбкой Лалита вспоминала, как Чандра впервые подошел к ней на ежегодной вечеринке и подарил розу, которую она тут же прикрепила к своему сари.

Первым подарком, который он ей сделал, была книга Зоммерфельда «Строение атома и спектральные линии» 1924 года издания с автографом автора. Чандра вспоминал, что это был «подарок подруге, которая позже стала женой». Они действительно были близкими друзьями. Все видели их общий интерес к науке, но поначалу никто не замечал влюбленности. Перед тем как уехать в Англию, Чандра позвал Лалиту к себе, чтобы дать нужные ей книги. Неожиданно они оказались совершенно одни. Чандра и Лалита стояли, зачарованно глядя друг на друга. Но тут им принесли чай, и волшебство исчезло.

Когда Чандра уезжал из Индии, он уже прекрасно разбирался в самых сложных областях математики и физики и даже разработал свой собственный подход к решению научных проблем. За день до отъезда он получил письмо от своего брата Балакришнана из Бомбея. Тот спрашивал, что необходимо прочитать, чтобы стать настоящим физиком. Чандра посоветовал ему начать с книги Зоммерфельда «Строение атома и спектральные линии». «Конечно, ты можешь не понять все полностью с первого раза, — писал он. — Не беспокойся, читай, скажем, первую главу всю подряд, просто как прозу. А еще можешь взять „Структуру атома“ Е. Н. Андраде». Еще он рекомендовал «Волновую механику и квантовую теорию» Артура Хааса, которая была в домашней библиотеке, и «Статистическую механику» Ричарда К. Толмена. «Но прежде всего, — продолжал он, — ты должен овладеть математическим аппаратом». Для этого Чандра предложил книгу Горация Лэмба «Дифференциальное и интегральное исчисление», а также посоветовал Балакришнану «Курс дифференциальных уравнений» Мюррея.

Свою последнюю неделю на родине Чандра провел, собираясь в дорогу и читая лекции в Королевском институте науки в Бомбее. Наконец-то наступили минуты прощания в порту. Мать Чандры была слишком больна и не смогла приехать. Раман написал: «Мы все с нетерпением ждем, что ты сделаешь для индийской физики то же, что Рамануджан сделал для индийской математики». Это было большой похвалой, особенно от знаменитого дяди — покойный Рамануджан был одним из самых великих математиков Индии. Все провожающие оставались на борту корабля до самой последней минуты. Без сомнения, Чандра вздохнул с облегчением, когда уже вечером 31 июля 1930 года «Ллойд Тристино» наконец вышел в Аравийское море. С юношеским оптимизмом Чандра смотрел в будущее: жизнь в Англии, занятия с Фаулером, разговоры с Эддингтоном — все это казалось просто невероятным!

Глава 3

Гиганты астрофизики

Артур Стэнли Эддингтон написал однажды о себе: «Личность человека нельзя охарактеризовать с помощью символов, как нельзя извлечь квадратный корень из сонета». Внешний вид Эддингтона мало что говорил о нем. Жесткая поза, непроницаемый пристальный взгляд, высокий лоб, длинный нос и неулыбчивые губы — все это заставляло вспомнить его кембриджского предшественника, сэра Исаака Ньютона. Для Чандры Эддингтон был типичным продуктом эдвардианской Англии, где каждый знал свое место в обществе и был уверен в своих привилегиях.

Эддингтон был действительно выдающимся ученым, и, беседуя с ним, каждый невольно это ощущал. Британцы, особенно в прежние времена, могли быть очень милыми и добрыми, но в то же время тонко давали понять окружающим, что они люди другого уровня — это было естественно для них, и в этом не было снобизма. Эддингтон был именно таким человеком.

Мы мало что знаем о частной жизни Эддингтона. Перед смертью, осенью 1944 года он начал уничтожать свои личные письма. Старшая сестра Эддингтона Уинифред, с которой он прожил большую часть жизни, ликвидировала все оставшееся — то, что он не успел. Эддингтон завещал Королевскому астрономическому обществу свой кабинет, полный документов. Однако почтенный Полковник Стрэттон изучил их и выбросил, сказав, что они имеют «чисто биографический интерес». Единственная биография Эддингтона, написанная его бывшей студенткой Элис Виберт Дуглас, больше походит на сухой перечень событий.

Эддингтон был противоречивой личностью: по словам студентов, он был болезненно застенчив, но так высокомерен, что с ним было очень трудно разговаривать. Он вел себя как человек, к которому нужно относиться с почтением. Эддингтон был ужасающе скучным лектором в худшем кембриджском стиле. Тем не менее он мог быть душой компании. В записной книжке, полной случайных мыслей и воспоминаний, Чандра перечислил двадцать пять историй, которые Эддингтон рассказывал в столовой во время обеда.

Коллеги Эддингтона вспоминают его оригинальное чувство юмора. Чандра писал, как однажды они пытались назвать самые выдающиеся изобретения в истории человечества. «Эддингтон откинулся на спинку кресла, выпустил клубы дыма из своей фирменной трубки и сказал, что застежка-молния была самым гениальным изобретением, а затем добавил, что использование таких застежек в женских платьях может привести к забавным ситуациям. Например, на какой-нибудь вечеринке молния могла бы случайно расстегнуться, и платье упало бы на землю, к изрядному смущению его обладательницы. Эддингтон развеселился, а благовоспитанные скромницы по соседству с ним даже не улыбнулись».

Эддингтон был чрезвычайно образованным человеком. Его книги изобиловали цитатами на французском, немецком и итальянском языках. А еще он был замечательным шахматистом и легко разгадывал кроссворды в газете «Times», практически не отрывая руки от газетной полосы. Несмотря на довольно унылый стиль своих лекций, он прекрасно выступал на общеполитические темы.

Американский физик Уильямс, с которым Эддингтон работал несколько месяцев в 1924 году в Беркли (Калифорния), писал: «Меня очень раздражала эта его типичная британская необщительность». Однако когда выяснилось, что оба ученых увлекаются гольфом, они дважды в неделю стали в Клубе Клермонта играть на пару в «очень плохой гольф». Уильямс также вспоминает, что Эддингтон был поклонником «Алисы в Стране чудес» и сочинял остроумные стихи.

Выдающийся американский астроном Харлоу Шепли рассказывал, что Эддингтон, приехавший на трехсотлетие Гарвардского университета в 1936 году, «интересовался только двумя вещами — галактиками и „Red Sox“», легендарной бостонской бейсбольной командой. Шепли рассказал Чандре, что он попросил ведущих американских астрономов расставить ученых по ценности их вклада в науку. В результате «Эддингтон оказался первым в каждом списке»!

Считалось бесспорным, что создание астрофизики — это заслуга практически одного Эддингтона. Ученые испытывали перед ним благоговейный трепет: его огромный авторитет был связан не столько с административным положением, сколько с кристальной ясностью статей и прочными научными связями с самыми именитыми коллегами всего мира. Милн писал, что он просто околдовывал мощью своего интеллекта. «Эддингтон обладал типичным для гения даром делать правильные выводы из сомнительных аргументов», — писал студент Милна Томас Коулинг после многочисленных выступлений Эддингтона в Королевском астрономическом обществе. Сомневаться в правильности любой из его теорий было весьма рискованно, и это вызывало отпор не только у самого Эддингтона, но и у свято веривших ему коллег. К ним относился, например, влиятельный американский астрофизик Генри Норрис Рассел, всегда поддерживавший даже самые экстравагантные теории Эддингтона.

Эддингтон родился 20 декабря 1882 года в живописном городе Кендал, расположенном посреди холмов Озерного края, в небогатой семье квакеров, заметно отличавшейся от богатой семьи Чандры. Отец Эддингтона работал директором школы квакеров: он скончался во время эпидемии брюшного тифа, когда Эддингтону было всего два года. Еще в детстве будущий ученый, увлекшись астрономией, рассматривал ночное небо через трехдюймовый телескоп своих соседей. Интересовала его и математика больших чисел — Эддингтон обладал великолепной памятью. Вернувшись после недолгого отсутствия в доме, его мать как-то спросила, что мальчик делал без нее. «Я подсчитывал количество слов в Библии», — ответил не по годам развитый ребенок. А по ночам он считал звезды на небе.

Для обучения Эддингтону требовалась хотя бы скромная стипендия. Он посещал небольшую школу в Уэстон-Супер-Маре, но, экономя деньги, никогда не пользовался полным пансионом. Он обожал английскую литературу и любил вспоминать, что когда-то выиграл конкурс на лучшую стихотворную строку в стиле «бармаглот» (использование нелепых конструкций с соблюдением грамматических правил). Благодаря своим блестящим способностям юный Эддингтон получил стипендию Оуэнс-колледжа (который вскоре стал Манчестерским университетом), хотя ему еще не исполнилось положенных шестнадцати лет. Другие стипендии помогли Эддингтону достичь больших успехов в изучении физики, математики, механики, английской истории, латыни, и он получил высшее образование уже в девятнадцатилетнем возрасте.

Одну из стипендий ему выделили для изучения математики в кембриджском Тринити-колледже. В конце второго курса Эддингтон лучше всех сдал сложнейший экзамен по математике — трайпос, после чего ему была гарантирована прекрасная научная карьера. Никому ранее не удавалось так быстро добиться успеха.

К 1906 году Эддингтон уже знал, что главным в его научной жизни будет астрономия, увлекшая его еще в детстве. В том же году британское Королевское астрономическое общество предложило ему должность главного ассистента в Гринвичской королевской обсерватории. Именно здесь Эддингтон понял, как чрезвычайно мало науке известно о звездах. Астрономы и астрофизики предлагали множество путаных гипотез, но не имели ясного представления о перемещении в пространстве, возникновении и смерти небесных светил. Первые работы Эддингтона были посвящены движению звезд, а в 1907 году он по конкурсу занял место научного сотрудника Тринити-колледжа. Его достижения в астрофизике были столь велики, что, когда умер профессор астрономии и экспериментальной философии Джордж Дарвин (один из сыновей Чарльза Дарвина), Эддингтону было предложено занять освободившееся кресло. А в 1914 году Эддингтон стал директором Кембриджской обсерватории. Ему предоставили комфортабельный особняк, в который вскоре переехали его сестра и мать. В том же году началась Первая мировая война.

Обитатели Оксфорда и Кембриджа представляли собой чуть ли не монашеский орден, рыцари которого посвятили себя исключительно научной работе. Коллегами Эддингтона по Тринити-колледжу были знаменитые математики Годфри Харди и Джон Литлвуд, прославившиеся своими превосходными работами по теории чисел. В зрелом возрасте Литвуда часто замечали в компании хорошенькой дамы, которая была намного моложе его и которую Литлвуд представлял как свою племянницу. Хорошо воспитанные коллеги удивленно поднимали брови, но, по кембриджской традиции, вопросов не задавали. И лишь достигнув восьмидесятилетия Литлвуд признался, что эта женщина — его дочь. Оказывается, у него была длительная и тайная связь с замужней дамой. «На следующий день он выглядел подавленным, но все сделали вид, что ничего не заметили!» — и это полностью соответствовало кембриджским традициям.

В те времена преподаватели колледжа проводили большую часть времени в мужских компаниях. Викторианский идеал романтической дружбы в пределах исключительно мужского сообщества был нормальным явлением. К этому относились с уважением и тактично не обсуждали. Лишь через несколько десятилетий было признано, что мужчины не всегда лишь только дружили.

Образцовым представителем университетского общества был Годфри Харолд Харди. Высокие скулы, тонкий нос, холодный взгляд, строгое поведение и моложавый облик делали его, по мнению коллег, образцом мужской красоты. Он был членом элитного кембриджского тайного общества, известного как Клуб апостолов — в 1820 году это общество основали двенадцать человек. Членами общества были лорд Альфред Теннисон, Бертран Рассел и Джеймс Клерк Максвелл — самые блестящие умы Кембриджа. И в этом тайном обществе царила настолько гомосексуальная атмосфера, что один из его членов признавался: «Даже бабники притворялись гомосексуалистами, чтобы быть достойными нашего клуба». В конце XIX века его члены составили ядро литературного кружка Блумсбери, в обществе состоял экономист Джон Мэйнард Кейнс, а в 1930-х годах оно было печально известно как гнездо шпионов, и работавший на СССР разведчик Гай Берджесс завербовал многих членов общества. Во времена запрета гомосексуализма математик Литлвуд называл Харди «непрактикующим гомосексуалистом». Отец компьютеров Алан Тьюринг высказывался более прямо и называл Харди «еще одним английским интеллектуальным гомосексуальным атеистом».

А что в этом смысле можно сказать об Эддингтоне? Женщины находили его очаровательным, и, в отличие от большинства коллег по Кембриджу, профессор Эддингтон был с дамами весьма учтив. Одна из его первых студенток, юная Сесилия Пэйн, вспоминала, как ей грубил выдающийся физик Эрнест Резерфорд. Часто он начинал свои лекции, на которых Сесилия была единственной женщиной в аудитории, таким образом: смотря ей прямо в глаза, он произносил «леди» … затем следовала длинная пауза… «и джентльмены». Сесилия дружила с дочерью Резерфорда, которая процитировала Сесилии высокомерную фразу отца: «Ты ей неинтересна, дорогая. Она интересуется только мной». Пэйн была так этим оскорблена, что бросила физику и переключилась на астрономию, интерес к которой возник на лекциях Эддингтона. Он дружески поддержал ее и предложил заняться исследованием структуры звезд.

Много лет спустя она сказала Чандре: «Мой интерес к астрономии начался с лекций Эддингтона, на которых он говорил о результатах проверки общей теории относительности. Тогда я собиралась сдавать экзамен на степень бакалавра по естествознанию, но благодаря Эддингтону решила сдавать математику, так как после экзамена могла стать его студенткой. <…> Я не собиралась говорить Вам этого, но я и вправду влюбилась в него».

Хотя женщины находили Эддингтона привлекательным, его биограф писательница Элис Виберт Дуглас отмечала, что Эддингтон никогда не собирался жениться. Кроме матери и сестры, «женщины для него были просто его знакомыми, и лишь некоторые женщины-астрономы значили для него больше, чем просто коллеги». Биограф отмечает, что лишь с одним человеком у Эддингтона «была длительная дружба, и с ним он мог отбросить всю неуверенность, сформировавшую почти непроницаемый барьер между ним и другими людьми». Этим человеком был Чарльз Тримбл, которого Дуглас называет постоянным компаньоном Эддингтона и «самым близким другом».

Знакомые Тримбла из Тринити-колледжа вспоминали, что Эддингтон оказал на него очень большое влияние. Они оба вышли из рабочих семей и встретилось в Тринити, где такие студенты были редки; возможно, это и послужило толчком к обоюдной симпатии. Тримбл родился в 1883 году в городе Бат. Он учился в частной школе при Христовом госпитале, которая давала превосходное образование мальчикам из бедных семей. В Тринити-колледже он получил высшее образование и был четвертым в своей группе (Эддингтон был первым). Эддингтон занялся научными исследованиями, а Тримбл поступил на государственную службу. В 1910 году он преподавал математику в своей школе при Христовом госпитале, и его бывшие ученики вспоминали, что Тримбл пытался привить им любовь к литературе не меньше, чем к математике. Эддингтон часто катался на велосипеде с Тримблом, и тогда он забывал свою квакерскую рассудительность, баловался алкоголем, курил, а в городе друзья ходили в театр и кино. Возможно, они были больше чем просто друзьями. Но в те дни все хорошо помнили дело Оскара Уайльда 1895 года и опасались даже подозрения в гомосексуализме. Если Эддингтон действительно был гомосексуалистом, то он вел себя чрезвычайно осторожно.

Эддингтон работал в одиночестве, без сотрудников. Его унылые лекции студенты посещать не стремились, но на элегантных и информативных публичных выступлениях они видели настоящего Эддингтона.

Все удивлялись, что в кабинете великого астрофизика научные журналы и книги валялись повсюду — на полу, на диване, на столе. Коллеги вспоминали, как они приходили к нему в кабинет точно в назначенное время, а Эддингтон удивленно и вежливо выслушивал их, поедая яблоко за яблоком и явно пытаясь вспомнить, кто стоит перед ним и зачем. Однажды норвежский астрофизик Свен Росселанд посетил его в указанное время. Но как раз незадолго перед этим Эддингтон решил, что лишь с помощью математики можно доказать существование элементарных частиц. Росселанд долго и безрезультатно стучал в дверь. Минут через пять Эддингтон все-таки открыл замок и воскликнул: «О, это вы! Войдите. Я только что обнаружил нейтрон».

Когда Эддингтон в 1906 году начал работать в Гринвичской королевской обсерватории, астрофизика все еще находилась в младенческом возрасте. Ученые считали, что такие звезды, как наше Солнце, представляют собой газообразные сферы из отдельных атомов[6]. О структуре самих атомов было известно очень мало до тех пор, пока датский физик Нильс Бор в 1913 году не предложил теорию строения атома. По этой теории атом представляет собой миниатюрную солнечную систему с положительно заряженным ядром, вокруг которого по определенным орбитам вращались отрицательно заряженные электроны. В результате атом оказывался электрически нейтральным, и полный заряд всей этой системы равнялся нулю. У водорода был самый простой и самый легкий атом, состоящий из ядра и одного электрона[7], а у следующего легкого элемента, гелия, было два электрона.

Предполагалось, что внутри звезд температура невообразимо высока и доходит до миллионов градусов Кельвина. Огромная тепловая энергия приводит к возбуждению электронов, вращающихся вокруг ядер, связи между электронами и ядром разрываются, образуются свободные электроны, и поэтому звезда представляет собой совокупность быстро перемещающихся электронов и медленно движущихся ядер. Астрофизики 1920-х годов при изучении структуры звезд основное внимание уделяли электронам. В те времена лишь немногие разбирались в ядерной физике, и только Эддингтон начал размышлять об источнике энергии для излучения звезд.

Астрофизики предположили, что звезды являются «идеальными газами»[8]. Термин «идеальный газ» появился в девятнадцатом столетии после установления простого соотношения между давлением, объемом и температурой газа с такой же малой плотностью, как воздух. Независимо от состава газа при постоянной температуре увеличение давления приводит к уменьшению объема газа. При постоянном давлении увеличение температуры приводит к увеличению объема газа; другими словами, при нагревании газ расширяется. Математическое соотношение между давлением, объемом и температурой газа и есть уравнение состояния идеального газа[9].

Физики измеряют температуру в градусах Кельвина, которые были названы так в честь британского ученого XIX века Уильяма Томсона — лорда Кельвина. Эти градусы пересчитываются в градусы Цельсия путем вычитания из них числа 273. Однако при огромных температурах звезд эта поправка несущественна, и можно использовать любую шкалу. Далее в книге температура будет указана в градусах Кельвина.

Эддингтон неоднократно встречался с американским астрофизиком Генри Норрисом Расселом. В 30 лет Рассел уже был профессором Принстонского университета. Как «старый принстонианец», он носил высокие ботинки со шнуровкой, крахмальные воротнички и дорогие костюмы. Во время краткого пребывания в Кембридже Рассел так проникся местной атмосферой, что даже усвоил британский акцент. Будучи ханжой, с неважным чувством юмора, он терпеть не мог, когда его называли крупным специалистом и всемирным авторитетом по Эросу — дело было в том, что предметом его кандидатской диссертации был астероид под названием Эрос. Рассел обладал огромным авторитетом в американском научном сообществе, и начинающие астрофизики побаивались его. Коллеги вспоминали о нем как об эгоистичном, властном и самоуверенном человеке. При этом Рассел всю жизнь завидовал Эддингтону и своему главному сопернику, астрофизику Джеймсу Джинсу, так как Джинс в Принстоне занимал более высокую должность с большей зарплатой. Впрочем, несмотря на свои личные недостатки и эксцентричность, он был превосходным астрофизиком, а его дипломники работали чуть ли не во всех обсерваториях мира.

Рассел пытался решить фундаментальную проблему — как протекает жизненный цикл звезд, как они рождаются, как эволюционируют и как умирают. В одной из первых работ Эддингтон развивал идею Рассела, касающуюся переменных звезд в созвездии Цефея. Блеск цефеид колеблется от максимума до минимума с периодом от нескольких часов до нескольких дней. К 1908 году было найдено более 1700 таких звезд и установлены определенные закономерности колебаний блеска звезд в созвездии Цефея[10]. Эддингтон вывел соотношение между периодом колебания звезд и их плотностью, причем результаты его расчета с неплохой точностью соответствовали астрономическим наблюдениям[11].

И вот Эддингтон решил выяснить, как звезды становятся цефеидами и что происходит с ними, когда, исчерпав свою энергию, они прекращают светиться и пульсировать. Первую подсказку он получил на лекции Рассела в Королевском астрономическом обществе в 1913 году, когда Эддингтон стал профессором на кафедре, возглавляемой Филиппом Плумианом. Доклад Рассела был последним по расписанию, все уже почти засыпали, и лишь Эддингтон внимательно слушал докладчика.

В XIX веке ученые обнаружили, что Вселенную пронизывают электромагнитные волны. Человеческий глаз способен различать лишь крошечный диапазон электромагнитного спектра, между ультрафиолетовым и инфракрасным излучением. Но на телескопах, установленных на орбитальных спутниках вне земной атмосферы работают датчики, чувствительные к невидимой глазу части спектра. С помощью этих датчиков можно изучать интереснейшие процессы во Вселенной, сопровождающиеся излучением в гамма- и рентгеновском диапазоне.

Каждый атом звезды испускает волны определенной частоты, точно так же, как камертон, имеющий заданную частоту звука. Излучение звезды представляет собой набор частот излучения огромного количества атомов самых различных элементов. Если одновременно ударить по миллиону камертонов, то можно услышать лишь шум, не различая в нем частоты отдельных камертонов. Аналогично излучение звезд представляет собой набор огромного количества различных длин волн электромагнитного спектра, который и изучают астрофизики с помощью различных спектроскопов, соединенных с окулярами телескопов. Попадающее в спектроскоп излучение звезды разлагается на набор частот, астрофизики фиксируют этот спектр на фотопластинке, и каждая частота проявляется как отдельная спектральная линия, подобно отпечаткам пальцев. Каждому химическому элементу соответствуют собственные специфические спектральные линии.

В конце XIX века астрономы Гарвардской обсерватории наняли низкооплачиваемых работниц для проведения классификации спектров излучения 500 тысяч звезд. По температурам на поверхности звезды были разделены на несколько классов, обозначенных как О, В, A, F, G, К, М, в порядке снижения температуры. Если О-звезды имеют поверхностные температуры в диапазоне от 28 000 до 50 000 К, то М-звезды — в диапазоне 2400–3480 К. Эти температуры были измерены с помощью спектров излучения звезд[12].

Блестящая идея Рассела состояла в построении графика зависимости блеска звезд от их температуры. Точно такой же график был построен датским астрономом и фотохимиком Эйнаром Герцшпрунгом независимо от Рассела[13], вот почему этот график получил название диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма). Именно эта диаграмма привлекла особое внимание Эддингтона во время доклада Рассела в 1913 году.

Рассел тогда представил диаграмму для 300 звезд, расстояния от которых до Земли были известны с высокой точностью. Он был чрезвычайно удивлен, что звезды на графике расположились вовсе не беспорядочно. Большинство звезд попало на полосу, идущую по диагонали от горячих и ярких звезд О-типа в левом верхнем углу диаграммы до холодных и тусклых звезд М-типа в правом нижнем углу графика. Эти звезды имели такой же геометрический размер, как и наше Солнце. Рассел назвал эту диагональную полосу «главной последовательностью». Другой класс звезд — больших по размеру и приблизительно одной яркости — оказался на горизонтали, отходящей от главной последовательности. По предложению Герцшпрунга Рассел назвал звезды на главной последовательности «карликами», а на горизонтальной полосе — «гигантами». Таким образом, звезды были разделены на два класса — гиганты (яркие звезды, в десятки и сотни раз больше Солнца) и карлики (равные по размеру Солнцу, с меньшей яркостью).

Позже Рассел говорил, что изобрел диаграмму, «потому что она давала возможность классифицировать звезды таким образом, чтобы они разместились на листе бумаги стандартного размера». Однако эта диаграмма оказалась гораздо большим, чем просто компактный способ представления информации. Уже вскоре стало ясно, что изучение строения звезд, их жизни и смерти напрямую связано с их положением на HR-диаграмме. Эддингтон был одним из первых астрофизиков, который осознал важность этой диаграммы и попытался интерпретировать заключенную в ней информацию о звездах. В результате ему удалось определить химический состав звезд и источники излучаемого ими света.

Одна из звезд оказалась особенно загадочной, так как полностью выпадала из упорядоченной схемы Рассела. Этой звездой была 2 Эридана В, тусклый компаньон 2 Эридана А[14]. Эти звезды, вращающиеся друг вокруг друга в бесконечном танце, известны как двойная звезда. 2 Эридана В не попадала на главную последовательность — эта звезда не является ни гигантом, ни карликом, имеет высокую температуру поверхности (около 10000 К), но при этом обладает низкой светимостью и на диаграмме оказывается значительно ниже главной последовательности. (Рассел поначалу посчитал эту звезду карликом, но Герцшпрунг ввел термин «темная белая звезда», или «белый карлик».)

Герцшпрунг и Рассел были весьма удивлены этим исключением из правил. Но в какой-то момент Рассел вспомнил свой разговор с Эдвардом К. Пикерингом, который в то время был самым влиятельным американским астрономом и занимал пост директора Гарвардской обсерватории. «Именно такие исключения и ведут к расширению наших познаний», — сказал ему Пикеринг в 1910 году. Через 25 лет после построения HR-диаграммы Эддингтон и Чандра попытались решить загадку белых карликов, считавшихся тогда конечной стадией эволюции любой звезды. В 1915 году астрономы впервые обнаружили поразительные свойства белого карлика Сириус В. Это открытие изменило не только жизнь Чандры и Эддингтона, но и всю астрофизику.

Сириус В является звездой-компаньоном Сириуса А, самой яркой звезды на ночном небе. Сириус привлек к себе пристальное внимание еще в 1844 году, когда знаменитый немецкий астроном и математик, директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Вильгельм Бессель рассчитал, что расстояние от Земли до этой звезды приблизительно равно 9 триллионам 460 миллиардам километров. Астрономов середины XIX века это поразило. Радиус Земли — 6290 километров, расстояние от Земли до Солнца составляет почти 150 миллионов километров, а до самой отдаленной планеты Солнечной системы Плутона минимальное расстояние — 4,3 миллиарда километров. Сириус А дальше от Земли на многие триллионы километров, но его мощный свет, благодаря которому звезда видна в телескоп, долго не давал возможности обнаружить звезду-компаньона.

В том же 1844 году Фридрих Бессель обнаружил, что траектория движения Сириуса А периодически изменяется, и сделал вывод о влиянии некой «скрытой массы», которая вместе с Сириусом А вращается вокруг общего центра масс с периодом в 50 лет. 31 января 1862 года американский астроном и конструктор телескопов Альван Грэхэм Кларк при тестировании нового 18-дюймового телескопа-рефрактора впервые увидел спутник Сириуса А — звезду Сириус В.

Ведущий астроном США профессор Уолтер Сидни Адамс в Маунт-Вилсоновской обсерватории в Калифорнии измерил яркость Сириуса В, определил спектр его излучения и доказал, что 2 Эридан В не является единственным исключением на HR-диаграмме.

Итак, обнаружилась еще одна странная звезда — Сириус В. Как могут такие горячие звезды испускать так мало света? Где-то допущена ошибка? А может быть, тут как раз тот случай, о котором говорил Пикеринг?

По данным о периоде обращения Сириуса А и Сириуса В, несимметричности орбиты и расстояния до Земли астрономы смогли вычислить массу Сириуса В. Она оказалась почти равной массе Солнца[15], то есть приблизительно 2 миллиарда триллионов триллионов граммов, или приблизительно 2×10^33 граммов (в системе единиц, используемых астрономами).

Был рассчитан также радиус Сириуса В, оказавшийся в двести раз меньше радиуса Солнца и примерно в три раза больше радиуса Земли. Другими словами, Сириус В, по массе равный Солнцу, имеет объем лишь немного больше объема Земли. А значит, его средняя плотность ошеломляюще велика — 61000 граммов на кубический сантиметр! На Земле чайная ложка такого вещества весила бы почти шесть тонн — столько весит слон! Для описания столь плотного вещества не подходят законы поведения идеального газа и требуются новые законы. Эддингтон назвал эту идею «абсурдной»[16], решил отложить решение проблемы белых карликов и сосредоточиться на физическом строении карликов и гигантов. Эддингтон хотел понять, почему звезды группируются в определенных областях HR-диаграммы, а не в каких-либо других ее участках.

Но это и был один из самых важных, требующих ответа вопросов — почему звезды светят? Эддингтон полагал, что теория, разработанная в конце XIX века немецким энциклопедистом Германом фон Гельмгольцем и британским ученым Уильямом Томсоном (лордом Кельвином), совершенно неверна. Согласно этой теории, частицы звездного газа сжимались под действием гравитации, при этом их температура увеличивалась, и они начинали излучать свет. Но если эта теория верна, то рассчитываемый возраст Солнца равен примерно 20 миллионам лет[17], а в 1917 году методом радиоактивной датировки уже был определен возраст Земли — 2 миллиарда лет. Как же могло оказаться, что Земля старше Солнца?

И тогда Эддингтон предложил альтернативную теорию, согласно которой происходит медленная аннигиляция протонов и электронов с выделением энергии в виде света. Число электронов в звездах столь огромно, что запасы энергии «почти неисчерпаемы». Однако если протоны и электроны взаимно уничтожаются (именно такой процесс в физике называют аннигиляцией), то и сама звезда в конце концов должна исчезнуть. Кроме того, следовало ожидать появления очень плотных и ярких звезд. Но в таком случае почему столь плотные звезды, как белые карлики, такие тусклые? И не существуют ли пока неизвестные нам процессы, которые каким-то образом препятствуют аннигиляции? Вот почему ученые решили, что, по-видимому, внутри звезд должны происходить некие ядерные взаимодействия, которые и служат неисчерпаемым источником их энергии. И Эддингтон занялся определением источника энергии звезд, сияющих миллиарды лет.

В 1920 году Фрэнсис Астон, сорокатрехлетний химик Кавендишской лаборатории в Кембридже, сделал потрясающее открытие: он показал, что четыре атома водорода весят больше одного атома гелия. К тому времени уже было известно, что звезды состоят в основном из водорода и гелия, причем атом гелия можно представить как четыре слившихся атома водорода. Оказалось, что масса ядра гелия меньше суммы масс четырех ядер водорода, хотя и лишь на восемь десятых процента.

Эддингтон предположил, что в данном случае может происходить превращение массы в энергию. Если это так, то потеря массы будет соответствовать огромному количеству энергии, согласно E = mc^2, знаменитому уравнению Эйнштейна[18]. В этом уравнении E — энергия, m — масса и c — скорость света, равная 300000 км/с. Таким образом, исчезновение даже небольшой массы влечет выделение огромного количества энергии. Астон описал свое открытие очень ярко: «Переход количества водорода, содержащегося в стакане воды, в гелий высвобождает энергию, достаточную для путешествия на „Куин Мэри“ через Атлантику с максимальной скоростью».

Эддингтон сразу понял, что это открытие может объяснить столь длительное свечение звезд: «Если такое возможно в Кавендишской лаборатории, то и подавно на Солнце». В те времена ученые чрезвычайно мало знали о строении атомного ядра, но понимали, что для слияния протонов температура внутри звезды должны быть чрезвычайно высокой, чтобы придать частицам энергию, достаточную для преодоления огромного электростатического отталкивания. Правда, некоторые астрофизики утверждали, что температура внутри звезд не может быть столь высока, на что Эддингтон яростно отвечал: «Тогда идите и найдите место погорячее».

Именно тогда он начал разрабатывать свою знаменитую теорию, впоследствии названную стандартной моделью Эддингтона.

Он стремился описать происходящее внутри звезд исключительно математическими методами. В 1917 году Эддингтон впервые предложил свою теорию, но в применении только к гигантским звездам с настолько низкой плотностью, что к ним можно было применять законы для идеального газа. Температура внутри звезд достигает десятков миллионов градусов Кельвина, а значит, звезда излучает в рентгеновском диапазоне и испускает высокоэнергетичные кванты. При взаимодействии с атомами звезд рентгеновские лучи отрывают от них электроны, начиная с внешних орбит, где электроны слабее связаны с ядром. Этот процесс ослабляет энергию излучения во внутренней части звезды. Оторванные («свободные») электроны некоторое время хаотически движутся, пока их не захватят другие атомы, из которых электроны снова выбиваются излучением. Это приводит к дальнейшему ослаблению испускаемой энергии внутри звезды.

Вот как это описывает Эддингтон: «Внутри звезды среди атомов и электронов творится полная сумятица. Представьте себе такую картину: со скоростью 80 км в секунду летают оборванные атомы, на которых, как лохмотья после драки, болтаются оставшиеся электроны. Вырванные из них электроны носятся в сто раз быстрее в поисках нового пристанища. Смотрите! — вот электрон приближается к атомному ядру, но с большой скоростью пролетает мимо него по крутой кривой. При следующей встрече с атомом он оказывается ближе, захватывается и прилипает к нему, теряя свободу. Но только на мгновение. Едва атом обретает новую оболочку, как на него налетает новый квант света. С огромной скоростью электрон опять вырывается на свободу в поисках новых приключений».

Для определения температуры звезды и интенсивности ее излучения Эддингтон должен был найти среднее число свободных электронов, приходящееся на атом, которое в астрофизике называют «средним молекулярным весом». В то время астрономы полагали, что звезды состоят из тех же элементов, что и Земля, то есть почти не содержат водорода и гелия и состоят из кислорода, железа, натрия, кремния, калия, магния, алюминия и кадмия[19]. Учитывая это предположение, а также тот факт, что не все атомы теряют свои электроны, Эддингтон определил средний молекулярный вес равным 2,1.

Затем он предположил, что химический состав одинаков для всех звезд, а значит, одинаков и их молекулярный вес. Следующий, подлежащий решению вопрос был о непрозрачности звезды, то есть каким образом химические элементы не дают излучению выйти наружу. Если излучение будет свободно испускаться, то звезда очень быстро остынет, но если звезда непрозрачна для излучения, то по мере его накопления она может взорваться. Эддингтон начал с того, что использовал математическую формулу для непрозрачности и вычислил для нее теперь уже «физическую величину». Затем он преобразовал эту формулу с учетом условий внутри звезды и получил теперь уже «астрономическую величину» непрозрачности. При подстановке среднего молекулярного веса 2,1 им была рассчитана «астрономическая величина», которая подходила для любой звезды[20].

Из этих расчетов Эддингтон сделал важный вывод о том, как соотносятся массы звезд с их яркостью: чем больше масса гигантской звезды, тем она ярче. Он назвал это соотношением масса — светимость. Удивительно, что его вывод оказался правильным не только для звезд-гигантов с низкой плотностью, описываемых законами идеального газа, но и для гораздо более плотных звезд-карликов. Таким образом, измерение светимости звезды астрономическими методами позволяло рассчитать ее массу. Астрономы-теоретики подтвердили своими расчетами результаты Эддингтона и объяснили, почему более массивные звезды ярче менее массивных и почему, например, так необычайно ярок Сириус. И лишь поведение белых карликов эта теория описать не могла.

Эддингтон был поражен полученным результатом: «При сравнении поведения этих плотных звезд то есть карликов, хотя и не белых, я не ожидал, что они попадут на одну кривую и будут соответствовать моей теории». Эддингтон полностью опроверг теорию Рассела, считавшего карлики слишком плотными, чтобы подчиняться законам идеального газа. Эддингтон предположил, что, поскольку атомы внутри звезды почти полностью лишены электронов, они во много раз меньше атомов на Земле и занимают внутри звезды намного меньший объем пространства. Вот почему вещество внутри звезды ведет себя как идеальный газ даже при очень большой плотности. Обычная звезда-карлик может быть столь же плотной, как платина, и все же вести себя как идеальный газ — и даже плотность платины еще далека от максимально возможной плотности.

Соотношение масса — светимость Эддингтона отлично согласовывалось с наблюдениями астрономов, но это соответствие было достигнуто высокой ценой. Для получения правильных результатов Эддингтону пришлось допустить, что астрономическая величина непрозрачности звезд в десять раз больше ее физической величины. Возник «парадокс непрозрачности».

Этот существенный недостаток своей модели Эддингтон охотно признавал. Для его устранения потребовалось бы постулировать наличие в звездах огромного количества водорода. Это стало совершенно ясно при сравнении физических и астрономических величин, но увеличение количества водорода должно было бы уменьшить радиационное давление внутри звезды, которое является важным компонентом модели, что сделало бы стандартную модель несостоятельной.

Тем временем индийский физик Мегнад Саха сделал открытие, которое поставило под сомнение стандартную модель Эддингтона. В 1920 году Саха обнаружил, что температура поверхности звезды связана с химическим составом ее верхних слоев. На основании этого он показал, что в атмосфере Солнца водорода в миллион раз больше, чем любого другого химического элемента. Не такая же ли картина и внутри светила? А если так, то почему водорода так много в звездах и так мало на Земле? Эддингтон очень надеялся, что последующие уточнения теории Саха устранят противоречия, но этого не произошло.

В 1925 году Сесилия Пэйн, бывшая студентка Эддингтона, защитила диссертацию и начала работать в американской Гарвардской обсерватории. Применив усовершенствованную теорию Саха и изучив спектр излучения Солнца, она убедительно доказала присутствие в нем огромного количество водорода. Однако Рассел, горячий сторонник Эддингтона, раздраженно написал Пэйн, что это «совершенно невозможно». Опасаясь его гнева, Пэйн была вынуждена отступить и заявила, что такого количества водорода на Солнце «по-видимому, быть не может». А когда в сентябре 1925 года она посетила Кембридж и сообщила Эддингтону о своем результате, тот кратко ответил: «Ну, это на поверхности звезд, но вы не знаете, что у них внутри»[21].

Однако в конце концов Рассел вынужден был согласиться с Пэйн, которая к 1932 году собрала множество доказательств своей теории. 27-летний датский астрофизик Бенгт Стрёмгрен, впоследствии ставший другом и коллегой Чандры, предположил, что по крайней мере треть любой звезды должна состоять из водорода. При этом астрономические и физические значения непрозрачности пришли в соответствие, и Эддингтону пришлось уступить.

В 1915 году Эйнштейн обнародовал общую теорию относительности. Но и Эддингтон одновременно с астрофизическими расчетами сделал несколько пионерских работ по теории относительности. Вскоре он стал профессором астрономии и директором Кембриджской обсерватории. Шла мировая война, и революционным теориям Эйнштейна не сразу удалось пересечь Ла-Манш. Благодаря своим астрономическим исследованиям Эддингтон познакомился с голландским астрономом Виллемом де Ситтером из Лейденского университета в нейтральной Голландии, который изучал астрономические следствия теории Эйнштейна. В 1917 году де Ситтер выслал Эддингтону последние статьи по общей теории относительности Эйнштейна. Эддингтон сразу же понял значение работ Эйнштейна, а в следующем году Физическое общество поручило ему сделать о них доклад. Этот виртуозный «Доклад о теории относительности в приложении к гравитации» привлек внимание большинства британских ученых и утвердил Эддингтона в качестве общепризнанного специалиста по теории относительности.

Между тем обстановка на военных фронтах сильно обострилась. В 1916 году в Великобритании была введена воинская повинность. Квакер Эддингтон мог отказаться от воинской службы по религиозным соображениям, но в то время, когда молодые патриоты всех стран добровольно уходили на войну, такой отказ считался позорным. Кембриджские ученые обратились к правительству с просьбой освободить Эддингтона от воинской повинности, но министерство внутренних дел отклонило прошение. На первом слушании 14 июня 1918 года Эддингтон заявил, что в силу своих религиозных убеждений не может воевать и не видит ничего страшного в том, чтобы присоединиться к своим братьям квакерам в мобилизационных лагерях Северной Ирландии и чистить картошку для новобранцев. В конце концов вмешался директор Гринвичской обсерватории и предложил, чтобы Эддингтона освободили от воинской повинности для руководства британской научной экспедицией с целью наблюдения полного затмения Солнца 29 мая 1919 года. Научной задачей экспедиции была проверка общей теории относительности Эйнштейна. Так Эддингтон получил год отсрочки.

Вскоре было подписано перемирие, а Эддингтон продолжал готовиться к поездке. Было необходимо подтвердить или опровергнуть вывод общей теории относительности об отклонении светового луча от дальних звезд вблизи Солнца. Звезды на сравнительно небольшом расстоянии от Солнца тогда умели наблюдать только в период полного солнечного затмения.

Это было поистине замечательное приключение. В начале марта 1919 года из Англии отплыли две экспедиции. Одна направилась в город Собрал в Бразилии, а другая, во главе с Эддингтоном, — на крошечный португальский остров Принсипе около западного побережья Африки. К середине мая Эддингтон с коллегами полностью подготовились к эксперименту и сделали пробные снимки, но в день затмения возникло серьезное препятствие. Затмение ожидалось в два часа дня, но с утра пошел проливной дождь, угрожавший отменить всю программу наблюдений.

«Около полудня дождь прекратился, — писал Эддингтон, — и приблизительно в 13.30 мы начали фотографировать Солнце. Нам нужны были достоверные фотографии. Мне не удалось непосредственно наблюдать затмение, так как я был занят съемкой. Только два раза я взглянул на него, сначала — чтобы убедиться, что затмение началось, а потом — чтобы выяснить, было ли оно полным».

Эддингтон с коллегами сфотографировали звезды, которые визуально оказались вблизи края затененного Солнца. Затем они тщательно измерили положения этих звезд и сравнили их с данными на то время, когда Солнце находилось в другой части небосвода. Эддингтон лично проделал тщательные измерения микрометром на лучших из полученных фотографий. К всеобщему восторгу смещения звезд оказались близки к предсказываемым общей теорией относительности. Эддингтон потом часто рассказывал, как на первой же фотопластинке получил величины, «предсказанные Эйнштейном». Он называл это величайшим моментом в своей жизни. «New York Times» озаглавила статью об экспедиции в шутливой манере: «Звезды находятся не там, где нам кажется, и не там, где показывают расчеты, но не надо волноваться, — Эйнштейн знает точно, где они». Общественность особенно оценила иронию происшедшего — британский ученый проверил «немецкую теорию» после окончания Первой мировой войны.

Чтобы отметить драматические события на острове Принсипе, Эддингтон сочинил небольшую пародию на популярные рубаи Омара Хайяма в переводе Эдварда Фицджеральда. Вот одна из строф:

Теперь я знаю, прав ли Эйнштейн,

Или же его теории рассыпались в прах.

Всего один луч света звезды в темноте дал ответ

Намного лучше, чем часы тяжелого труда при свечах.

Благодаря успеху экспедиции Эддингтон прославился во всем мире как лучший эксперт по теории относительности. Однажды за обедом ученый развлекал присутствующих рассказом, как однажды он беседовал с известным физиком (чье имя предпочел не называть) в Королевском обществе. «Профессор Эддингтон, — воскликнул тот физик шутливым тоном. — Вы, должно быть, один из трех в мире, кто понимает, что это такое — относительность!» Тут возникло замешательство, и физик сказал: «Не скромничайте, Эддингтон». На что я возразил: «О, я нисколько не скромничаю! Меня просто интересует, кто же этот третий!»

Для разрешения загадки белых карликов Эддингтон объединил выводы из всех своих теорий. Астрофизики предполагали, что звезды образуются следующим образом: далеко от нас в межзвездном пространстве, где находятся огромные скопления газа, его частицы начинают сливаться под действием гравитационного притяжения и их диффузная смесь становится более компактной, с четкими границами. Частицы постоянно сталкиваются, и по закону идеального газа появляется давление, по направлению противоположное силе тяжести. Но огромная сила гравитации продолжает прижимать частицы газа друг к другу, повышая их температуру. В результате они начинают излучать направленный вовне свет, оказывающий определенное давление.

В повседневной жизни этот эффект незначителен — так, к примеру, мы не чувствуем давления света автомобильных фар. Но звезда такая большая и яркая, что потоки излучений вырываются из нее с силой урагана. В результате давление излучения оказывается настолько огромным, что создает стабильные светящиеся массы — звезды. Но какую роль играет световое давление при образовании звезд? В 1917 году Эддингтон предположил, что устойчивое равновесие в звезде возникает, когда гравитационное давление звезды, направленное внутрь, уравновешивается давлением газа и давлением света, испускаемого частицами. Гипотеза Эддингтона стала значительным шагом в понимании природы звезд; она — краеугольный камень современной астрофизики.

А что происходит в конце жизненного цикла звезды? Эддингтон полагал, что состарившиеся звезды становятся белыми карликами. Но тогда каким образом звезды остаются горячими, но столь слабо светящимися? Если удастся это объяснить, то станет ясна и конечная судьба звезд. Эддингтон попробовал составить вероятную цепь событий. При старении звезда излучает все меньше и меньше света, ее радиационное давление уже не уравновешивает силу тяжести, звезда сжимается и превращается в белый карлик. Однако возникает парадокс. Плотность белых карликов огромна, во много раз больше плотности самого плотного вещества на Земле. Для остывания плотность звезды должна уменьшаться до плотности вещества Земли, но оказалось, что звезды продолжают сжиматься и уплотняться. Звезды не остывают, хотя их светимость уменьшается. Может ли так продолжаться до бесконечности? Где же конец? Могут ли они сжаться до бесконечно малого объема? Вот как это представлял себе Эддингтон: «Казалось бы, звезда ставит себя в затруднительное положение. В конце концов запас ее энергии должен истощиться, и она остынет. Но возможно ли это? Звезда обрела огромную плотность благодаря высокой температуре, которая разрушила атомы. При охлаждении она должна увеличиться в объеме примерно в 5000 раз. Но расширение требует энергии — на выполнение работы против силы тяжести, а у звезды энергии больше не осталось. Что же, спрашивается, должно происходить в звезде, если она непрерывно теряет тепловую энергию, но не имеет достаточно энергии для остывания?»

Это было волнующей тайной. В книге «Внутреннее строение звезд» Эддингтон обходил стороной эту проблему, белые карлики оказались неприятным отклонением от теорий, описывающих структуры звезд, в значительной степени разработанных благодаря Эддингтону. Однако загадка белого карлика его не оставляла. В 1914 году он заявил, что невероятно высокая плотность Сириуса В «абсурдна». Но десять лет спустя он сформулировал свое соотношение масса — светимость и обнаружил, что законы идеального газа справедливы даже при высоких плотностях внутри карликовых звезд типа Солнца. Это заставило его предположить, что при значительно более высоких температурах внутри белых карликов все атомы могут быть полностью лишены электронов и в результате упакованы гораздо более плотно[22].

В январе 1924 года Эддингтон написал своему другу, астроному Уолтеру Адамсу, наблюдавшему Сириус В еще в 1914 году, что он «в последнее время развлекается сумасбродной идеей» и что «невероятная» плотность Сириуса В все же возможна. Он предложил проверить с использованием общей теории относительности Эйнштейна, действительно ли плотность белых карликов при их малом радиусе может быть столь высока.

Общая теория относительности предсказывает, что интенсивное гравитационное поле белого карлика влияет на длины волн излучаемого света. Сила тяжести на поверхности Сириуса В в 100 тысяч раз больше, чем на поверхности Земли, и это приводит к увеличению длины волны испускаемого атомами света. Длины волн смещаются в сторону красной части спектра; это явление называется «гравитационным красным смещением».

Разница в длинах волн света, испускаемых атомом вещества Сириуса В и тем же самым атомом на Земле, определяется дробью: масса Сириуса В, деленная на его радиус. Масса Сириуса В и его радиус к тому времени уже были рассчитаны. (Предполагая, что масса Сириуса В составляет 0,85 массы Солнца, астрофизики рассчитали его радиус по данным о его светимости и температуре.) Используя эти данные, Эддингтон получил величину красного смещения.

Затем он предложил Адамсу измерить красное смещение Сириуса В и сравнить полученные результаты с его расчетами. Измерения были исключительно сложными. Сириус А — чрезвычайно яркая звезда, спектр ее излучения накладывается на спектр Сириуса В, и разобраться, какие спектральные линии принадлежат Сириусу А, а какие Сириусу В, невероятно трудно. Однако Адамс решил эту задачу и получил результаты, очень близкие к полученным Эддингтоном. Подтвердилась и величина гравитационного красного смещения, и малый радиус при абсурдно большой плотности Сириуса В. Эддингтон теперь имел неопровержимые доказательства, что Сириус В действительно обладает огромной, почти невероятной плотностью; его расчеты были верны. Эксперимент представил также дополнительные доказательства справедливости общей теории относительности, согласно которой гравитационное поле Сириуса В действительно изменяет излучаемый звездой свет. Эддингтон был полностью удовлетворен. Он показал, что общая теория относительности предсказывает совершенно необычные свойства пространства вблизи сверхплотных объектов типа белых карликов. Например, радиус звезды супергиганта Бетельгейзе примерно 160 миллионов километров, то есть больше радиуса орбиты Земли вокруг Солнца. Но плотность ее в миллион раз меньше, чем у Солнца. А что произойдет, если такая громадина будет иметь плотность Солнца или даже белого карлика? Согласно Эддингтону, «силы тяготения будут столь велики, что свет не сможет вырваться из пространства звезды, лучи вернутся к звезде, как камень, падающий на землю… Масса звезды создаст такую кривизну пространства, что оно будет замкнуто вокруг этой звезды».

Идею о возможности существования «темных звезд» впервые высказал английский естествоиспытатель Джон Митчелл еще в 1784 году, спустя почти сто лет после открытия Ньютоном теории тяготения. Гравитационное притяжение этих звезд так велико, что свет не может из них вырваться. В 1796 году французский математик и ученый Пьер Симон Лаплас развил эту идею, хотя и не упомянул Митчелла. Эддингтон ничего об этом не знал, что было неудивительно — он всегда с презрением относился к истории научного познания, которую считал совершенно бесполезной. По законам идеального газа энергия белых карликов слишком мала, чтобы они увеличивались в объеме. Поэтому эти звезды не могут закончить свое существование, превратившись в сгусток холодной материи. Белые карлики должны превратиться в точку бесконечной плотности и исчезнуть в недрах Вселенной. Но вместо того, чтобы развивать свой удивительный прогноз, Эддингтон решил обойти эту «любопытную проблему» стороной, назвав ее «не фатальной». И наверняка кто-нибудь когда-нибудь обязательно ею займется, ведь «белых карликов очень много».

В 1926 году, когда Эддингтон написал эти слова, достоверно были известны только четыре карлика, а к 1938 году были обнаружены уже восемнадцать! В наши дни сотни белых карликов зарегистрированы лишь в небольшой области не слишком далеко от Солнца. Они настолько слабо светятся, что их можно увидеть только здесь, где они составляют около 9 процентов звезд, наблюдаемых нашими телескопами. Астрономы подозревают, что они являются наиболее распространенным видом звезд, и дружно поддерживают теорию, что, умирая, звезды становятся белыми карликами.

Эддингтон предвидел это еще в 1926 году. В предисловии к своей книге «Внутреннее строение звезд» он пишет, что в соответствии с законом идеального газа белые карлики должны коллапсировать, но этот вывод для него неприемлем. Возникло препятствие, сдерживающее научный прогресс. Но в том же году коллега Эддингтона Ральф Фаулер предложил применить для расчетов этих процессов квантовую механику, в которой он хорошо разбирался. Он хотел решить трудную задачу, которая не поддалась Эддингтону, — доказать, что звезды не исчезают, но угасают мирно, как горные породы, и таким образом восстановить гармонию и красоту Вселенной.

Глава 4

Звездная буффонада

Артур Милн писал, что Ральф Фаулер был «крупной фигурой во всех отношениях — и как человек, и как ученый; он был явным лидером, чрезвычайно привлекательным человеком, который располагал к себе всех». Фаулер родился в 1889 году; он происходил из привилегированной среды, и его ожидала прекрасная и успешная карьера. Учась в Винчестерской школе, он обрел славу как выдающийся спортсмен; всю жизнь он увлекался гольфом, крикетом и регби, был отчаянным скалолазом и игроком в бридж. Все очень любили Фаулера как приветливого, добродушного и веселого человека с обаятельной улыбкой.

Его достижения в физике и астрофизике были поистине блестящи, а авторитет в среде самых влиятельных ученых невероятно высок. Именно он ввел студента Поля Дирака в мир квантовой механики, а позднее познакомил его с Бором и Гейзенбергом. В 1921 году он женился на Эйлин, единственной дочери своего близкого друга и коллеги, легендарного и великого Эрнеста Резерфорда, который к тому времени уже стал лауреатом Нобелевской премии за открытие атомного ядра и получил титул лорда. В семье Фаулер было четверо детей.

Милн писал о Фаулере с мягким юмором как «о человеке, с которым вы сохраните дружеские отношения, даже если он продал Вам мотоцикл» — лучше не скажешь! — и добавлял, что он был «королем среди мужчин». После первой встречи с Фаулером в сентябре 1930 года Чандра написал родителям: «Мистер Фаулер — крупный, сильный, жизнерадостный мужчина средних лет. Он очень часто говорит: „Великолепно!“» При первой встрече с ним Чандра так разволновался, что «споткнулся на ступеньках и упал». И до сих пор у него в ушах слова Фаулера: «Спокойно, спокойно!»

После окончания Винчестерской школы в 1908 году Фаулер поступил в кембриджский Тринити-колледж, где изучал математику. Он специализировался на решении уравнений для газовых сред, имеющих важные приложения в астрофизике. В 1914 году он был избран действительным членом Тринити-колледжа. Когда началась Первая мировая война, Фаулера призвали в Королевскую морскую артиллерию. Позже в Кембридже часто замечали, что под плащом он носит военную форму. Фаулер участвовал в кровопролитной битве при Галлиполи, был тяжело ранен в плечо и отправлен в тыл[23].

Во время войны правительство хотело привлечь для исследований в интересах военного ведомства Арчибальда Хилла, признанного высокообразованного лидера с обширными связями в Оксбридже. Ему было предложено сформировать экспериментальную часть ПВО для разработки новых видов вооружений. Основная задача заключалась в повышении эффективности использования зенитных снарядов против немецких «цеппелинов» и мощных двухмоторных бомбардировщиков «Гота». Для повышения точности стрельбы зенитных орудий необходимо было провести специальные исследования — учесть большую высоту, сильный ветер, изменения температуры и давления. Хилл собрал группу математиков и физиков и обратился к Харди, который тогда был членом Тринити-колледжа. Харди ответил, что «хотя он готов подставить свое тело под пули, но его мозг не будет проституировать на армию». Однако никаких возражений по поводу мозга Фаулера у Харди не было, и он посоветовал Хиллу включить Фаулера в группу. Кроме того, он рекомендовал для этой работы и своего ученика Милна, хотя к тому времени тот проучился в Тринити-колледже только два года. Так Фаулер познакомился с Милном. Вскоре они стали не только коллегами, но и друзьями.

Группа Хилла располагалась в военно-морском училище ВМС Великобритании, базирующемся недалеко от Портсмута. Неофициально они называли себя «Разбойники Хилла», имея в виду использование неординарных методов решения научных проблем. Это было бурное время. Фаулер и Милн вылетали с аэродрома Фарнборо на новых мощных бипланах FE 2D с двигателями производства компании «Роллс-Ройс» (250 лошадиных сил!). Друзья убедили пилотов Королевских ВВС подниматься как можно выше, чтобы измерять температуру и давление, а также изучать состояние атмосферы на большой высоте. Они летали в открытой кабине, без парашюта и радиосвязи, и проводили не просто интереснейшие, но и очень опасные исследования. Высокопрофессиональные боевые летчики пытались напугать штатских пассажиров, откалывали грубые шуточки, валяли дурака, выполняя крутые пикирования и повороты по вертикали. Но Фаулер и Милн лишь наслаждались этими приключениями.

Но вернемся к науке: Милн начал с уравнений для низкоуровневой траектории зенитных снарядов и рассчитал траекторию для гораздо большей высоты. Его результаты используются и сейчас. Фаулер провел расчеты аэродинамики полета снарядов, а также составлял отчеты, вел календарь полетов, наладил хорошие отношения с офицерами военно-морского флота, инспектировал береговой комплекс ПВО и часто посещал Францию, помогая французским коллегам, занимавшимся аналогичными расчетами.

Влияние Хилла на этих двух джентльменов было огромным. Милн часто вспоминал лекции Хилла по методикам исследований. Так во время войны Фаулер и Милн перешли от чистой математики к изучению физики верхних слоев атмосферы, а затем и к астрофизике.

Фаулер был не слишком силен в формулировании оригинальных идей и для решения задач чаще использовал уже предложенные гипотезы. У него был очень большой недостаток: часто он слишком быстро прекращал заниматься задачей и не доводил свои рассуждения до конца. Так получилось и с его попыткой применить квантовую статистику к электронному газу для решения парадокса Эддингтона.

К этой проблеме Фаулер приступил в 1926 году, спустя несколько месяцев после опубликования «Внутреннего строения звезд». Он хорошо знал, что электронный газ в звезде вследствие своей чрезвычайно высокой плотности не является идеальным газом. Большинство астрофизиков допускали, что для этих условий законы идеального газа должны быть модифицированы. Фаулер предложил радикальное решение: он заявил, что такой плотный электронный газ нужно описывать методами квантовой механики, которая предсказывает, что электроны при накоплении стремятся максимально удалиться друг от друга.

Необходимость новых законов природы возникла с появлением модели атома Бора. Атом в этой модели уподоблен Солнечной системе, в которой электроны окружают ядро, как планеты — Солнце. При этом принципиально важно, что они могут занимать только определенные орбиты[24]. Самым простым является атом водорода с одним электроном на ближайшей к ядру орбите. У гелия на этой же орбите находятся два электрона, которые полностью заполняют ее и делают гелий инертным, то есть неспособным реагировать с любым другим химическим элементом. Далее следует литий, у которого на следующей орбите появляется третий электрон, и так далее. Модель Бора позволяла удовлетворительно связать химическую активность с числом электронов в атоме и объяснить Периодическую систему элементов Менделеева. По словам Эйнштейна, это явилось «огромным достижением».

Но Бор так и не смог объяснить, почему на определенной орбите должно быть определенное количество электронов. В 1925 году талантливейший 24-летний венский физик Вольфганг Паули, бывший студент Зоммерфельда, нашел ответ: для объяснения требовался еще один таинственный ингредиент квантового мира — спин электрона. Совершенно невозможно наглядно представить себе этот спин, как невозможно и осознать электрон волной и частицей одновременно; спин — это собственный момент вращения, внутреннее неотъемлемое свойство электрона, подобное его заряду и массе. Спин оказался тем недостающим звеном, благодаря которому стал понятен принцип заполнения электронных орбит. Полное объяснение потребовало формулировки нового фундаментального закона: не существует двух электронов в атоме, которые обладают одними и теми же квантовыми свойствами. Это и есть «принцип запрета Паули».

При такой высокой плотности, как в звездах, вступают в силу законы квантовой механики, в том числе принцип Паули. В данном случае он формулируется следующим образом: в определенном пространственном объеме могут одновременно находиться не более двух электронов с противоположными спинами (спин может принимать лишь два значения: +1/2 или -1/2) и определенными скоростями.

Когда в звезде заканчивается топливо, и она перестает излучать свет, направленное наружу давление излучения уменьшается, а направленные внутрь гравитационные силы начинают преобладать, и звезда сжимается. В центре звезды триллионы электронов сближаются все теснее, как люди в толпе. Квантовые состояния заполняются сначала в самом центре, где электроны движутся медленно, а затем на периферии, где они перемещаются быстрее. Остальные электроны пытаются найти удобное расположение, но они не могут находиться слишком близко друг от друга, поскольку не могут занимать «территорию» друг друга согласно принципу Паули. Они сопротивляются дальнейшему сжатию и создают мощное давление. Сила этого давления оказывается гораздо более мощной, чем их взаимное электрическое отталкивание, которое нейтрализуется притяжением положительно заряженных ядер атомов. В конечном счете звезда полностью перестает излучать, и радиационное давление пропадает. Остается только направленное наружу давление электронов, противостоящее огромной силе тяжести. Электронный газ большой плотности оказывается в так называемом «вырожденном» состоянии — сжиматься дальше не может. Направленное наружу давление электронов называется «давлением вырождения». Оно так велико, что не позволяет силе тяжести бесконечно сжимать звезду, которая затвердевает и тихо умирает в виде сгустка холодной материи[25].

Таким образом, применение квантовой механики в астрофизике, как казалось тогда, полностью устранило парадокс Эддингтона. Звезды должны элегантно угасать, сохраняя наше прежнее представление о стационарной Вселенной.

Фаулер продемонстрировал, что теория для микрокосмоса применима и к звездам — объектам макрокосмоса. Его работа была строго математически обоснована. Он предположил, что плотность белого карлика равна 100 тысячам граммов на кубический сантиметр. Но при такой высокой плотности скорость электронов в звезде будет существенно меньше скорости света, поэтому нет необходимости применять теорию относительности. Фаулер знал это и не стал далее развивать свою теорию, ведь его цель состояла лишь в разрешении парадокса Эддингтона, и он полагал, что достиг успеха. В своей обычной решительной и авторитарной манере бывший королевский морской пехотинец заявил, что применение квантовой теории позволяет «убедительно ответить на вопрос Эддингтона, и я рад на этом закончить свои вычисления». Эддингтон также был весьма доволен.

Благодаря совместным военным приключениям и хорошему характеру Фаулера Милн и Фаулер навсегда остались близкими друзьями. А вот отношения Милна с Эддингтоном оказались намного сложнее.

Когда Милн и Фаулер познакомились, Милну исполнилось 20 лет, он был невысоким, худощавым и симпатичным юношей в круглых очках, на семь лет младше Фаулера. Из-за плохого зрения Милна освободили от призыва в армию, и он с радостью принял приглашение войти в группу Хилла. И надо отметить, что Милн происходил из намного менее обеспеченной семьи, чем Фаулер.

У Милна складывались хорошие отношения с коллегами. Он был чрезвычайно обаятелен и популярен, что не мешало ему оставаться самым настоящим трудоголиком. Друг Чандры профессор Уильям Мак-Кри написал, что Милн «излучал положительную энергию. Его особенностью было умение концентрироваться на решении проблемы, но в разговорах с друзьями и коллегами он оживлялся. От него исходила волна любви и доброжелательности, которая привлекала к нему других людей. …Милн был глубоко религиозным человеком; вера и храбрость помогали ему одерживать победы».

В конце войны Милну исполнилось 22 года. С большой неохотой он возвратился в Кембридж для завершения своих еще студенческих исследований. Но Фаулер и Хилл предоставили ему возможность провести оригинальное исследование, которое позволило бы Милну стать членом Тринити-колледжа. Удивительно, что всего за год Милн закончил фактически три дипломные работы: одну по математике, вторую по распространению звуковых волн в атмосфере и третью — о свойствах атмосферы Земли на больших высотах. Фаулер считал две последние работы Милна, основанные на его военных исследованиях, просто выдающимися. И вскоре Милн был избран членом Тринити-колледжа.

Но Милну этого было мало. Чандра вспоминал, что у того присутствовал явный комплекс неполноценности — Милну казалось, что ему не хватает фундаментальных научных знаний. Это было чрезвычайно странно, так как щепетильность Милна при использовании математических понятий была даже чрезмерной. Милн постоянно стремился демонстрировать свои математические способности, однако всегда сохранял следы студенческого пиетета по отношению к маститым ученым.

Однажды ночью во время беседы в Тринити-колледже глава лаборатории физики Солнца Хью Франк Ньюолл сообщил, что ищет помощника, и тут же сообразил — да ведь сидящий рядом Милн во время войны изучал процессы в земной атмосфере! Ньюолл тут же предложил Милну заняться атмосферой Солнца. Работа над исследованием внешних слоев Солнца с 1919 по 1929 год была самым успешным периодом в карьере Милна. В 1935 году его наградили золотой медалью Королевского астрономического общества за научные достижения последних десяти лет.

Однако жизнь молодого ученого была далеко не безоблачной. В 1921 году умер его отец, и Милн всерьез собирался оставить учебу — для поддержки семьи. В апреле 1924 года во время эпидемии Милн заболел энцефалитом, и кембриджские друзья трогательно о нем заботились. В июле он выздоровел, но позже часто испытывал последствия заболевания. Вскоре Милн покинул Кембридж и стал профессором прикладной математики в Манчестерском университете, где его академическая карьера успешно и плодотворно продвигалась вперед. И тогда же он встретил Маргарет Скотт, приемную дочь преподавателя истории. Она стала его женой. Все шло прекрасно, и в 1928 году ему предложили должность ведущего профессора математики и члена колледжа Вэдхэм в Оксфордском университете. В то время математика в Оксфорде, в отличие от Кембриджа, была в запустении. Милн принял предложение, хотя несколько ученых уже отказались от этой должности. Развитие системы преподавания математики заняло у Милна слишком много времени, и он постепенно терял контакт с коллегами и друзьями в Кембридже.

В Оксфорде личная жизнь Милна не задалась. Маргарет была счастлива в Манчестере, принимая участие в академических исследованиях, но в Оксфорде ситуация была совсем иной — женщинам даже не разрешалось обедать в колледже. Кроме того, Милн почувствовал себя в изоляции: он отдалялся от атомной физики и квантовой механики, которые становились важнейшими методами исследования атмосферы звезд. Поэтому он решил работать над созданием моделей вещества в центре звезд без применения новейших теорий.

6 июня 1929 года Милн был приглашен Королевским обществом для чтения престижной Бейкеровской лекции. Ему показалось, что это идеальная возможность представить свои новые идеи, которые он сам считал революционными. Все присутствующие ожидали услышать лекцию о его новаторских работах по поводу звездных атмосфер, но он говорил о гораздо более общих проблемах. Блестящая идея Милна заключалась в том, чтобы при изучении атмосферы звезд получать информацию об их глубинном строении, а не наоборот, как было принято в стандартной модели Эддингтона.

Перед лекцией Милн решил зайти к Эддингтону и обсудить результаты этих исследований: он хотел найти подтверждение своих аргументов. Но Эддингтон был убежден, что определить поверхностную температуру звезды можно лишь с помощью исследования ее внутренней структуры.

При встрече в мае того года Эддингтон полностью отверг теории Милна, у которого оставалось только несколько недель, чтобы с невероятными усилиями переделать доклад к 6 июня. В лекции он рассказал не только о собственных исследованиях звездных атмосфер, но и о многом другом. На эту лекцию еще долгие годы потом ссылались ученые, работавшие в области астрофизики. И лишь Милн не был удовлетворен и говорил, что не считает ту свою лекцию достойной внимания.

А несколько месяцев спустя у него состоялась еще одна беседа с Эддингтоном. Милн настаивал, что такой важный результат, как соотношение масса — светимость Эддингтона, нельзя получить только из условия равновесия направленных наружу сил светового давления и давления газа и противоположных им гравитационных сил, направленных внутрь звезды.

«Необходимо тщательно разобраться со структурой звезды, и в особенности с источником ее энергии. Жизнь звезды намного сложнее, чем вы думаете», — взволнованно говорил Милн. Попробуем представить себе в этот момент Эддингтона, казалось бы спокойно попыхивающего трубочкой и жующего яблоки, но в действительности из последних сил сдерживающего свое негодование. Разве соотношение масса — светимость не поразительно? Этот удивительный, прекрасный газовый закон, который заведомо справедлив для звезд-гигантов с малой плотностью, а также для карликов с невероятно большой плотностью. Но Эддингтон не хотел принимать во внимание, что белые карлики не были идеальным газом, как показал Рассел еще три года назад. Как же Милн смел перечить Эддингтону! Конечно, Эддингтон знал, что белый карлик не идеальный газ, но Милн явно не имеет ни малейшего представления о построении моделей! Уже в который раз Эддингтон опирался на свой непререкаемый авторитет.

И все же Милн решил вскоре рассказать о своих идеях на заседании Королевского астрономического общества. Эддингтон с ходу отклонил все соображения Милна. «Это нелегко обсуждать, — написал он надменно, — поскольку профессор Милн не объясняет детально, как он получил свои результаты, столь сильно отличающиеся от моих, а потому остальная часть его работы мне абсолютно неинтересна. Я думаю, абсурдно было бы полагать, что его теория справедлива». Эддингтон продолжал пикироваться с Милном в серии кратких статей, опубликованных в январе следующего года, однако Милн практически не обращал внимания на критические замечания Эддингтона. В письме к брату он пишет: «Эддингтон очень резко отзывается о моей работе — он называет мою теорию софистикой, мистикой, безосновательными предположениями. Он становится догматичным и раздражительным, когда кто-то вдруг касается его старой теории, гнилой до основания. Поразительно, что этот грандиозный обман научной общественности продолжается так долго. Его теоремы о звездах — это главным образом необоснованные догадки».

В письме Милн называл гиганты и карлики «центрально сжатыми звездами» (плотность которых растет по направлению к центру), а белые карлики — «сколлапсировавшими объектами». Основываясь на результатах работ Фаулера и Эдмунда Стонера, он утверждал, что если внешняя часть всех звезд — это идеальный газ, то вблизи центра звезды плотность и давление становятся экстремально большими. В таких условиях законы идеального газа неприменимы, и для определения давления и температуры в этой части звезды нужно принимать во внимание квантовые эффекты, используя фаулеровское уравнение состояния. Вблизи самого центра звезды следует применять уравнение Стонера, которое включает релятивистские эффекты, так как электроны движутся со скоростью, почти равной скорости света. При еще большем приближении к центру для определения экстремально высоких давлений, вероятно, потребуются иные уравнения. Милн утверждал, что все звезды окружены оболочкой идеального газа, внутри которой находится серия очень твердых ядер, предотвращающих сжатие звезды выше некоторого предела. Эти ядра он назвал вырожденными.

Как и Эддингтон, Милн не довел цепь рассуждений до логического конца и не решился утверждать, что белый карлик может уменьшаться, уплотняясь до бесконечности. Тогда было принято считать, что появляющаяся в математическом аппарате физической теории бесконечность является верным признаком ее несостоятельности. Однако ситуация с появлением бесконечности регулярно возникала в квантовой механике, и физики, которые обладали более широким кругозором, чем астрофизики, всегда находили способы учесть бесконечные величины. А Милн и другие астрофизики просто отказывались рассматривать такого рода ситуации, что вызывало у физиков постоянные насмешки над самой этой наукой — астрофизикой. Избегая понятия бесконечности, Милн создал ни на чем не основанную гипотезу о появлении в центре звезды области с чрезвычайно высокой несжимаемостью.

В критическом анализе, опубликованном 29 марта 1930 года в знаменитом журнале «Nature», Эддингтон отметил, что «физически звезда не может „сокращаться бесконечно“, рано или поздно она должна достичь равновесной конфигурации», и издевательски добавил, что утверждение Милна аналогично устойчивому положению Шалтая-Болтая на стене. Эта невозможная устойчивость заключается в том, что даже при сотнях тысячах падений Шалтай-Болтай возвращается на стену. А по Милну получается, что, как бы звезда ни разрушалась, она никогда не разрушится полностью. Внутри звезды всегда имеется некое ядро, внутри ядра другое ядро и так далее, как в бесконечной матрешке.

Милн написал председателю британского Королевского астрономического общества Герберту Динглу о едких комментариях Эддингтона: «Конечно, я не могу сказать, что это вызывает мое душевное смятение. Но на собрании общества я был обвинен в том, что говорил абсолютную ерунду, и только потому, что мы получили отличающиеся результаты». У Эддингтона тоже кончилось терпение. «Я почти в отчаянии от наших дискуссий с профессором Милном, от той неразберихи, в которой я благодаря ему оказался», — признавался он. Спор с Эддингтоном был крайне неприятен Милну, который стал чувствовать себя мучеником от науки и непризнанным гением, вынужденным бороться за истину. Милн начал даже считать, что лишь следующее поколение оценит его принципиальность.

И тогда он решил подробно изложить свои идеи о строении звезд. Эта статья была опубликована в конце ноября 1930 года, в предисловии сказано: «Здесь описаны соображения, которые заставляют решительно пересмотреть наши взгляды на структуру звезд по стандартной модели Эддингтона». Милн настаивал, что каждая звезда должна иметь в центре несжимаемое ядро. Впрочем, с одним из положений теории Милна были согласны все астрофизики. Джинс уже тогда отметил: «Эддингтон, Милн и я, все мы считали, что плотность в центре звезды должна быть конечной».

Для Эддингтона теория звезд была только частью огромного исследования, направленного на создание универсальной физической теории. Это была попытка объединить квантовую теорию со специальной и общей теорией относительности, стремление найти Священный Грааль науки. Поиск такой теории ученые вели с тех пор, как возникла наука, — это ведь и есть «всеобщая теория всего», которую сам Эддингтон называл «фундаментальной теорией». Работа так поглотила его, что в некоторых частных вопросах он начал допускать серьезные ошибки. Не в последнюю очередь это касалось проблемы эволюции белых карликов.

Эддингтон начал свои исследования в 1928 году, вдохновленный теорией электрона Дирака. В своей теории Дирак использовал аппарат квантовой механики, специальную теорию относительности, но не учитывал выводы общей теории относительности. Одним из более чем странных следствий теории Дирака был вывод о существовании электронов с отрицательной энергией. Это казалось невероятным и так же невозможным с физической точки зрения, как и отрицательное время[26]. Гейзенберг жаловался Паули, что эта теория была «самой печальной главой в современной физике».

Эддингтона не очень беспокоили выводы из теории Дирака, но математические рассуждения казались ему несколько странными. Дирак вывел уравнение, основанное на математических величинах, незнакомых большинству физиков. Это были не векторы и не тензоры, а так называемые спиноры. В своей теории Дирак использовал неизвестную ранее физическую величину спин — собственное вращение электрона. Эддингтон обладал весьма глубоким пониманием математических оснований физики и сразу почувствовал, что Дирак нашел нечто намного более серьезное, чем просто использование иного математического аппарата для обоснования понятия спина.

Эддингтон был вообще склонен к мистицизму, возможно благодаря воспитанию в духе квакеров, и считал, что природа выше науки. Хотя мистика предполагает возможность побега из замкнутой логической научной системы, Эддингтон неоднократно утверждал, что физика не должна использоваться для обоснования мистических взглядов. За невозмутимой маской ученого скрывались острые духовные искания и внутренняя борьба по преодолению противоречий между наукой и религией.

Эддингтон был очарован «реальными» и «невидимыми» мирами и связями между ними. Его первая книга по фундаментальной теории «Природа физического мира» начинается с блестящего сравнения этих двух миров. Эддингтон приводит пример двух письменных столов с книгами и различными бумагами. Один стол — обычный, а второго в материальном виде не существует, он — лишь пересечение электрических и магнитных полей, заполненное гудящими электронами. Однако наши книги и бумаги не проваливаются через отсутствующую столешницу и не падают на пол. Хотя оба стола являются вполне реальными, для второго из них понятие «вещества» требует пересмотра. Так как же связаны между собой видимый и невидимый миры?

Эддингтон был убежден, что ответ даст математика, которая станет ключом к замку на двери между этими мирами. Уравнение Дирака включало четыре величины, четыре измерения — три пространственные координаты и время. Эддингтон построил свой оригинальный математический аппарат на основе шестнадцати спиноров, которые назвал «Е-числа»[27]. В итоге должны были получиться уравнения для макроскопического описания Вселенной, включающие результаты не только специальной и общей теории относительности, но и квантовой механики.

Эддингтон выделил семь «основных физических констант», с помощью которых можно описать любое явление во Вселенной, как с помощью всего семи нот можно записать любое музыкальное произведение. Эти физические константы должны были составить фундамент общей теории мироздания.

На первом этапе было необходимо составить некие комбинации этих семи основных математических констант, теоретически определить количество электронов и протонов во Вселенной и сравнить результат с экспериментальными данными. Особо сильное впечатление производила на Эддингтона возможность вычислить так называемую постоянную тонкой структуры.

При изучении спектров излучения было обнаружено, что некоторые линии имеют тонкую структуру, а именно состоят из ряда близко расположенных узких линий. Зоммерфельд блестяще объяснил появление тонкой структуры, введя в боровскую планетарную теорию строения атомов некоторые положения релятивистской теории. Оказалось, что расстояние между узкими компонентами спектральной линии зависит от величины, которая известна как постоянная тонкой структуры. К тому времени уже было получено экспериментальное значение этой величины, равное 1/137.

Числа 1 и 137 — целые. В основе квантовой теории атома также лежат только целые числа, они играли важную роль и в гипотезах древнегреческих ученых. Математик Пифагор и его последователи считали, что с помощью чисел могут настроиться на музыку космоса. Даже Зоммерфельд, вполне приземленный немецкий физик, напыщенно заявлял, что «язык спектров» выразил «истинную музыку сфер на струнах числовых отношений». Интересно, что в Каббале число 137 имеет мистическое значение, с этим числом сопоставляются некоторые высказывания бога Яхве. К сожалению, последующие измерения показали, что постоянная тонкой структуры на самом деле равна не 1/137, а 1/137,036. Но Эддингтона это не остановило, и он продолжал использовать в своих вычислениях число 137.

Одним из основных аргументов Эддингтона была недопустимость рассмотрения элементарных частиц как независимых объектов, он был уверен, что нельзя пренебрегать взаимодействием между частицами. Согласно общей теории относительности, именно гравитация — сила притяжения между частицами — создает структуру пространства и времени. А постоянная тонкой структуры не только показывает величину расщепления спектральных линий, но и определяет силу взаимодействия двух электронов. Для Эддингтона это было еще одним подтверждением отсутствия изолированных частиц в квантовой теории.

Согласно этому положению Эддингтон настаивал, что в любой теории следует учитывать по крайней мере два электрона. Он создал новый математический аппарат, в котором каждому из электронов присваивается одно из шестнадцати Е-чисел. Умножение 16 на 16 дает 256 различных способов объединения электронов, причем из этих 256 способов объединения реально возможными являются только 136, а остальные 120 невозможны. Он записал это в виде 256 = 136 + 120. Таким образом он получил число 136, как фокусник, вынимающий кролика из шляпы.

Разумеется, число 136 не равно 137, хотя и довольно близко! Эддингтон был убежден, что дополнительная единица «появилась не надолго», причем само число 137 стало его навязчивой идеей. Рассел вспоминал встречу с Эддингтоном на конференции в Стокгольме, когда в гардеробе Эддингтон попросил повесить его шляпу «на гвоздь № 137». Дирак однажды отметил: «Он [Эддингтон] первым получил число 136, и, когда в результате эксперимента это число оказалось равным 137, он объяснил и это!» Эддингтон воспринимал свою фундаментальную теорию не просто как набор математических уравнений. Он видел себя в качестве создателя великой философской системы, описывающей не только поведение материальных объектов, но и мышление и более того — саму сущность бытия. Для подтверждения своих интуитивных догадок Эддингтон использовал иногда экспериментальные величины, полученные другими учеными. К таким величинам относилась, например, скорость расширения Вселенной, но в большинстве случаев Эддингтон предпочитал делать выводы и создавать теории на основании собственных представлений. Он считал свою фундаментальную теорию союзом квантовой механики и теории относительности, образованным благодаря математическим построениям с помощью шестнадцати Е-чисел.

И действительно, используя уравнения теории относительности, Эддингтон вывел уравнение для определения общего количества электронов и протонов во Вселенной. Затем он представил Вселенную как гигантский атом, состоящий из электронов и протонов, и с помощью квантовой статистики вывел еще одно уравнение. При сопоставлении этих двух уравнений он вычислил количество электронов и протонов, оказавшееся огромной величиной — 1,5×10^79. Подставив эту величину в соответствующее уравнение, он определил скорость разбегания галактик, то есть скорость расширения Вселенной. К полному удовлетворению Эддингтона, его результат оказался очень близок к оценкам астрономов[28]. Кроме того, Эддингтон был полон решимости связать эту величину с константой тонкой структуры, которую он считал равной непременно целому числу.

На этом этапе рассуждений он снова обратился к своим Е-числам и количеству электронов и протонов во Вселенной. Эддингтон сам написал однажды, что произведение 136×2^256 приобрело для него поистине мистическое значение, тем более что 2^256 почти точно равно 10^79, а это последнее число было определено экспериментально. Сей факт мог бы служить доказательством того, что не случайно число электронов и протонов во Вселенной равно 10^79. Возникает вопрос, действительно ли Эддингтон нашел ключ к пониманию структуры Вселенной с помощью только лишь математических преобразований? Увы, выведенное Эддингтоном с учетом представления о квантах уравнение оказалось неверным. Чтобы получить желаемый результат, следовало объединить общую теорию относительности и квантовую механику, а Эддингтон пытался это сделать, используя неправильные величины[29]. Коллеги немедленно обнаружили в его книгах и статьях по фундаментальной теории отсутствие краткости и ясности, присущих его ранним работам по астрофизике. Так, один весьма едкий критик писал: «Его [Эддингтона] статьи понятны до определенного момента, затем в некоторый критический момент они становятся совершенно непонятными, но неожиданно все проясняется в конце, в формулировке выводов».

Эддингтон был не одинок в своем стремлении теоретически определить смысл и значение постоянной тонкой структуры. Вот и Паули был захвачен этой идеей и также искал скрытый мистический смысл числа 137. В 1958 году, лечась от рака в цюрихской больнице, он однажды сказал своему бывшему ассистенту Виктору Вайскопфу: «Вики, я уже никогда не выйду из этой комнаты!» «Почему?» — недоуменно спросил Вайскопф. «Посмотри на номер этой палаты», — мрачно ответил Паули. У палаты был номер 137, и Паули действительно в ней умер. Паули внимательно читал работы Эддингтона и отзывался о них крайне отрицательно, например, так: «Я считаю, что работа Эддингтона насчет числа 136 — полный бред, она годится для романтических поэтов, а не для физиков».

Однако, несмотря на все возрастающую критику своей единой теории, Эддинтгон в начале 30-х годов прошлого века имел блестящую репутацию. Предложенная им модель строения звезд занимала центральное место в астрофизике, физиков интриговали его космологические идеи, а книги с его философскими размышлениями о Вселенной стали бестселлерами. С помощью изобретенных им Е-чисел Эддингтону удалось связать число электронов и протонов во Вселенной со скоростью ее расширения. А Фаулер в своей работе о жизненном цикле звезд устранил тревожный парадокс, обнаруженный Эддингтоном. В общем, как говорится, жизнь удалась. Вскоре Эддингтон получил высшую британскую награду и был посвящен в рыцари. И в этот момент в его жизни появился Чандра.

Глава 5

Топка Вселенной

Чандра покидал Индию в прекрасном расположении духа. Когда Бомбей исчез за горизонтом, Чандра попытался оценить достижения своих первых девятнадцати лет жизни. Это был золотой период! Он получил высшее образование и уже опубликовал пять научных работ, а также произвел благоприятное впечатление на двух величайших ученых мира — Гейзенберга и Зоммерфельда. И по возвращении из Англии ему будет гарантирована профессура в Президентском колледже. Весь путь до Англии он думал о теориях Фаулера, о белых карликах и вспоминал, покинутую им прекрасную Лалиту. Чандра нашел свой путь, у его ног был весь мир физики. У него были веские причины полагать, что его работы оценят высоко, ведь и вправду оба ведущих индийских физика, Раман и Саха, возлагали на него большие надежды. Раман провозгласил: «Этот молодой человек определенно демонстрирует все признаки гениальности. Он, несомненно, оставит неизгладимый след в физике».

В течение первых нескольких дней море было довольно бурным, и судно шло очень медленно. Раман дал Чандре прекрасный совет: «Будь весел и, если это возможно, оставайся на палубе. Ты получишь большое удовольствие от путешествия, как только корабль минует Аден». Так и произошло. Интересно, что всю дорогу Чандра держался в стороне от других индийцев, у которых не было столь амбициозных планов, как у него, — ведь они просто собирались в полной мере использовать возможности и блага западного образа жизни. Чандра разместился в шезлонге, а на соседний положил стопку книг и различные бумаги. При себе у него были статья Фаулера 1926 года «Плотная материя», в которой автор описал свой метод решения парадокса Эддингтона, книга американского нобелевского лауреата Артура Холли Комптона о рентгеновских лучах и теории относительности, книги Эддингтона и Зоммерфельда, а также его собственные опубликованные работы. Спокойное море, синее небо, соленый воздух — все это воодушевляло, давало новые силы, и Чандра с удовольствием приходил в себя после суеты последних недель. Он ничего не должен был делать, а только размышлять и вычислять. Чандра точно знал, над чем он будет работать, — решение этих задач пришлось отложить несколько месяцев назад, чтобы «уточнить выводы Фаулера».

Чандра начал сравнивать эти выводы с современными астрономическими методами определения температуры и давления внутри звезды по ее поверхностной температуре, массе и радиусу. Формулы для таких расчетов были представлены в книге Эддингтона «Внутреннее строение звезд». Но никто, даже Эддингтон, не думал о применении этих методов к теории белых карликов Фаулера. А почему бы и нет? Ведь это так просто. Неужели Эддингтон успокоился, когда узнал, что Фаулер решил его парадокс? Спустя несколько лет Чандра вспоминал, что он тогда сделал: «Все было настолько просто и элементарно, что получилось бы у любого». Он быстро рассчитал плотность в центре звезды по методу Фаулера и обнаружил, что у белого карлика Сириус В плотность равна миллиону граммов на кубический сантиметр — он оказался в миллион раз плотнее воды. «Интересно, — подумал Чандра, — очень интересно».

Тогда же Чандра вспомнил рассказ дяди Рамана о его самом известном открытии. Вдохновение пришло к Раману во время морского путешествия в Европу в 1921 году. Он задумчиво глядел на опалесцирующее и искрящееся Средиземное море, и тут вдруг ему пришло в голову, что эта опалесценция должна быть вызвана воздействием солнечного света на молекулы воды. Позже он открыл комбинационное рассеяние, известное также как эффект Рамана, с помощью которого определяют структуры молекул по изменению частоты падающего света[30].

Глядя на лазурное море, Чандра перевел взгляд на лежащую на шезлонге книгу «Рентгеновские лучи и теория относительности» Комптона. Из этой книги он узнал о специальной теории относительности Эйнштейна, о том, что происходит с объектами, движущимися необычайно быстро, со скоростью, близкой к скорости света. При таких скоростях классическая ньютоновская физика неприменима. Скорость света играет центральную роль в теории Эйнштейна: она всегда составляет 300000 километров в секунду, причем независимо от движения наблюдателя относительно источника света. Это абсолютный предел скорости, и никакой материальный объект не может двигаться быстрее. Из теории относительности также следует, что масса любых частиц зависит от их скорости. «Могут появиться сюрпризы», — задумался Чандра, сидя в своем шезлонге. И тут его осенило: «Я спросил себя, а какие могут быть скорости у электронов в центре белых карликов? Это интересно, подумал я, а если еще учесть рассчитанную мною их высокую плотность…» Эта скорость оказалась огромной, больше половины скорости света.

Чандра был буквально ошеломлен, хотя хорошо понимал возможность неожиданных последствий учета релятивистских эффектов в теориях строения звезд. Удивительно, что эти эффекты не учел Фаулер, который лишь допускал — как выяснилось, ошибочно, — что плотность внутри белого карлика не больше ста тысяч граммов на квадратный сантиметр. Поэтому-то и предполагалось, что электроны в белом карлике движутся достаточно медленно, а потому их движение описывалось уравнениями ньютоновской физики. Становилось совершенно ясно: расчеты Фаулера справедливы лишь для малых скоростей электронов. Озарение Чандры оказалось не просто счастливой случайностью. Уравнения заговорили с ним, и он уже не мог остановиться, не доведя каждую деталь до совершенства. Чандра сумел понять огромную важность своих результатов и всю картину в целом. В этом-то и заключалась его гениальность.

Прежде чем проводить дальнейшие расчеты и убедиться в правоте своих вычислений, молодому ученому предстояло объяснить столь высокие скорости частиц. Ключ к разгадке заключался в поразительном следствии из уравнений квантовой механики, которое Гейзенберг открыл три года назад. Для Чандры Гейзенберг был гораздо больше, чем автор научной статьи: он помнил лицо, рукопожатие, чувствовал поддержку Гейзенберга.

Принцип неопределенности Гейзенберга состоит в том, что существует обратная связь между координатами частицы в пространстве и ее скоростью: мы можем очень точно определить местоположение частицы, но не можем одновременно измерить с той же точностью ее скорость. И наоборот. Любая попытка точно определить положение электрона приводит к внешнему воздействию на него и соответствующему изменению скорости. Фаулер должен был с самого начала воспользоваться выводами специальной теории относительности, но он рассматривал случай нерелятивистского вырождения и не принял во внимание релятивистские эффекты. А Чандра учел выводы специальной теории относительности и намеревался изучить то, что он назвал релятивистским вырожденным электронным газом.

Чандра понимал, что расчеты с использованием всего аппарата специальной теории относительности чрезвычайно сложны, а потому использовал приближение, согласно которому скорость электронов внутри белого карлика очень близка к скорости света. Чандра рассчитал связь между давлением и плотностью релятивистского вырожденного электронного газа, считая его идеальным квантовым газом и игнорируя электромагнитное взаимодействие частиц. Как и Фаулер, Чандра сосредоточился на изучении полностью остывших белых карликов. И применение теории относительности привело к поразительному результату: существовал верхний предел массы белого карлика. По расчетам Чандры, этот верхний предел массы лишь немного больше, чем масса Солнца[31]. Но что произойдет с белым карликом, когда он выжжет все свое топливо, если его масса превышает предел Чандры? Поскольку ничто не мешает сжатию звезды, может ли она сжиматься бесконечно? Чандре показалось, что он опроверг теорию Фаулера и нашел новое решение проблемы Эддингтона — то самое, которое Эддингтон назвал абсурдным.

И вот наконец корабль достиг порта Генуи и направился к Ла-Маншу. Чандра прибыл в Лондон 19 августа. Вскоре он уже был в Кембридже — в приподнятом настроении и с большими надеждами. В Индии все считали его гением, но здесь была абсолютно иная ситуация: в Кембридже его окружали самые блестящие физики мира — «Не только Эддингтон и Харди, но также множество людей, чьи имена я не упоминал. Я получил сильнейший опыт отрезвления», — позже вспоминал он.

Уверенность в себе постепенно испарялась. Он даже начал думать, что единственной причиной приглашения в Кембридж была его давняя переписка с Фаулером.

2 октября Чандра принес две новые работы Фаулеру, который стал его руководителем. Первая была посвящена вычислению плотности белых карликов и представляла собой применение уравнений Фаулера к задаче Эддингтона. Другая была более оригинальной и касалась предела массы белых карликов, который Чандра вычислил. Фаулер прочитал обе статьи, сделал некоторые замечания ко второй и предложил обе послать Милну для дальнейшей публикации.

Фаулер не проявил особого восторга по поводу содержания второй статьи и очень разочаровал этим Чандру, который был убежден, что она гораздо важнее первой. Фаулер предложил, чтобы эту статью прочел его коллега и бывший студент, блестящий и эксцентричный 28-летний Поль Дирак. А еще Фаулер напомнил Чандре, что в 1930 году Эдмунд Стонер также получил ограничения для массы белых карликов с учетом релятивистских эффектов. Чандра послушно процитировал работу Стонера, но указал, что его собственные результаты основаны на более реалистичной модели строения звезд и имеют более широкое применение[32].

Результаты Стонера применяются только к звездам с постоянной плотностью, тогда как Чандра считал, что плотность звезды возрастает при приближении к ее центру. Кроме того, Стонер был обеспокоен только одним вопросом: станут ли температура и давление в белом карлике невероятно высокими, когда масса звезды достигнет определенного критического значения? А Чандра был готов пойти намного дальше; он считал, что белый карлик с массой больше некоего предела может сжиматься до бесконечности. Впоследствии Чандра вспоминал: «Фаулер и его коллеги не хотели обращать внимания на мою сентябрьскую статью». Ему надоело слушать, что его статья всего лишь «очень интересна». Впрочем, сэр Джеймс Джинс оценил эту работу, и Чандра написал отцу: «Я доказал, что максимальная масса звезд-карликов примерно такая же, как у нашего Солнца, и сообщил об этом Джинсу. Он вежливо ответил мне, что этот результат „очень важен“». Ободренный этой оценкой, в середине ноября Чандра послал свою статью о максимальной массе в «American Astrophysical Journal». Сначала ее не приняли, но в марте 1931 года все-таки опубликовали.

Несмотря на ошеломляющие последствия его открытия, у Чандры было отчетливое ощущение, что ни Фаулер, ни Милн не считают его результаты важными. Молодого человека начала покидать уверенность. «Я почувствовал себя не на своем месте. Мне показалось, что вокруг меня очень много больших людей, которые занимаются важными вещами, в сравнении с которыми моя работа незначительна. Наверное, я испугался».

Как и все индийские студенты, оказавшиеся в Англии, Чандра попал в непростую ситуацию. Он чувствовал себя одиноким, тосковал по дому, ему не нравилась примитивная английская еда, возникли проблемы с вегетарианской диетой. Особенно неприятны были расовые предрассудки, царившие в Кембридже, как и во всей Англии. Гордясь своим происхождением, Чандра был решительно против дискриминации, но отцу написал: «Я чувствую себя здесь очень одиноко». По сравнению с непосредственностью, теплотой и открытостью в общении, типичных для Южной Индии, чопорность большинства англичан, с которыми столкнулся Чандра, явилась для него культурным шоком — настолько сильным, что он замкнулся и ушел в себя. Было мучительно трудно привыкать к одинокой жизни в этой унылой, серой стране, без привычного комфорта и поддержки семьи. Но ничего не поделаешь, зато здесь можно было по-настоящему заниматься наукой. Несколько легче стало с началом семестра, когда он целиком погрузился в учебу.

Со своим научным руководителем Чандра практически не встречался: Фаулер работал или в своем кабинете в Тринити-колледже, или в библиотеке. Чандра терпеливо ожидал Фаулера — хотел обсудить возникавшие проблемы, но тот совсем не торопился с ним общаться.

А рядом работали молодые ученые, совершавшие революционные открытия. Однажды Чандра написал отцу: «Я вчера видел Дирака. Этот худощавый, застенчивый молодой человек — уже член Королевского общества. По контрасту с Фаулером доктор Дирак бледный, тонкий, на первый взгляд он явно перегружен работой. Завтра начинаются его лекции. Я хотел бы с ним познакомиться. Здесь очень много интересных людей, но нужно время, чтобы узнать их поближе». Спустя месяц Чандра и Дирак уже были друзьями.

«Как однообразна эта жизнь! Весь день я работаю, и даже во время прогулки не могу забыть о своих исследованиях! Все это очень печально и нелегко», — жалуется он отцу. В ноябре Чандра написал ему, что чувствовал себя подобно «единственному электрону в убийственно свободном пространстве». Тем не менее Чандра был настолько увлечен своей работой, что не только не прекращал разрабатывать новые теории, но и вообще ощущал себя не человеком, а «животным из отряда физиков». Он пишет брату, что поговорить не с кем, зато математика становится его наркотиком. «Может, это и глупо, но она помогает мне забыть обо всем».

«Мне грустно думать, что ты чувствуешь себя так одиноко, — писал ему отец под Новый год, когда Чандра уже прожил в Англии пять месяцев. — Все изменится, когда у тебя появятся новые знакомые». Как фанатик правописания, он добавил: «Пожалуйста, пользуйся Оксфордским словарем, поскольку твои письма полны ошибок». В ответном письме Чандра извинился за малограмотность и рассказал о своей работе, посвященной недавно предложенной Дираком релятивистской теории электрона. В отличие от астрофизиков и следуя обожаемому им Дираку, Чандра вовсю использовал новые физические теории. Но когда однажды он дал прочесть свою статью Фаулеру, тот вернул ее со словами: «Никуда не годится — смех да и только!» Однако Чандра уже научился сдерживаться. Он пишет отцу: «Чувство одиночества — это слабость».

Чандра посещал лекции Эддингтона по теории относительности. «Он резко отличается от Дирака, — рассказывает он брату. — Дирак полностью сосредоточен и серьезен, а на лекциях Эддингтона всегда много смешного. Все лекции этого семестра очень хорошие и полезные». Хотя многие студенты жаловалась, что лекции Эддингтона скучны, зато Чандра считал иначе — он видел то, на что не обращали внимание остальные.

И все же был в Кембридже один астрофизик, который проявлял повышенный интерес к работам Чандры. Профессор Милн сразу стал опекать его, иногда даже чрезмерно. Он неожиданно зашел к Чандре в октябре 1930 года, вскоре после прибытия молодого индийца в Англию. Неожиданный визит профессора произвел на юношу огромное впечатление. Вскоре после этого Милн послал Чандре письмо, в котором написал, что его (Чандры) результаты о существовании предельной массы белых карликов были «частными случаями моего анализа „коллапсирующих звезд“». Это задело Чандру: он полагал, что все было ровно наоборот. «Результаты профессора Милна — это обобщение моих выводов», — написал он отцу. На самом деле Чандра ошибался, утверждая, что теория Милна — это не более чем расширенная версия его собственных представлений. После заседания Королевского астрономического общества, на котором Милн еще раз подверг критике теорию Эддингтона, Чандра сообщает отцу: «Многие (включая меня) считают, что Милн полностью уничтожил теорию Эддингтона о строении звезд». И добавил, что был слишком возбужден и поэтому не решился вступить в дискуссию с Эддингтоном, Джинсом и другими.

Именно тогда Чандра начал догадываться, что его работа о предельной массе белых карликов по каким-то причинам игнорируется. Казалось бы, единственным способом добиться успеха было объединение его результатов с идеями Милна о наличии у звезд несжимаемого ядра, но это прямо противоречило стандартной модели Эддингтона о звездах как идеальных газах. Наступил момент, когда юный Чандра должен был вступить в битву с титанами.

Дискуссии между Эддингтоном, Джинсом и Милном в Королевском астрономическом обществе становились все более напряженными. Эддингтон и Джинс, его коллега, а также самый ярый противник, не находили согласия ни в чем, а особенно в том, из чего, собственно, звезды состоят и каков источник их энергии. Об их острых диспутах говорили по всей стране. Как и Эддингтон, Джинс был заворожен числами с самого раннего детства — в семь лет он уже знал, что такое логарифмы. Но в отличие от Эддингтона он происходил из верхних слоев среднего класса. В 1905 году, в двадцать восемь лет, он уже был одним из лучших преподавателей Тринити-колледжа. Вудро Вильсон, тогда занимавший пост президента Принстона, уговорил его стать профессором в этом университете, который тогда еще был ничем не примечательным небольшим учебным заведением. Там Джинс получал жалованье, гораздо большее, чем те гроши, что получали его кембриджские коллеги. В 1910 году он вернулся в Кембридж. Профессор кафедры астрономии был при смерти, и Джинс знал, что скоро займет это место. Но в результате определенных, вполне себе макиавеллиевских интриг место досталось Эддингтону, ранг которого в то время был гораздо ниже, чем у Джинса. Разочарованный и оскорбленный, Джинс подал в отставку. Во время своего пребывания в США он женился на Шарлотте Тиффани Митчелл, представительнице знаменитого семейства ювелиров. Они жили на роскошной вилле в Кливленд-Лодж, в Доркинге, недалеко от Лондона. Предаваясь прелестям роскоши, Джинс размышлял о Вселенной и пописывал научно-популярные опусы. Его книга «Тайны Вселенной» стала бестселлером. Кроме того, он был замечательным музыкантом и в свободное время играл Баха на великолепном органе — как-то Чандра посетил Джинса и был просто потрясен его игрой. Чандре он казался настоящим аристократом, хотя многие его таковым отнюдь не считали. Но Чандра был уверен — любой, кто играет Баха на органе, уже не тривиален.

А между тем дискуссии в Королевском астрономическом обществе приобрели огромную известность благодаря невероятному напряжению и остроте споров, а 9 января они достигли кульминации. Итак, все перчатки брошены. Чандра пока лишь наблюдал за борьбой могущественных умов. Сначала Милн напал на теорию Джинса, утверждающую, что при высоком давлении внутренние области звезд превращаются в жидкость с совершенно необычными свойствами и это предотвращает окончательное исчезновение звезды. «Будем совершенно откровенны, — замечал Милн, — я не думаю, что кто-либо действительно верит в его теорию». Затем он перевел огонь на Эддингтона, снова и снова критикуя его объяснение связи массы и светимости и полное игнорирование проблемы энергетики звезд. Однако в одном эти три ученых были согласны — плотность ядра звезды должна быть конечной, а бесконечная плотность невероятна и невозможна. Предметом дискуссии был лишь механизм достижения звездами такого состояния.

Затем с высокомерным видом поднялся Эддингтон. Он отмел нападки Джинса, утверждая, что любое различие между теорией жидкости и теорией газа — это «просто вопрос правдоподобия гипотез» и потому не достойно внимания. Эддингтон обвинил Милна в «неверных математических и логических выводах» — он хорошо знал ахиллесову пяту соперника, его комплексы по поводу собственных математических способностей.

Милн поддерживал теорию Фаулера о белых карликах и утверждал, что температура и давление в звездах будут очень высокими, а плотный газ нерелятивистских электронов достигает такого состояния, что не может более сжиматься под действием гравитации. При этом электроны принимают «ответные меры», создавая направленное от центра звезды давление нерелятивистского вырожденного газа, и ядра становятся тверже камня. Он подчеркивал, что температура и давление в звездах были бы еще больше, если бы электроны перемещались с околосветовыми скоростями, как это утверждал Чандра. Другими словами, звезды с несжимаемыми ядрами вблизи центра должны быть чрезвычайно плотными и горячими, и поэтому высокую скорость электронов следует рассчитывать по формулам теории относительности. Эддингтон с этим не согласился. Такие большие температура и плотность просто невозможны, утверждал он.

Для устранения противоречий Милну оставалось только применить свою модель для других типов звезд. Но в этом случае внутреннее давление звезды могло оказаться отрицательным, что совершенно нереально. «Тогда и звезда также должна быть нереальной, а профессор Милн оказался бы между дьяволом и глубинами морей — или, скорее, между мной и глубинами морей», — триумфально закончил Эддингтон.

В дискуссию включился Джинс и заявил: «Так как профессор Милн откровенно отозвался о моей работе, я могу не менее открыто говорить о его теории: не думаю, что она применима во всех случаях». Затем он напал на Эддингтона: «Я думаю, что газообразная модель Эддингтона также нелогична». А потом Джинс нанес смертельный удар: «Мне кажется, что Милн занимается вовсе не изучением звезд, а решением отвлеченных дифференциальных уравнений».

Известный английский астроном Уильям Смарт напомнил о необходимости упрощения моделей эволюции звезд для возможности их математической обработки. «Лично я считаю, — заметил он, — что строение звезд хорошо описывается моделями сэра Артура Эддингтона». В дискуссию вступил и выдающийся кембриджский математик Г. Г. Харди. «Как математику, — заявил он, — мне все равно, на что похожи звезды. Однако мне ближе теория Милна, поскольку она учитывает все возможные решения дифференциальных уравнений. Но особенно мне интересна работа Фаулера. Я уверен, что скоро всем станет ясно — остальные астрофизики ошибаются».

Милн становился все мрачнее. Томас Коулинг, бывший студент Милна, рассказывал: «Атмосфера была крайне напряженной. Я думаю, что каждому из сидящих в первом ряду пришлось так или иначе включиться в дискуссию».

Впоследствии Чандра вспоминал: «Разногласия между Эддингтоном, Джинсом и Милном довели большинство присутствующих до цитирования шекспировского „чума на оба ваших дома!“». В книге «Переменные звезды» П. В. Меррилл писал, что тогдашние статьи по строению звезд — не более чем «упражнения в решении дифференциальных уравнений»: научные журналы переполнены статьями с детально разработанными моделями газообразных сфер, которые являются больше упражнениями по применению математической физики, чем астрономическими штудиями, и непонятно, насколько модели соответствуют реальному состоянию звезд. Дифференциальные уравнения напоминают слуг в ливреях: ими приятно командовать, поскольку они всегда и во всем согласны с мнением своих хозяев. Вот и Эддингтон, Джинс и Милн, похоже, были заняты лишь решением уравнений, необходимых для построения их моделей звезд, но модели эти мало что имели общего с действительностью.

Февраль стал черным месяцем для Чандры. «Каждый вечер я в одиночестве гуляю по Трапмингтонской дороге к Лондону, — написал он отцу. — Обычно дорога безлюдна. За час или немного больше я прохожу четыре мили». Иногда Чандра позволял себе немного отдохнуть, хотя порой винил себя в этом: «Раз в месяц в воскресенье или даже реже я отдыхаю. После завтрака отправляюсь на долгую прогулку по окрестностям города. В прошлое воскресенье, после месяца непрерывной работы, я так и поступил. Стыжусь в этом признаться, но иногда отдых необходим любому человеку». В тот холодный день он прошелся по Мэдингли-роуд, вдоль замерзших полей.

Главной причиной смятения Чандры было требование Милна о безусловном совпадении его, Чандры, результатов с милновскими. При этом Милн поддерживал теорию Чандры, объясняющую неожиданные свойства чрезвычайно плотных газов во внутренних областях звезд. Милн ожидал появления сюрпризов, поскольку астрофизики научились исследовать строение звездного вещества все ближе и ближе к центру. Однако он не соглашался с концепцией Чандры о максимальной массе, при превышении которой белый карлик сжигает все свое топливо, прекращает светиться и может полностью разрушиться. В январе 1931 года Милн написал Чандре: «Ваш вывод в его нынешнем виде проистекает из любопытных свойств релятивистского вырождения, но я думаю, у Вас та же ошибка, что и у Эддингтона. Ваш физический результат следует из некорректных математических операций». Далее Милн рассмотрел интересный случай. Если масса звезды немного меньше верхнего предела массы белых карликов, то такая звезда будет стабильна и не сколлапсирует. Ее электроны, двигаясь с околосветовыми скоростями, не смогут быть сжаты силой тяжести, они создадут направленное наружу давление релятивистского вырожденного газа, и в результате образуется твердое ядро. Но что произойдет, если после добавления инертного вещества масса белого карлика станет больше максимальной? Будет ли это означать начало полного разрушения звезды? «Пока Вы не решили это, публикация Вашей статьи вызовет больше вопросов, чем ответов», — написал Милн в письме Чандре. Милн утверждал, что звезда не может бесконечно сжиматься и в конце концов превратиться в ничто. Чандре предстояло ответить на вопрос, могут ли звезды сохранять стабильность при более высоких плотностях. Вскоре в связи с открытием нейтрона на эту проблему пришлось взглянуть с несколько иной стороны. Спустя месяц Милн посоветовал Чандре определить условия нерелятивистского и релятивистского вырождения идеального газа в недрах звезд. Чандра почувствовал себя пешкой в жестокой битве Милна с его оппонентами, а ведь так уже хотелось вести свою игру, и, кстати, не страдать вместе с Милном, но вот как этого избежать…

На заседании Королевского астрономического общества 13 марта 1931 года снова возникла дискуссия между Эддингтоном, Джинсом и Милном. Эддингтон доложил результаты расчета максимальных давления и плотности звезд, подчиняющихся законам идеального газа, и звезд низкой плотности с несжимаемыми ядрами, рассмотренных Фаулером еще в 1926 году. Согласно расчетам, максимальная температура звезды достигала миллиарда градусов Кельвина, а максимальная плотность составляла 10 миллионов граммов на кубический сантиметр. Эти цифры явно были слишком высоки и возникли в результате рассмотрения идеальных, а не реальных звезд. Эддингтон и сам понимал, что эти величины не соответствовали действительности, но считал их «полезными в борьбе с буйными домыслами» — он явно имел в виду результаты Милна и Чандры, полученные с учетом релятивистских эффектов и предсказывающие еще более высокие давления и температуры.

Эддингтон выразил сомнения и в результатах Фаулера, также допускавшего возможность очень высоких температур внутри звезды, и заявил, что «формула Милна (первоначально Фаулера) для давления в абсолютно вырожденном состоянии далека от истины». Чандру это шокировало, ведь он был уверен в правильности аргументации Фаулера и его собственной теории, являвшейся расширением построений Фаулера. В письме к Стонеру Эддингтон предложил отклонить результаты Фаулера как «предположительные и неубедительные».

К счастью, у Чандры был близкий друг по имени Сарвадамен Човла. Этот невысокий и очень веселый человек оказался именно тем, кто был тогда так нужен Чандре, дабы сохранить душевное равновесие. Выпускник Правительственного колледжа в Лахоре, Човла приехал в Кембридж для изучения теории чисел под руководством известного математика Литлвуда. «Я так одинок, а потому счастлив встретить здесь друга», — сообщил Чандра отцу. В мае Чандра узнал о смерти своей любимой матери. Он был безутешен. «О боже, во время отъезда я и не думал, что мы видимся в последний раз. Мне не с кем разделить здесь мое горе, я сижу в своей комнате и плачу…» — писал он. В течение двух недель он вообще не мог работать, но затем начал успокаиваться и снова вернулся к своим вычислениям, просиживая за письменным столом по шесть-семь часов в день. С июня он уже активно сотрудничал с Милном и работал по восемь или девять часов в сутки.

Серьезной проблемой для любого молодого индийского студента за границей является беспокойство об оставшейся на родине семье. Чандра ощущал плохое настроение отца и пытался поддержать брата Балакришнана, которого отец отправил в медицинский колледж. Мечтательный и аскетичный Балакришнан очень хотел стать писателем и вместо занятий медициной проводил все дни за чтением и болтовней в каком-то кафе. Скоро стало ясно, что он безнадежно отстал от сокурсников. Балакришнан решил, что догнать их он уже никогда не сможет. Жизнь проходит мимо… Чандра убеждал Балакришнана использовать все дарованное ему от природы. «Возраст не имеет значения, начать никогда не поздно», — говорил он со всей строгостью старшего брата. Однако собственная неуверенность Чандры в себе снижала убедительность его советов. «Не думаешь ли ты, что некто стал лучше своих друзей только потому, что познакомился с математикой и статистической физикой чуть раньше ровесников и опубликовал несколько статей? Не думаешь ли ты, что уже поэтому он достоин уважения? Ты ошибаешься, если так думаешь. Что касается меня, то иногда я остро ощущаю собственное невежество. Вряд ли кто-либо еще столь сильно недоволен собой», — признавался он брату.

Чандра действительно многого достиг, но так и не смог отделаться от чувства собственной бесполезности. Он сочувствовал младшему брату, который был вынужден изготавливать лекарственные препараты, а мечтал о карьере писателя. Чандра советовал Балакришнану все-таки прислушаться к мнению отца, который однажды совершенно правильно посоветовал Чандре заниматься не математикой, а физикой. Он напомнил брату, что «однажды Чехов или кто-то другой из великих русских писателей сказал, что каждый художник должен побывать в шкуре лечащего врача, чтобы по-настоящему понимать страдания людей». Чандра не сомневался — Балакришнану суждено стать одним из лучших индийских писателей и изо всех сил старался убедить его в этом. Но письма Балакришнана свидетельствуют о его неуверенности в своем предназначении и зависти к брату.

Испытывая давление Эддингтона и почти не имея поддержки коллег, Милн крайне нуждался в союзниках, и Чандра оказался идеальным кандидатом. Милн был убежден, что существование верхнего предела массы белых карликов было просто частью его результатов, и выводы Фаулера и Чандры стали для него важным подтверждением собственной теории. Милн хотел, чтобы Чандра доказал ошибочность некоторых существенных предположений Эддингтона о строении белых карликов и правильность результатов Фаулера о структуре звездных ядер. Он написал Чандре: «С точки зрения науки очень важно вежливо указать, где именно допущена ошибка. Мы слишком во многом расходимся с Эддингтоном, но я бы хотел, чтобы указание на ошибку не выглядело как следствие существующей между нами антипатии».

Таким образом, Милн хотел сделать из Чандры нечто вроде громоотвода, который отведет от него гнев Эддингтона. Ситуация складывалась для Чандры самым невыгодным образом. Милн нашел ошибки во всех работах Эддингтона и написал Динглу, который был членом редакционного совета «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society», про одну из серьезных ошибок в статье Эддингтона о предельных температурах в звездах, что сделало аргументацию автора «абсолютной ерундой».

Милн собрался даже написать статью по этому поводу, но через пару дней сообразил, что никаких ошибок в рассуждениях Эддингтона не было. Тем не менее он пожаловался Динглу, что во время его лекций в Королевском астрономическом обществе слушатели абсолютно игнорируют его уравнения, а также на постоянные придирки Эддингтона. Он решил написать статью с аргументированной критикой работ Эддингтона. Вскоре Милн действительно послал в «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» эту статью, а потом отозвал ее, написав Динглу: «Вы, возможно, понимаете, что это не было какой-то игрой. Если члены редакторского совета считают, что дискуссия слишком затянулась, я перестану направлять Вам свои работы».

Милн пытался заставить своего впечатлительного юного коллегу приступить к решению более трудных проблем. «Вы должны заняться чем-то более амбициозным, чем судьба белых карликов, — настаивал он. — Например, Вам было бы интересно прочитать мою статью о вращении звезд и переделать ее». Чандра действительно сделал это, но только в своей диссертации. Впоследствии он обрел большую уверенность и перестал следовать настойчивым советам Милна. В июле 1931 года Човла защитил диссертацию и уехал в Индию. «Я лишился моего единственного друга», — уныло написал Чандра отцу, стоически добавив, что привык «быть одиноким»[33]. Это было последней каплей — Чандра решил на время уехать из Кембриджа. Проводив друга, Чандра отправился в Гёттинген, один из центров создания новой квантовой механики. Там он надеялся поступить в обучение к известному немецкому физику Максу Борну.

В 1931 году Борну исполнилось 48. Еще в 1920-е годы этот человек с тонкими, чувственными чертами лица стал одним из пионеров квантовой механики. Он внес важный вклад в теорию электромагнетизма, прикладную математику, астрономию, акустику (в немецкой армии во время Первой мировой войны она использовалась для обнаружения артиллерийских батарей противника по звуку выстрелов), теорию относительности, кристаллографию и атомную физику. Он прославился и как наставник Паули и Гейзенберга. Главное открытие Борна состояло в разъяснении глубокого смысла волновой функции, ключевой, но малопонятной величины в волновой механике Эрвина Шрёдингера. В 1926 году Борн понял, что волновая функция описывает вероятность нахождения электрона в какой-либо точке пространства. Надо сказать, что Альберт Эйнштейн полностью отвергал такое представление об электроне. «Бог не играет в кости», — говорил великий ученый[34].

Гёттинген предоставлял Чандре захватывающую возможность общаться с лучшими физиками мира. Кроме Борна, он там встретил 23-летнего Эдварда Теллера и с удовольствием обсуждал с ним проблемы астрофизики. Их дружба возобновилась в 1933 году, когда Теллер посетил Кембридж. Он родился в Будапеште в 1908 году. Его выдающиеся способности обнаружились еще в детском возрасте. В конце Первой мировой войны Австро-Венгерская империя распалась, Венгрия впервые за много веков стала независимым государством, но при этом в стране наступил политический хаос, и Теллер решил эмигрировать. В Германии он поступил в Высшую техническую школу в Карлсруэ для изучения химического машиностроения, но вскоре обнаружил, что его настоящее призвание — это физика, и перебрался в институт Зоммерфельда в Мюнхене. В 1928 году Теллер попал под трамвай и потерял правую ступню, однако научился ходить на протезе с удивительной скоростью и оставался отличным лыжником. Поскольку самые выдающиеся открытия в области атомной физики были сделаны в недавно открытом Гейзенбергом институте, Теллер решил обосноваться в Лейпциге и уже в 1930 году защитил там докторскую диссертацию. Красивый молодой человек с волнистыми черными волосами впоследствии стал известен во всем мире как «отец водородной бомбы». Через неделю после прибытия в Гёттинген Чандра взволнованно написал отцу, что в ближайшее время надеется увидеть Гейзенберга. «Интересно помнит ли он меня. Наверное, нет!»

Гейзенберг посещал институт в Гёттингене, чтобы обсудить накопившиеся проблемы с кем-нибудь из физиков, но избегал встреч с директором, который был очень сложным человеком и нажил себе множество врагов. Чандра также считал Борна «очень неприятным». Воспользовавшись предоставленной возможностью, Чандра зашел в Галерею старых мастеров в Касселе с прекрасной коллекцией голландских мастеров и своего любимого художника Рубенса, затем съездил в Берлин и провел много часов в Национальной галерее и в зоопарке. Из Берлина он направился в Потсдам к Эрвину Финлею-Фрейндлиху, близкому другу Эйнштейна. Астроном немецкого-шотландского происхождения, Фрейндлих пригласил Чандру прочитать доклад по его недавней работе, нанесшей смертельный удар теории Эддингтона.

А посреди сырых болот Кембриджа все оставалось по-прежнему. Вернувшись в университетский городок, Чандра опять погрузился во все более и более отчаянную борьбу Милна с Эддингтоном. Тьма сгущалась. «В понедельник мне 21 год! — пишет Чандра отцу. — Мне стыдно признаться в этом! Годы бегут быстро, я еще ничего не сделал! Как жаль, что я недостаточно сконцентрировался на работе». Отец немедленно ответил: он очень хорошо понимает сына, чувствует его одиночество и советует чаще ездить в Лондон. «Не нужно экономить деньги, ты стал взрослым, и у тебя должен быть собственный жизненный опыт (эмоциональный, да и любой иной)… Я мечтаю скоро, когда ты возвратишься в Индию, увидеть тебя профессором (каким был твой дедушка)».

Впрочем, мудрые отцовские советы стали сопровождаться напоминаниями о необходимости возвращения домой. Сингх в книге о жизни индийских студентов в Великобритании пишет: «К традиционным трем запретам — вино, женщины и мясо — приходилось добавлять еще один — не оставаться в Великобритании после завершения исследований». В Индии английское образование давало огромные преимущества: гораздо легче было занять место в высших слоях индийского общества.

А между тем ситуация в Кембридже стала столь тяжелой, что Чандре пришлось обратиться за помощью к Фаулеру. В те месяцы Чандра тщательно изучал последние статьи Гейзенберга и Паули о взаимодействии электронов и фотонов, положившие начало совершенно новой области физики — квантовой электродинамики. Увлеченный новыми идеями, Чандра начал подумывать о занятии теоретической физикой — чтобы «сделать что-нибудь существенное», как он написал отцу.

Вскоре он получил письмо от Милна, который снова нашел какие-то ошибки в работе Эддингтона, но и в этот раз тревога оказалась ложной. В конце концов Милн решил прекратить переписку с Эддингтоном, который «всегда и грубо искажает мои аргументы». Однажды Милн еще раз неожиданно посетил Чандру, и он уныло отметил в письме к отцу: «Мы долго спорили, но перед уходом он сказал, что качество моей работы все еще слишком низкое!»

Чандра принялся за новые расчеты и в конце 1931 года обнаружил еще одно поразительное следствие релятивистского вырождения: звезда, у которой давление излучения составляет более 10 % от общего давления, не может образовать твердое ядро. Независимо от того, насколько велика плотность электронов внутри звезды, температура там будет столь высока, что звезда останется идеальным газом. Без давления вырождения не может сформироваться твердое несжимаемое ядро, и ничто не мешает сгорающим звездам сжиматься под действием силы тяжести в бесконечно плотные и бесконечно малые точки. Появилось еще одно доказательство, что такие звезды должны постоянно сокращаться в объеме и становиться все плотнее и плотнее. Однако Милн принудил Чандру прекратить эти его изыскания. «Милн отказался принять полученный результат, и причина была проста — мой вывод нарушает его теорию».

1932 год начался очень хорошо, по крайней мере, так казалось Чандре. 8 января он выступил с докладом в Королевском астрономическом обществе. Доклад не должен был вызвать возражений — в нем развивались идеи Милна об атмосфере Солнца, совсем не относящиеся к внутреннему строению звезд. Чандра написал отцу: «После доклада сэр А. С. Эддингтон сделал несколько тонких замечаний о моей работе, а профессор Милн, как обычно, был в восторге! Это был настоящий успех! Только вот почему-то он меня не порадовал». Чандра чувствовал, что теряет свой «оригинальный, свежий и независимый взгляд на вещи. Когда стареешь, на душе становится кисло». Чандре было всего-то 21 год, но ему казалось, что молодость далеко позади. За год пребывания в Кембридже он опубликовал одиннадцать больших статей, содержащих важные выводы, провел месяц в Гёттингене, но не испытывал ни малейшего удовлетворения.

На следующей неделе начались лекции и семинары, на которых Чандра почти ежедневно виделся с Дираком. «Он очень хорош! — взволнованно написал Чандра отцу. — Его философское понимание формализма теоретической физики, математическая глубина, благодаря которой он с непринужденностью проникает в любые пока непонятные физические явления или постигает математические рассуждения… Все покоряется ему!» Дирак занимался теоретической физикой, Чандра также стремился к этому, но Фаулер настаивал на продолжении работ по астрофизике с Милном. Скорее всего, Фаулер почувствовал, что Чандра ставит перед собой слишком высокие цели. Но Чандра не хотел заниматься только лишь астрофизикой — он мечтал сотрудничать с Дираком. Еще в Германии Чандра понял, что его единственное желание — учиться у Бора в Копенгагене, общепризнанном мировом центре квантовой механики.

Как-то во время лекции Эддингтона о структуре звезд Чандра задал ему несколько каверзных вопросов — и поставил того в тупик. «Мы намереваемся продолжить обсуждение сегодня вечером, — сообщил он отцу. А позже продолжал: — Я встретил сэра Эддингтона, но ничего интересного из этого не вышло».

Эддингтон попросил, чтобы Чандра сделал для него некоторые вычисления, но тот ответил, что слишком загружен работой с Милном. Чандра рисковал: отказывать выдающемуся ученому — плохая стратегия для студента выпускного курса.

А между тем Дирак и Фаулер вернулись в Кембридж после краткого визита в Копенгаген, где тогда жили Гейзенберг, Паули, Дарвин, Крамерс, Мейтнер, Крониг, Костер — настоящая интеллектуальная аристократия. Чандра с нетерпением ожидал того момента, когда окажется рядом с этими богами от науки и будет дышать с ними одним воздухом. Он был уверен, что это обязательно поможет его исследованиям и научной карьере…

В 1932 году Дирака избрали на почетную должность лукасианского профессора физики, самое престижное профессорское звание в Кембридже со времен Ньютона. И хотя Дирак предложил Чандре интереснейшую задачу, ему все-таки не терпелось вырваться из Кембриджа. «Сейчас Кембридж, несмотря на Дирака, действует мне на нервы! Все тот же чердак — десять квадратных метров, мне душно!» — написал он отцу. К концу июня Чандра был готов к отъезду.

Наступил август, и Чандра отправился в путь. На вокзале его встретил Бенгт Стрёмгрен из Копенгагенского университета, который был на два года старше Чандры и уже стал известным астрофизиком. Сын директора обсерватории в Копенгагене, он с детства наблюдал звезды под руководством своего отца Элиса Стрёмгрена, который и сделал из него ученого. Работа Бенгта по преобладающей концентрации водорода в звездах заставила Эддингтона изменить свою позицию и пересмотреть стандартную модель. Астрофизик Бенгт Стрёмгрен стал также экспертом по квантовой механике и, посещая институт Нильса Бора, освоил язык современной физики.

Копенгаген стал для Чандры глотком свежего воздуха. Здесь все было пропитано насыщенной интеллектуальной жизнью. Нильс Бор считался одним из гениев физики, вторым после Эйнштейна. В 1922 году он получил Нобелевскую премию за открытие первой теории строения атома. В молодости Бор был замечательным спортсменом, футболистом мирового класса, лыжником, велосипедистом, пловцом и потрясающим игроком в пинг-понг. Но Чандра увидел уже грузного человека в возрасте далеко за сорок, с черными, гладко зачесанными назад волосами и высоким куполообразным лбом, с крупными чертами лица и большими руками, в одной из которых он обычно держал свою фирменную курительную трубку. Бор говорил вообще довольно тихо, а на английском языке с сильным акцентом. Чтобы его услышать, приходилось напрягаться. Его нерешительная речь отражала неустанное желание как можно глубже проникнуть в суть квантовой механики. Бор любил цитировать слова немецкого философа и поэта XVIII века Фридриха Шиллера: «Лишь полнота, что к ясности ведет, укажет в пропасть путь…»

Эйнштейн однажды сказал о Боре, что он как «чрезвычайно чувствительный ребенок, который постоянно пребывает в состоянии транса». «В Мюнхене и Гёттингене вас научат считать, а в Копенгагене — думать», — говорили молодые физики, часто приезжавшие к Бору[35]. Идеи в датской столице били ключом, и чем более странной казалась идея, тем интересней было ее развивать. На семинарах все доклады подвергались беспощадной критике. Никто не отмалчивался, как на конференциях в английских университетах, каждый мог поспорить с любым из присутствующих. Отчаянней всех спорили немцы, но после дебатов ни у кого не возникало неприязни друг к другу, как это нередко происходило в Оксфорде и Кембридже. Спорили все — студенты, аспиранты, случайные посетители и известные ученые. Новые теории возникали, рассматривались с различных точек зрения, критиковались, ежедневно обсуждались с одной-единственной целью — раскрыть тайны строения атома. Недаром фраза Бора: «Это безумная идея. Но достаточно ли она безумна, чтобы быть правильной?» — стала столь знаменитой. По сравнению с семинарами в Копенгагене дискуссии в Кембридже казались ужасно скучными. Но Чандру беспокоило, что Бор и его коллеги совсем не интересовались астрофизикой. Физики и астрофизики были невероятно далеки друг от друга. Первые пытались выяснить механизм свечения звезд, в то время как вторые занимались построением моделей звездных структур. В своих астрофизических исследованиях Эддингтон преуменьшал значение математики и говорил, что она нужна лишь, чтобы проанализировать данные (хотя, по иронии судьбы, его исследования в области общей теории относительности и фундаментальной теории усыпаны трудными для понимания уравнениями). А физики вовсю пользовались математикой — они использовали математический аппарат нового типа для построения своеобразных теорий, часто противоречащих здравому смыслу. Чандра нередко вспоминал физика Ханса Бете, который первым выяснил причину свечения звезд, — он говорил, что «отношение физиков к астрономам граничит с презрением». Эддингтон был «единственным исключением», из-за его «огромного авторитета».

«В Копенгагене, как и в Кембридже, я не стал членом научного сообщества, — вспоминал Чандра. — И я помню, что каждую пятницу в доме Бора все обычно пили чай, а затем Бор и другие ученые шли работать. Обычно я оставался и играл с маленькими сыновьями Бора. Но атмосфера в Копенгагене была лучше, чем в Кембридже, и у меня появилось много новых друзей!» Иногда ему удавалось расслабиться в шумной компании молодых ученых и заняться невинным наблюдением за девушками — вскоре Чандра даже разработал систему классификации по их внешности: альфа, бета и гамма!

Ободренный дискуссиями в Копенгагене, Чандра в сентябре смело представил в «Zeitschrift für Astrophysik» статью, где показал, что звезда с давлением излучения более 10 % от общего давления не может образовать твердое ядро и в конце концов сжимается в точку. Этот вывод противоречил утверждениям Милна. Чандра попытался игнорировать мнение кембриджских ученых, поскольку редакция журнала находилась в Потсдаме. Но вот ирония судьбы — когда статья Чандры поступила в редакцию, там, как назло, случайно оказался Милн. Редактор Финлей-Фрейндлих попросил Милна просмотреть статью. Ответ был предсказуем. «Милн написал мне длинное письмо на двенадцати страницах, утверждая, что мое заключение ошибочно и что я нанесу вред моей „растущей“ научной репутации, если опубликую статью, — вспоминал Чандра. — Но я настоял на своем. Признаться, мне очень помогла поддержка Леона Розенфельда. В конечном итоге статья была опубликована. Уже тогда, в 1932 году, я стал сомневаться в объективности Милна».

Чандра с горечью вспоминал, что ему пришлось несколько изменить статью, чтобы немного успокоить Милна, добавив оговорку: «Невозможно избежать вывода о коллапсе звезды, используя только статистику Ферми — Дирака» (статистика Ферми — Дирака — это квантовая статистика электронов). Ключевым словом здесь является «только» — Чандра тут допускал, что существуют некоторые другие, еще неоткрытые свойства вещества, предотвращающие, казалось бы, неизбежный коллапс звезд.

Безнадежно пытаясь спасти теории Милна, Чандра предположил, что на каком-то этапе в звезде может возникнуть несжимаемое ядро. И все же Милну приходилось признать, что его теория обречена. Последнее открытие Чандры неопровержимо доказало, что в некоторых случаях звезды не имеют твердого ядра и при определенных условиях остаются идеальным газом — как это и постулируется в стандартной модели заклятого врага Милна Эддингтона. Статья Чандры нанесла сокрушительный удар по теории Милна. «Моя работа не изменяет модель [Милна]: она ее полностью отвергает!» — писал он.

Тем временем столь благожелательная копенгагенская атмосфера рассеивалась. «Бора трудно вызвать на разговор. У меня были возможности поговорить с ним по разным поводам, — написал Чандра отцу, — но он мне не отвечал». Отношения испортились из-за одной задачи по статистике электронов и фотонов, которую Чандре предложил Дирак. Чандра решил задачу, написал статью и отдал ее Бору для представления к докладу на заседании Королевского общества. Дираку он статью не показал, но поблагодарил его в соответствующем разделе статьи. Редакция отправила статью Дираку для отзыва, и тот написал Бору: «Мне кажется, полученный результат неверен». Чандра использовал математические обобщения, проигнорировав сами физические явления, а на такой же ошибке Гейзенберг поймал его двумя годами ранее. Чандра применил теорию групп и «просто из математических соображений» показал, что существуют и другие типы статистик, описывающих электроны и фотоны. Дирак добавил, что при публикации этой работы ему пришлось бы дополнить ее примечаниями с опровержением выводов Чандры.

Однако индиец настаивал на своей правоте и даже заявил, что Дирак не читал статью. После публикации статьи возникла бы неприятная ситуация для всех участников конфликта, поскольку в своих расчетах Чандра не учел влияние спина, а Бор не заметил этой ошибки. Чандра согласился отозвать статью после обсуждения с Бором. «Нашим единственным оправданием было то, что мы находились под впечатлением важности рассматриваемого вопроса», — написал Бор Дираку. Удрученный Чандра пожаловался отцу: «Статья по квантовой механике ОШИБОЧНА! Шесть месяцев тяжелой работы ВЫЛЕТЕЛИ В ТРУБУ».

Отказ от публикации положил конец его планам стать физиком-теоретиком. «Я стал заклятым пессимистом — например, придерживаюсь взгляда, что „ситуация никогда не улучшается, она всегда только становится только хуже“», — написал он Балакришнану из Копенгагена. Оставалось сконцентрироваться на астрофизике, и Чандра продолжил упорно трудиться над диссертацией, не переставая ссориться с Милном.

В письмах к брату Чандра заверял, что на Западе он «изменил свои взгляды» только насчет науки. Если же Балакришнан беспокоится, не стал ли Чандра «курить, пить, танцевать, гулять с девочками, есть мясо (или даже надевать шляпу!), то ответ отрицательный», заявлял он твердо.

Чандра оставил Копенгаген 17 марта 1933 года. На обратном пути в Кембридж он заехал в Гамбург — встретиться с математиком Эмилем Артином, внесшим большой вклад в теорию чисел. Чандра все еще мечтал стать математиком и взволнованно писал отцу, что «может поучиться в июле у Артина, а не у Милна!». Но Германия готовилась к войне, и Чандре пришлось отказаться от своего плана.

Приехав в Кембридж, он стал думать, где бы найти деньги для дальнейшей жизни в Англии. Отец настаивал, чтобы после защиты диссертации Чандра вернулся в Индию. «Ты можешь заниматься математикой и в Индии, — писал он. — В этом мире есть много вещей, которые следует изучать и понимать, помимо „чисто научных проблем“. Например, любовь к женщине, любовь к ребенку. Они способны обогатить человека и являются нравственным основанием жизни». Отец призывал Чандру подумать об этом и в конце концов заявил, что знает жизнь намного лучше. Но Чандре была страшна даже мысль о возвращении на родину.

Весной начались традиционные кембриджские Гарден Парти (приемы в саду), и на одном из них, организованном Эддингтоном, Чандра встретился с Расселом. Индиец только закончил диссертацию, в которой развил результаты Милна о строении звезд, используя лишь традиционные математические методы. Чандра рассказал о своей работе Расселу, и тот воспринял ее с большим энтузиазмом. Чандра также предложил Фаулеру прочитать диссертацию, но тот ответил: «Нет, конечно нет! Просто отдайте ее секретарю».

Защита диссертации Чандры состоялась в кабинете Эддингтона 20 июня. Его оппонентами были Фаулер и Эддингтон. Как позже вспоминал Чандра, все выглядело почти комично, а Фаулер даже опоздал на пятнадцать минут. Чандра и Фаулер были в академических мантиях, а Эддингтон в повседневной одежде и тапочках. Он посмотрел на них и пробормотал: «Пожалуй, я не соответствую важности момента». Затем два профессора то задавали вопросы Чандре по теме диссертации и вообще по астрофизике, то начинали яростно спорить друг с другом, забыв о нем. Через сорок минут Фаулер посмотрел на часы и со словами: «Господи, я опаздываю» удалился. Чандра застыл в недоумении, но Эддингтон сказал: «Вот и все».

А вскоре отец написал Чандре, что чувствует себя очень одиноким и хотел бы приехать в Лондон. Только этого Чандре и не хватало! Он быстро ответил на письмо, перечисляя все ужасы английской жизни: плохая вегетарианская еда, всегда ужасно горячий и плохо приготовленный рис, зима с нехваткой солнечного света, что очень плохо для здоровья отца и т. д.

Между тем ситуация в Германии становилась все хуже и хуже, и оттуда бежали ведущие ученые, особенно евреи. У дяди Чандры Рамана были большие надежды на расширение научного сообщества Индии, он говорил, что «научные потери в Германии — это отличные возможности для Индии». Чандра не соглашался: «Все великие люди имеют (или могут иметь), нашли (или найдут) место в Европе или Америке (Макс Борн, например, переезжает в Кембридж), — написал он отцу. — Только молодым — евреям! — придет в голову мысль отправиться в тропики, где их будет экзаменовать С. V. R. [Раман]». После защиты диссертации Чандра решил непременно стать членом Тринити-колледжа. Фаулер считал, что у Чандры мало шансов, но молодой индиец упорно шел к своей цели. В конце концов он опубликовал десять работ по самым различным вопросам астрофизики и получил многочисленные положительные отзывы после доклада по материалам диссертации на собрании Королевского астрономического общества. Милн назвал его исследования «превосходными», а Рассел поздравил с «ясной и четкой интерпретацией неоднозначных данных» и добавил, что «его работа будет иметь большое практическое значение». Хотя у Эддингтона были некоторые сомнения относительно математических моделей Чандры, он также находил его работы очень интересными.

Однако все положительные отзывы выдающихся ученых о глубине и значительности исследований Чандры перевешивало его индийское происхождение. Ранее только один индиец удостоился такой чести — великий математик Рамануджан. Сам Чандра был убежден в отказе и в день объявления результатов голосования уже упаковал вещи, готовясь ехать в Оксфорд, чтобы поработать с Милном перед возвращением в Индию. Однако, просто из любопытства, он все-таки заглянул в Тринити — посмотреть, кто выиграл. «Как же я был удивлен, увидев свое имя среди избранных, — вспоминал он позднее. — Это изменило мою жизнь! Не знаю, каким было бы мое будущее, но скажу точно — все сложилось бы совсем иначе». Чандра тут же с волнением написал отцу о своей победе. А она означала, его возвращение в Индию откладывается по крайней мере на несколько лет. Чандра рассказывал: «Это решение было принято не сразу и не просто. Когда меня поздравляли, перед глазами стояла одна картина — мать в шелковом сари дрожащими руками завязывает нитку на моей голове, молится Богу, чтобы Он присматривал за мной, и благословляет со всей силой любви: „Иди вперед“. Это видение всегда было для меня источником вдохновения — хотя и очень грустным».

Милн тепло поздравил Чандру. В том же году он пишет юному коллеге: «Возможно, Вы окажете мне честь, опуская звание „профессор“ в нашей будущей корреспонденции. Раньше в Тринити было хорошее правило: ученый, получивший звание члена колледжа, не употребляет титулы при общении с коллегами более высокого ранга».

Ответ отца Чандре был наполнен радостью и гордостью за сына, но в нем звучали и грустные нотки: «Твое решение для меня не новость. Как я и думал, ты остался в Англии». Впрочем, далее он писал: «Ты осуществил мои надежды и мечты: мой сын стал обладателем интеллектуальных „лавров“». И добавил, что собирается приехать в Европу. Ко всеобщему удивлению, эта поездка оказалась чрезвычайно успешной. Он отплыл из Индии 9 ноября 1933 года, причем ему удалось продлить отпуск до 9 июля следующего года. Исполнитель популярной индийской музыки, Айяр договорился о целом ряде частных концертов. Он выступал в Лондоне, Париже, Вене, Флоренции, Женеве, а одно его выступление даже передавали по Би-би-си.

Отец и сын провели вместе пасхальные каникулы в Мюнхене. Чандра был счастлив увидеть отца, они говорили до поздней ночи обо всем на свете, даже о литературе. В марте Айяр выступал в шотландском Абердине, которой ему особенно понравился, а затем и в Северной Англии. В мае он прибыл в Лондон, где отцу и сыну удалось провести вместе еще какое-то время.

Вскоре после отъезда Айяра в начале июня Чандра написал ему письмо. Он понимал, что приезд отца был следствием его решения остаться в Англии, и обещал, что сохранит этические и моральные принципы, привитые ему родителями еще в детстве. «Я понял это во время наших бесед в Англии, — написал он. — Ваши доброта и участие, с которыми Вы отнеслись ко мне прошлой ночью, очень растрогали меня, и, вернувшись в свою комнату, я начал молиться: „О Боже, дозволь мне быть сыном своего отца!“»

Став членом Тринити-колледжа, Чандра почувствовал себя увереннее и решил опубликовать статью, которую ранее посмел напечатать только в «Zeitschrift fur Astrophysik». Теперь статья с опровержением выводов Милна появилась в «The Observatory». В конце статьи Чандра написал, возможно, чтобы привлечь внимание Эддингтона и стать его союзником: «Все мои результаты подтверждают прекрасную газовую гипотезу Эддингтона для обычных звезд». Однако белые карлики не описывались гипотезой Эддингтона и, он это признавал.

В июле того же года директор Пулковской обсерватории в Ленинграде Борис Петрович Герасимович[36] пригласил Чандру в Советский Союз. Они переписывались еще со времен учебы Чандры в Президентском колледже, и уже тогда Герасимович начал следить за его работами. Как и для других западных ученых, посетивших Россию в начале 1930-х, для Чандры был организован специальный тур по стране. Зарубежные гости видели свободную, быстро развивающуюся страну, темные стороны жизни в Советском Союзе от них старательно скрывались. Неудивительно, что Чандра написал Балакришнану: «Россия подобна молодому человеку с собственными идеалами, которые помогают ему не падать духом во времена бедствий. У него есть храбрость и неукротимая сила, чтобы идти вперед, несмотря на неудачи».

В Ленинграде он познакомился с физиком Львом Ландау и астрофизиком Виктором Амбарцумяном, на которого результаты Чандры произвели большое впечатление. Амбарцумян попросил Чандру прочитать лекцию о белых карликах и изложить результаты так подробно, насколько это возможно. До сих пор индийскому ученому не хватало математического базиса для описания поразительных следствий его теории о верхнем пределе массы белого карлика. Амбарцумян предположил, что Чандре нужен формальный математический аппарат, которым астрономы пользуются для изучения структур газовых сфер независимо от того, подчиняются ли эти сферы законам идеального, неидеального, классического или квантового газа[37]. Если при использовании этого аппарата теория Чандры окажется правильной, то теория Фаулера для электронов со скоростями значительно меньше скорости света станет ее частным случаем. Чандра подумал, что это отличная идея и решил последовать совету Амбарцумяна, вернувшись в Кембридж.

В Москве Чандра прочитал лекцию в ГАИШе (Государственном астрономическом институте имени П. К. Штернберга при МГУ). В зале находился эксперт по взрывчатым веществам Яков Зельдович, который проявлял большой интерес к астрофизике. Возможно, там был и Ландау. Чандру принимали в Советском Союзе невероятно тепло. Отношение к нему советских ученых очень отличалось от того, к которому он привык в Кембридже, где все либо игнорировали его работы, либо утверждали, что это частный случай их собственных результатов.

Приехав в Кембридж, Чандра наконец-то задумался о своей будущей семейной жизни и написал отцу: «Думаю, Вы простите меня, если я осмелюсь спросить, как Вам нравится Лалита. Она сообщила мне, что Вы встречались». Отец ответил, что видел мисс Д. Л. три раза. Лалита помогла ему улучшить качество звука для исполнения индийской музыки. Чувство такта помешало ему сказать о ней что-нибудь конкретное, но он все-таки заметил, что «она производит впечатление скромной и довольно скрытной молодой девушки».

Ответ Чандры ошеломил отца. Отбрасывая в сторону индийские традиции, сын не стал спрашивать разрешение жениться: «Очень любезно с Вашей стороны написать мне о Ваших беседах с Лалитой, — писал он. — Когда я вернусь, мы поженимся. Л. знает, что я сообщил Вам об этом и также о том, что Л. и я давно любим друг друга».

Айяр тут же ответил: «Трудно описать чувства, охватившие меня. Я почувствовал скорее грусть, нежели счастье, потому что нет твоей матери, которая радушно приняла бы твою невесту». Правда, признавался он, его смущает ситуация с тетей Лалиты, «вышедшей замуж за джентльмена, у которого уже были жена и дети. Но, конечно, — продолжал он, — современные нравы совершенно другие. <…> Я лишь молю Бога, чтобы ваша семья была счастлива».

В конце октября 1934 года Чандра закончил статью с обобщением результатов трех его последних работ. Воспользовавшись идеей Амбарцумяна, он вывел уравнение, описывающее структуру газовых сфер из медленных и из быстро движущихся электронов. Это было настолько просто, что «удивительно, почему это ранее никто не сделал».

В течение нескольких месяцев Эддингтон регулярно заходил к Чандре два или три раза в неделю. Он даже принимал меры, чтобы помочь Чандре — его стараниями индийцу был предоставлен самый быстрый механический калькулятор. Скорее всего, Чандра убедил Эддингтона, что бесконечный конфликт с Милном будет завершен в его пользу.

11 января 1935 года на заседании Королевского астрономического общества Чандра представил статью, в которой говорилось: «Для звезды малой массы первым шагом на пути к исчезновению будет стадия белого карлика. Звезда большой массы [больше верхнего предела для белых карликов] не может стать им, и нам остается только рассуждать о каких-то других путях ее эволюции»[38].

Милн уже видел эту работы Чандры. «Концепция „полного“ уравнения состояния для релятивистского вырождения формально является новой и ценной, — сказал он. — Однако если мы добавим небольшую порцию пыли к звезде, масса которой близка к максимальной, то станет ли звезда неустойчивой? Пожалуй, вы имеете полное право считать, что я чрезвычайно консервативен». Нестабильность звезд и прочих материальных объектов была неприемлема для физика классической школы.

«Линия фронта» была теперь четко определена. Чандра показал Эддингтону и Милну рукописи своих последних работ. Они были подробны, насыщены математическими формулами и содержали множество результатов вычислений. В ноябре 1934 года Чандра пригласил Милна в Тринити на обед в День поминовения. «Во время этого визита я почти убедил Милна, что его результаты по существу лишены всяких оснований, — вспоминал он. — Я надеялся, что моя статья прекратит дискуссию Эддингтона и Милна».

А между тем работами Чандры заинтересовался энергичный директор Гарвардской обсерватории Харлоу Шепли, бывший студент Рассела. Шепли предложил индийцу поработать в Гарварде. Такое приглашение еще более отодвигало возвращение Чандры в Индию, чем его отец был весьма обеспокоен.

Но пока Чандра ждал особенно важного для него заседания общества — он собирался представить свои последние результаты. «Я завершил вычисления по строению звезд, которые должен был сделать еще до января, — писал Чандра отцу и добавлял: — Так как дата заседания приближается, я должен работать все больше и больше, все быстрее и быстрее».

Случилось так, что важнейшие события в его жизни должны были произойти почти одновременно: получение новых результатов, поездка в Индию и женитьба. «Я буквально разрываюсь на части, — писал он отцу, — но тем не менее понимаю: я переживаю сейчас невероятно успешный период. Когда я погружаюсь в работу, часто вспоминаю высказывание Бора: „Как жаль, что столь немногие способны найти удовлетворение и смысл своей жизни в занятиях наукой“».

Яркость и новизну открытий Чандры в конце концов должны были признать даже строгие старцы, «приватизировавшие» астрофизику в Кембридже. Все должно было пройти на ура, но Чандра никогда не исключал худших вариантов. «Непрерывно думая о загадке строения звезд, потрепанный дифференциальными уравнениями, задавленный числовыми вычислениями, озабоченный своим невежеством, я мчусь в новый год… И я совсем не похож на того счастливца, которым был, впервые вторгаясь в тайны природы, сегодня я — сгоревший и дымящийся, неудовлетворенный и усталый», — признавался Чандра Балакришнану перед роковой пятницей 11 января 1935 года.

Глава 6

Недовольство Эддингтона

Утром 12 января 1935 года Чандра проснулся в другом мире. Еще вчера полный надежд и страхов, опасений и волнений, он смело смотрел в будущее, ведь скоро весь мир узнает о его важнейшем открытии! Он мечтал о громе аплодисментов и таком же признании, какое имел пять лет назад в Индии. Он надеялся, что его наконец примут в кембриджское научное сообщество, несмотря на происхождение и молодость. Но все оказалось совсем не так, как он думал…

Выступление Эддингтона просто сочилось ядом. Чандра был потрясен! Великий человек высокомерно заявил, что «нет такого явления, как релятивистское вырождение!» А ведь оно лежало в основе идеи Чандры. В теории Фаулера, применяющейся для плотного газа электронов со скоростями гораздо меньше световой, не учитывалось релятивистское вырождение и не существовал предел для массы белых карликов. Поэтому звезды всегда должны были спокойно умирать, независимо от их масс. Эддингтон утверждал, что Чандра глубоко заблуждается и его работа не представляет никакого интереса.

В те годы астрофизики полагали, что большинство звезд в конце жизни становятся белыми карликами, за исключением тех немногих, которые разваливаются на части. Ученые считали (как выяснилось, ошибочно), что звезды проходят один и тот же жизненный цикл: гигантские яркие звезды сжигают свое топливо и продолжают сжиматься, а когда топливо полностью исчерпывается, превращаются в белые карлики — горячие, но тусклые, небольшие и удивительно плотные звезды. Однако Чандра осмелился предположить, что у звезд имеется и другая перспектива.

В какой-то момент Эддингтон сам запутался в своих аргументах. В конце концов он заявил, что не возражает против математических моделей Чандры, но не согласен с его физическими идеями, основанными на объединении двух диаметрально противоположных теорий — теории относительности и квантовой теории. «Я не считаю, что потомство от такого союза можно считать законнорожденным», — утверждал Эддингтон. Чандра был ошеломлен.

Эддингтон явно спрятал голову в песок, как страус, — ведь получил же Дирак свою Нобелевскую премию именно за релятивистскую версию квантовой механики? Что все это значит? Но самое худшее было еще впереди. Принцип запрета Паули, продолжал Эддингтон, лежащий в основе теории Чандры о белых карликах и в основе квантовой теории, не является фундаментальным законом природы.

В итоге Эддингтон все-таки еще раз признал, что математические расчеты Чандры правильны, но вот результат — релятивистское вырождение — не имеет никакого отношения к звездам. По его мнению, это всего лишь игра с числами. Но и тут Эддингтон не остановился. Он добавил, что теория Фаулера о белых карликах не учитывает теорию относительности, но фактически принимает эту относительность во внимание. Эддингтон рисковал, используя столь замысловатые и невнятные аргументы, которые могли разрушить его репутацию ученого.

Конечно, Эддингтон разбирался в теории относительности лучше всех, за исключением самого Эйнштейна. Он даже попытался объединить общую и специальную теорию относительности с квантовой механикой — в своей фундаментальной теории. Отношение Эддингтона к такому объединению, которое он только что назвал «незаконнорожденным», было, мягко говоря, непоследовательным. В книге «Внутреннее строение звезд» Эддингтон обсуждал использование общей теории относительности при изучении строения звезд. Общая теория относительности учитывает гравитацию, искривляющую пространство (точнее, пространство-время).

Пространство-время представляет собой геометрическую структуру, которая искривляется тем сильнее, чем больше масса объекта. Если камень поместить в середину тонкого резинового листа, то лист прогнется на глубину, зависящую от веса камня. Искривление или деформирование пространства-времени вокруг массивного тела — мера силы тяжести этого тела.

Эддингтон использовал общую теорию относительности для описания поведения звезды, коллапсирующей под действием собственной тяжести. Он отметил, что согласно общей теории относительности звезда небольшая, но с большой плотностью создаст гораздо более глубокую потенциальную яму, чем звезда, подобная Солнцу (потенциальная яма — область пространства с минимумом потенциальной энергии). Она так сильно искривит окружающее пространство, что свет не сможет вырваться оттуда, и, по его словам, исчезнет в «никуда».

Но для Эддингтона это были просто математические абстракции. Он пренебрег теорией Чандры, согласно которой исчерпавшая свое топливо звезда с массой больше верхнего предела Чандры неизбежно сожмется в бесконечно малую и бесконечно плотную точку. По мнению Эддингтона, в этом случае возникал явно абсурдный сценарий, по которому «звезда будет продолжать излучать и излучать, сжиматься и сжиматься до нескольких километров в диаметре, пока сила тяжести не станет достаточно большой, чтобы удерживать излучение, и лишь тогда звезда обретет покой». Для Эддингтона это было немыслимо.

В последующие годы Чандра говорил: только Эддингтон с его «колоссальной физической интуицией» мог догадаться, что «существование предельной массы звезд приводит их к коллапсу и возникновению черных дыр. Если бы он с этим согласился, то опередил бы всех на 40 лет».

Несмотря на несостоятельность аргументов Эддингтона, авторитетные ученые поддержали именно его, а не аутсайдера Чандру. Однако Чандра был абсолютно уверен в своей правоте. Ему нужно было только успокоиться, взять себя в руки. Но к кому обратиться за советом и поддержкой? Конечно, не к отцу, для которого все эти теории слишком сложны. Мак-Кри после доклада куда-то исчез и явно встал на сторону Эддингтона. И тут Чандра вспомнил о Леоне Розенфельде, близком друге, всего лишь на шесть лет его старше. Бельгиец Розенфельд был состоятельным человеком и имел безукоризненную родословную. Ему исполнился всего 31 год. Легкий в общении, он был всегда блестяще одет и невероятно элегантен. Розенфельд защитил диссертацию в 1926 году в Льежском университете, затем работал в Париже два года вместе с Луи де Бройлем, который не входил ни в одно научное сообщество и постоянно возражал против некорректных интерпретаций квантовой теории Бора и Гейзенберга. Розенфельд со временем стал помощником Вольфганга Паули, а после 1930 года постоянно работал с Бором. Чандра впервые встретился с Розенфельдом в копенгагенском институте Бора в 1932 году. Они стали друзьями, особенно их сблизило посещение Чандрой семьи Розенфельда в Льеже. Розенфельд умел отстаивать свою позицию, он мог бы дать Чандре полезный совет.

Чандра немедленно написал Розенфельду о своем выступлении и попросил его рассказать все Бору. «Эддингтон преподнес сюрприз», — написал Чандра. Мэтра астрономии, продолжал Чандра, не устроило его использование релятивистского вырождения при описании электронного газа во внутренней области белых карликов. Но хуже всего было то, что Эддингтон настаивал на неправильности использования Чандрой двух основных положений современной физики — принципа запрета Паули и теории относительности. Вместо чувства удовлетворенности результатами работы по двенадцать часов в день в течение четырех месяцев, писал Чандра, его душу переполняет «большое беспокойство». Неужели в его результатах нет ничего ценного?

В течение нескольких месяцев Чандра и Розенфельд активно переписывались, и Розенфельд полностью поддержал Чандру, назвав замечания Эддингтона «совершенно невразумительными».

Одно из утверждений Эддингтона особенно изумило Розенфельда и Бора: в принципе Паули электрон рассматривался как стоячая волна, а не бегущая. Если привязать один конец веревки к дверной ручке и встряхнуть другой конец, то получается волна, фактически никуда не перемещающаяся. А бегущие волны подобны движущимся морским волнам. Чтобы описать поведение электронов в атоме, нужно использовать модель стоячих волн. Эддингтон объявил, что это единственно правильный способ применения принципа запрета Паули. Но Чандра рассматривал электроны как бегущие волны, потому что они перемещаются внутри звезд, а затем преобразовывал их в стоячие с помощью математического аппарата теории относительности.

Эддингтон утверждал, что это неверно и что Чандра неправильно объединил специальную теорию относительности с квантовой механикой и создал, по словам Эддингтона, «нечестивый союз». Однако тип волны не имеет никакого значения для конечного результата любого квантового расчета. Аргументы Эддингтона были явно надуманны. «Никто никогда не сомневался в принципе Паули, — написал Чандре Розенфельд, — и использование Вами теории относительности также не подлежит сомнению. Это с полной очевидностью доказывает состоятельность Ваших выводов. Так что я думаю, Вам следует успокоиться и продолжить свою работу, а не терять время на бесплодные споры». С Розенфельдом были согласны и Бор, и Дирак.

Однако Чандра не собирался следовать советам даже столь выдающихся людей.

Вскоре после выступления Чандры в Королевском астрономическом обществе Эддингтон послал ему рукопись с точно таким же названием, что и доклад самого Чандры: «О релятивистском вырождении». В ней он старательно приводил аргументы правильности результата расчетов Фаулера для белых карликов, в которых не принималось во внимание движение электронов с субсветовой скоростью, то есть не использовался аппарат теории относительности. Эддингтон с легкостью произвел этакий математический трюк с использованием теории относительности и получил результат математически правильный, но абсолютно бессмысленный с точки зрения физики. Другими словами, он сфабриковал свою собственную версию теории относительности. И со свойственной ему властностью настаивал, что Фаулер должен был бы и сам дойти до этих выводов в 1926 году. Фаулер был совершенно сбит с толку и даже поверил, что действительно это сделал. Из замечаний Эддингтона 11 января на заседании Королевского астрономического общества стало ясно, что он давно готовил возражения против теории Чандры. Он ведь посетил Чандру перед докладом, якобы предлагая поддержку, а на самом деле хотел узнать содержание этого доклада. Эддингтон вел себя двулично и просто подло.

В начале 1935 года он опубликовал ряд работ с критикой теории Чандры. Это была мешанина из странных претензий и плохо обоснованных утверждений. Эддингтон писал, что теории Чандры абсурдны и что релятивистские вырождения могут быть следствием лишь математических упражнений Чандры, но никакого отношения к реальности не имеют. Главной причиной ошибок Чандры он считал использование «неправильной» теории относительности — то есть не версию Эддингтона, в которую вошли его собственные математические формулировки теории Дирака.

Но использование «правильной» теории Эддингтона означало для Чандры отказ от идеи Фаулера, в соответствии с которой белые карлики даже после исчерпания всего топлива остаются стабильными. Эддингтон надеялся, что расчеты Чандры полностью опровергнут «эту вычурную идею Фаулера».

Но что Эддингтон собирался предпринять и что за цель он перед собой поставил? Это чрезвычайно волновало Чандру. Неужели он что-то не понял или не уловил смысл каких-то аргументов Эддингтона? В какой-то момент в правильности своей теории засомневался даже сам Фаулер, но его сомнения быстро прошли, и он сказал Чандре: «Не волнуйтесь. Я уверен, Эддингтон не прав. — И дружелюбно посоветовал: — Будьте оптимистичней!» Однако перед самим Эддингтоном интересы Чандры он никогда не отстаивал, и Чандра продолжал донимать Розенфельда: «Скажите честно, действительно есть что-либо стоящее в статьях Эддингтона?» На что Розенфельд отвечал: «Могу смело сказать, что, даже дважды прочитав эти статьи, я не нашел ничего, что могло бы изменить мое мнение, — это дичайшая чушь!»

Подлинной причиной такого поведения Эддингтона было то, что работы Чандры полностью опровергали его фундаментальную теорию, которую он в течение уже семи лет так напряженно разрабатывал. С помощью специально созданного им математического аппарата Эддингтон хотел объединить общую и специальную теории относительности с квантовой механикой и получить в результате точное значение постоянной тонкой структуры. Разработка этой фундаментальной теории затруднялась отсутствием в природе систем, описывая которые можно было бы пренебречь взаимодействием между частицами. Именно поэтому электроны нельзя было рассматривать отдельно от других частиц. А Чандра предлагал весьма перспективную теорию идеализированного квантового газа невзаимодействующих электронов, которую можно было проверить на практике. Если бы подтвердилась теория Чандры, то представления Эддингтона и весь его математический аппарат Е-чисел оказались бы совершенно бессмысленными. Вместо создания уникального метода математического описания физических явлений он лишь доказал бы, что математика — это отвлеченная игра ума, наподобие его собственной работы по вычислению общего количества электронов и протонов. Но с другой стороны, в результате была получена правильная величина скорости расширения Вселенной.

Пытаясь любым путем спасти свою теорию, Эддингтон решил учитывать данные о белых карликах. Он принялся вносить совершенно фантастические изменения в теорию относительности, и все это только для того, чтобы подогнать выводы Фаулера об эволюции звезд к результатам своих вычислений. И в то же время Эддингтон считал работы Чандры лишь формальными математическими ухищрениями, не имеющими никакого отношения к Вселенной! Как и многие другие ученые, Чандра прекрасно знал о стремлении Эддингтона создать свою фундаментальную теорию. Вскоре он понял, что нестыковки с этой теорией и были главной причиной его разногласий с Эддингтоном. Хотя Розенфельд и сказал, что две статьи Эддингтона 1935 года полная чушь, Чандра отзывался о них не так резко. Авторитет Эддингтона и его сверхъестественное умение получать корректные результаты из сомнительных допущений не позволяли большинству астрофизиков признать его аргументы неверными. А теория Чандры и вовсе была выше их понимания.

Существование предельной массы у белых карликов ранее уже было постулировано Стонером, но он не довел свою теорию до логического завершения. Как ни странно, критикуя Чандру, Эддингтон поддерживал Стонера, хотя и осуществлял жесткий контроль его работы. Он настойчиво советовал Стонеру заниматься лишь сомнительными положениями теории Фаулера и не вторгаться в области, исследование которых могло угрожать его собственным результатам.

В свою очередь и Милн оспаривал выводы Чандры, выдвигая гипотезу, в соответствии с которой звезды содержат абсолютно несжимаемое ядро из какого-то неизвестного вещества и потому не могут полностью коллапсировать. Эддингтон же выбрал более прямой и элегантный способ — он попросту игнорировал результаты Чандры. Эддингтон продолжал создавать свой совершенный математический аппарат, который заставит всех согласиться с универсальностью результатов Фаулера. Сам Фаулер в этом никакого участия не принимал, в частных беседах всегда поддерживал Чандру, но никогда не делал этого публично. А Эддингтон дополнил свои вычисления еще и данными теории Дирака, но перестроенной на основе Е-чисел. К 1935 году Эддингтон полностью завершил построение фундаментальной теории, из которой следовало, что выводы Чандры абсолютно неверны. Эддингтон очень многое поставил на свою фундаментальную теорию — она должна была стать истиной в последней инстанции и кульминационным финалом всех его исследований.

Розенфельд с пониманием отнесся к затруднительному положению Чандры и по согласованию с Бором написал ему: «Мы понимаем ваши трудности и весьма вам сочувствуем». Более того — Розенфельд предложил переслать статьи Эддингтона и письма Чандры Вольфгангу Паули, который был тогда одним из самых авторитетных физиков в мире. И Паули ответил, что Эддингтон абсолютно не прав и совершенно очевидно, что он старается подогнать реальность под свою теорию. Но тут он остановился и не стал делать публичные заявления в поддержку Чандры. Чандра также продолжал переписываться со своим другом Мак-Кри по этому поводу. Но даже через пять дней после рокового дня тот все еще не принял никакого решения. Он предложил «вежливо прокомментировать каждый из пассажей Эддингтона» и переслать ему, но так и не сделал этого, поскольку: «Возражает ли Эддингтон мне или нет, он всегда мне интересен». Но это вряд ли утешило Чандру.

Итак, расстановка сил была ясна. Главные фигуры — Бор, Фаулер, Дирак, Розенфельд, Паули и Мак-Кри сочувствовали Чандре. Некоторые говорили ему: «Я, старина, тебя понимаю. Жаль, что так все складывается», — но при этом не собирались принимать участие в конфликте. Чандра помог Фаулеру подготовить второе издание той самой монографии по статистической механике, которую он читал в Индии еще подростком, и отметил, что Фаулер никак не прокомментировал замечание Эддингтона в предисловии к этой книге, что релятивистская формула вырождения неправильна.

А 13 января 1935 года Милн отослал письмо редакторам «The Observatory». Он повторил свои вычисления и с учетом замечания Эддингтона проигнорировал релятивистское вырождение, иронично добавив: «Существует ли оно в действительности?» В завершение он написал: «Исследования сэра Артура Эддингтона подтверждают теперь наши выводы». Чандре показалось, что мир перевернулся, — Милн согласился с Эддингтоном!

Милну же все происходящее было на руку. С тех пор как Чандра впервые показал ему свою статью, Милн делал все возможное, чтобы она не появилась в печати, и неоднократно убеждал Чандру не публиковать и свои более ранние работы. Рассерженный Чандра заявил, что «перестал верить в объективность Милна». Он отлично понимал, что его выводы опровергали теорию Милна. Несмотря на давний антагонизм с Эддингтоном и дружбу с Чандрой, Милн встал на сторону врага.

Чандра не мог полностью игнорировать Эддингтона и продолжать свои исследования согласно собственным представлениям. Хотя лучшие в мире физики были на его стороне, они все-таки не решились выступить против ведущих астрофизиков того времени — во всяком случае, публично. Такая конфронтация была для них слишком серьезной, и Чандре предстояло самому постоять за свои убеждения. Он жаловался отцу: «Моя последняя статья по структуре звезд натолкнулась на отчаянное сопротивление оппонентов — Эддингтона, Милна и Джинса. Я стараюсь быть чрезвычайно уважительным при общении с ними. К счастью, Фаулер и Бор на моей стороне. Мне трудно описать в письме суть проблемы. По существу, это продолжение дискуссии о результатах Милна, полученных им за последние три года. Пока серьезного обострения отношений не произошло. Все происходит более-менее мирно, если не считать обсуждения ужасного ляпсуса Эддингтона. Он считает, что принцип Паули не верен! Не понимаю, что он хочет этим сказать. Я сейчас нахожусь как бы в центре треугольника с вершинами Эддингтон — Джинс — Милн и отказываюсь принять чью-либо сторону. Но в результате все они выступают против моей работы!! Лишь Фаулер с самого начала поддерживает меня!»

Настал день, когда Чандра перестал быть пассивным наблюдателем в борьбе враждующих группировок. Он оказался на равных в этой битве гигантов. Отец сразу же ответил. «Твое письмо от 9 февраля меня очень заинтересовало, — писал он, — ты действительно находишься в центре треугольника твоей диаграммы. Пожалуйста, сообщай мне о дальнейшем развитии событий».

Впрочем, в жизни Чандры происходили и приятные события, например, он начал читать курс лекций «Особые проблемы в астрофизике», три дня в неделю. Он с гордостью сообщал отцу: «Кстати, я являюсь первым лектором индийского происхождения в Кембридже. Полагаю, у других индийцев такой возможности не было». Чандра рассматривал это как первый этап в преодолении кембриджского расизма.

В конце февраля Милн написал Чандре: «Ваши сторонники — Бор, Паули, Фаулер, Уилсон и многие другие — производят очень внушительное впечатление, но только не на меня». Его комментарии были явно окрашены неприязнью к этим великим ученым, которые презрительно оценивали исследования Милна как математические ухищрения. Но Чандре такой антагонизм был совсем не на пользу. Он часто говорил об этом, а в 1970-х годах даже процитировал полученное от Милна письмо (от 26 февраля 1935 года) и переслал его ученым, интересовавшимся дискуссией Чандры и Эддингтона.

Оказалось, что и дядя Раман, живший тогда в Индии, не одобрял его поведения. Чандра написал отцу: «Мне сообщили недавно о словах CVR [Рамана]; он утверждает, что я „впустую трачу время, занимаясь астрофизикой, слишком далекой от Бангалора“. Хорошо бы, чтобы он уже перестал говорить о моей работе — его ведь как-то можно убедить, что мои пути действительно пролегают вдали от Бангалора». Март и апрель того года Чандра провел в Копенгагене, обсуждая с Розенфельдом сложившуюся ситуацию. Из Дании он написал отцу, что Кембридж предоставил ему 50 фунтов стерлингов для покупки «Brunsviga 20», лучшего калькулятора того времени. «Я оказался достаточно хорош для Кембриджа, здесь относятся благожелательно к моей работе и не расценивают ее как „пустую трату времени“», — писал Чандра, явно недовольный высказыванием Рамана.

Отец расстраивался — мальчик так много разъезжает по свету, и только Индия не оказывается на его пути. «Не откладывай свой брак слишком надолго, — написал он сыну. — Не думаю, что ты должен стать „рабочей лошадкой“ астрофизики. Приезжай на рождественской неделе 1935 года и женись и на это время пошли подальше все свои амбиции и исследования».

А спустя месяц он получил письмо от Чандры, которое произвело эффект разорвавшейся бомбы: «Я не писал Вам несколько недель — путешествовал и размышлял о своей жизни… и понял, что мои отношения с Лалитой — иллюзия, и в действительности я ее совсем не знаю. Я видел ее в колледже, но это было пять лет назад. Я просто обманывался. Поэтому я написал ей о разрыве наших с ней отношений. Это мое окончательное решение».

Айяр сразу же ответил. Он сожалел о решении Чандры, но успокаивал сына и признавал, что, может, все и к лучшему: «Есть много умных и образованных девушек, намного моложе и мечтающих о семейной жизни».

Отец волновался о душевном состоянии Чандры, просил его приехать домой в следующем апреле и пожить здесь подольше. «Мне не нравятся твои письма после этого инцидента», — пишет он. Под «инцидентом» он имел в виду столкновение с Эддингтоном. Тон последующих писем Чандры становился все более и более циничным. «Возможно, что мисс Д.Л. (Лалита Дорайсвами) недостаточно знала и любила своего отца, чтобы по-настоящему полюбить мужа». У Лалиты были лишь туманные воспоминания об отце, капитане Дорайсвами, который воевал на фронтах Первой мировой войны и умер через год после возвращения из Европы. Отец посоветовал Чандре: «Если ты поживешь в Мадрасе не меньше четырех месяцев, то сможешь познакомиться с разными девушками и выбрать достойную! Индийский стиль любви гораздо совершеннее, чем романтические увлечения европейцев. Жена тебе нужна как товарищ и как заботливая хозяйка. Достоинства этой женщины должны быть не только кинетическими, но и отчасти потенциальными, и тогда ты будешь счастлив в супружестве». Последнее предложение демонстрирует остроумие старшего Чандрасекара и его знание физических терминов.

Однако все произошло совершенно иначе и довольно странным образом. Через два месяца Чандра в ходе дискуссии по релятивистскому вырождению сообщил Розенфельду, что «существует еще кое-что довольно интересное. После возвращения в Кембридж из Копенгагена я обручился с индийской девушкой по имени Лалита. И (что самое удивительное) — она здесь. <…> И я постараюсь сделать ее счастливой». Что же произошло? Хотя Чандра продолжал писать отцу летом 1936 года о своей грустной судьбе, он сообщает своему другу Розенфельду о своем обручении в Кембридже! Наверное, дело было так. В какой-то момент Чандра просто струсил. Почувствовав это, Лалита отплыла на первом же судне в Англию и появилась на пороге его дома. С учетом консерватизма индийских нравов для этого требовалось большое мужество и самоотверженность. Лалита была весьма прогрессивной девушкой. Она сильно отличалась от большинства индианок и всегда поступала так, как считала нужным. Много позже Лалита говорила, что Чандра — ее единственная любовь в жизни. Видимо, тогда она поняла необходимость совершить ради их будущего этот решительный поступок.

Тем временем дискуссия с Эддингтоном протекала уже не так бурно. На заседании Королевского астрономического общества в мае Милн говорил: «Аргументы сэра Артура Эддингтона следует считать справедливыми, поскольку использование формулы с „релятивистским“ вырождением оставляет множество вопросов по поводу белых карликов, тогда как формула с „нерелятивистским“ вырождением не создает никаких трудностей». Таким образом, Милн полностью перешел на сторону Эддингтона. Теперь у каждого из них были свои собственные причины для дискредитации теории Чандры. Эддингтон однажды заявил: «Я должен лишь добавить, что моя формула вырождения, кажется, разворотила осиное гнездо. Однако меня, к счастью, никто не ужалил!» Чандра решил, что лучше всего сохранять спокойствие, хотя он и был подавлен. «Эддингтон ведет себя просто неприлично, — написал он отцу. — Хотя Фаулер, Дирак, Бор и многие другие соглашаются со мной, весь этот конфликт очень неприятен и мешает нормальным отношениям с Эддингтоном. Из-за разногласий с ним (а также с Милном) у меня было плохое настроение в течение нескольких месяцев».

Но именно в эти месяцы Чандра обсуждал с американским математиком венгерского происхождения Джоном фон Нейманом результаты своего исследования белых карликов. 32-летний фон Нейман был профессором принстонского Института перспективных исследований. Свой отпуск в 1934 и 1935 годах он провел в Кембридже. Нейман и Чандра быстро подружились, хотя и представляли собой довольно странный дуэт. Оба были блестящими математиками, но фон Нейман имел более фундаментальное образование. Как и Эдвард Теллер, он был одним из корифеев в блестящей плеяде венгерских эмигрантов. Немецкий физик-ядерщик Фриц Хоутерманс, внесший важный вклад в изучение источника энергии звезд, говорил тогда, что венгерские ученые казались гостями с Марса. Фон Нейман одним из первых (почти одновременно с Эйнштейном) получил звание профессора в Институте перспективных исследований. Он был создателем теории игр — математического метода изучения оптимальных стратегий, кроме того, ему принадлежат пионерские работы по информатике, экономике, общей математике и физике.

Фон Нейман часто говорил, что уехал в 1929 году в США не из-за антисемитских настроений в Германии, а ради профессионального роста. Он оказался любителем развлечений и знатоком прелестей ночной жизни, в его репертуаре было огромное количество довольно сомнительных анекдотов, которые он рассказывал весело и с явным удовольствием. При этом Чандра с горечью вспоминал, что «фон Нейман был из тех, кто поддерживал меня только в частном общении. Все эти люди соглашались со мной, но никогда не заявляли об этом публично».

Это все более угнетало Чандру. Однажды Милн написал ему: «Я очень обеспокоен тем, что Вы перестали обедать в столовой Тринити-колледжа из-за Ваших отношений с Эддингтоном. Я думаю, нам не следует падать духом. Мы несем ответственность перед нашими последователями и не имеем права отказываться от своих убеждений из-за мнения одного, хотя и весьма авторитетного ученого; потомки воздадут нам должное и оценят наше мужество в борьбе за истину <…>. Я очень прошу Вас снова обедать в столовой. Старшим коллегам не понравится, если Вы там больше не будете появляться, — это противоречит самому духу колледжа».

В июне Чандра рискнул публично упомянуть о спорах с Эддингтоном. В третьей части своей статьи о структуре звезд он сделал сноску, в которой указал, что Эддингтон подверг сомнению «законность релятивистского уравнения состояния для вырожденной материи», которое Чандра считал справедливым. Он опасался, что редакция ежемесячных трудов Королевского астрономического общества откажется печатать статью из-за его критического отношения к «патриарху Эддингтону», и потому нашел правильный ход. В самом начале статьи Чандра упомянул о работе Джинса по радиационной теории. «Я верю в Джинса. Он выдающийся политик! — весело объяснял он Розенфельду. — Я знал, что Королевское астрономическое общество откажется издать это (мою статью), но я знал также, что для спасения своей репутации они пошлют ее Джинсу в надежде получить плохой отзыв! — и, получив его, спокойно смогут статью отклонить! Я знал об этом и потому весьма деликатно упомянул Джинса. Уловка сработала! Джинс настаивал на публикации! Эти закулисные методы отвратительны, но что делать?»

Спор с Эддингтоном убедил Чандру, что успех в науке достигается далеко не только благодаря выдвижению блестящих теорий. Оказывается, не менее важно лавировать в своих отношениях с другими учеными. Кто знает, не возникла ли у Чандры даже параноидальная идея об окружающих его врагах, ведь совсем не исключено, что в «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» издали бы статью без всех этих хитроумных уловок.

Вся эта «политика» вынудила Чандру пересмотреть свои взгляды на развитие науки и на происшедшее с ним. Он размышлял в письме к отцу: «Я не согласен с Вашим мнением, что великие мыслители не всегда приходят к согласию. Вся квантовая механика построена как прекрасное соединение идей самых великих мыслителей нашего времени — Дирака, Гейзенберга, Бора, Паули. В астрофизике различия имеют „политическую“ природу». Однако Чандра никак не мог понять, почему так происходит. «Предубеждения! Предубеждения! — продолжал он. — Эддингтон просто сноб! Вот Вам пример его высокомерия: „На худой конец, мы можем поверить Вашей теории. Но я смотрю на это не с узкой точки зрения о строении звезд, а с точки зрения самой Природы“. Как будто эти точки зрения отличаются! „Природа“ по Эддингтону — это нечто вроде непререкаемой королевы, Ее Величества. Милн более разумен, искренен и объективен».

Ситуация осложнялась еще и тем, что сторонники Чандры находились в Германии и в Дании, в то время как в Англии астрофизики решительно отказывались его поддержать. Но Чандра по-прежнему был настроен по-боевому. Тогда же Раман вдруг предложил племяннику поработать над задачей из ядерной физики. Чандра был разъярен. «Он [Раман] сначала говорит, что не потерпит астрофизика вблизи Бангалора, а теперь намекает, что, если я займусь ядерной физикой, он сможет вынести мое присутствие в своем институте», — написал он отцу.

Чандра не полемизировал с Эддингтоном в своих статьях, так как большинство коллег это ему не советовали, хотя и конфиденциально признавались в своем согласии с его теорией. Но после нескольких месяцев размышлений к Чандре вернулась былая уверенность, и 7 июня он послал статью, написанную вместе с датским физиком Кристианом Мёллером в «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society». Авторы сделали хитрый ход: используя то же самое математическое представление теории относительности, что и Эддингтон, они дополнили его решением релятивистского уравнения Дирака и благодаря этому подтвердили идею Чандры о верхнем пределе массы белых карликов. Фактически Мёллер и Чандра дважды решили уравнения Дирака для электронов с использованием приближения как со стоячими, так и с бегущими волнами.

Они представили свой результат без комментариев и лишь указали в примечании: «Мы никоим образом не рассматриваем этот подход как ответ на статьи Эддингтона».

Примечание было подобно красной тряпке для быка. Эддингтон снова повторил, что нельзя рассматривать электрон одновременно как стоячую и как бегущую волну, и по-прежнему отказывался признать, что в конечном итоге это совершенно не важно. В ноябре он опубликовал новую работу, в которой написал, что вынужден «усилить атаку на формулу релятивистского вырождения — я пытаюсь объяснить, почему не могу принять доказательство Мёллера и Чандрасекара». Эддингтон считал, что они нарушили принцип неопределенности Гейзенберга. Мёллер и Чандрасекар не стали публиковать ответ на этот выпад. «Он просто сумасшедший, — писал Чандра Розенфельду. — На днях я встретил Г. Н. Рассела. Он был полон энтузиазма и прошептал мне: „Мы не верим в Э.“!! <…> Наконец-то я почувствовал себя свободнее. Недавно я встретил и Милна. Он действительно ненавидит Эддингтона». Даже такой признанный корифей астрофизики, как Генри Норрис Рассел из Принстонского университета, соглашался с Чандрой, но, как и все, лишь в частном общении. Ученые по-прежнему боялись выступить против могущественного Эддингтона. Розенфельд отозвался шутливой игрой слов: «История вырождения Эддингтона (если можно использовать такое сомнительное выражение) напоминает гомеровскую Илиаду с ее обилием богов и героев».

А в это время Милн занялся донкихотскими построениями новой теории гравитации, которая заменила бы общую теорию относительности Эйнштейна. Его не смущало, что теория Эйнштейна была дважды подтверждена Эддингтоном: в экспедиции при изучении затмения в 1919-м и в работе 1924 года о влиянии гравитации на излучение белых карликов. Милн задался целью вывести новый закон тяготения, с помощью которого можно было бы объяснить существование различных геометрических форм галактик. В этом же году вышла его книга, на страницах которой он браво объявил, что его новая космологическая теория «одним махом разрушает большую часть представлений Эйнштейна, Джинса и Эддингтона. Не могу сказать, как далеко эта теория продвинется, но полагаю, что это единственно по-настоящему новая идея, которую лично я внес в теорию относительности Эйнштейна. И удивительно, что Эйнштейн (который написал мне) так и не понял, как прекрасна моя теория!» [39]На самом деле Эйнштейн сразу же так отозвался о теории Милна: «Относительно хитроумных идей Милна могу только сказать, что считаю их теоретическую основу слишком поверхностной. Я полагаю, что нельзя получить надежные теоретические результаты в области космологии без использования принципа относительности». Впрочем, некоторые идеи Милна несомненно были новыми и совершенно оригинальными. Чандра говорил, что их оценили бы по достоинству, будь они вставлены «в более скромные рамки».

В раздражении он написал Розенфельду: «Да, книга Милна — это самое горькое разочарование. Можете ли Вы представить себе, чтобы в научном труде было напечатано следующее: „При желании мы имеем право сказать, что нашли Бога во Вселенной. И теперь физику и космологу Он понадобится лишь один раз — для акта творения. Биолог видит дальнейшее проявление Божественного — в виде действия Разумного Замысла… Но для человека, который и больше чем космолог, и больше чем биолог… для обладающего разумом и бессмертной душой человека… Бог, по-видимому, нужен всегда“. Харди спросил меня: „Что, Милн совсем спятил?“ — заранее зная ответ. Видите ли, и в Кембридже можно иногда услышать крепкое словцо, хоть и вежливо произнесенное!»

В середине июля Чандра уехал в Париж для участия в съезде Международного астрономического союза. Несмотря на открытую враждебность Эддингтона, репутация Чандры стремительно росла. «В настоящий момент я наслаждаюсь компанией великих астрономов, — писал он отцу. — Я уже имел дружеские беседы с Г. Н. Расселом, X Шепли, Адрианом ван Мааненом, Бертилем Линдбладом». Чандра впервые летел на самолете и очень волновался. Ему пришлось отстаивать перед отцом свой выбор, так как тот считал авиацию слишком опасной. Даже Раман полагал, что Чандре лучше так не рисковать.

Съезд был прекрасно организован, на заседаниях присутствовали более трехсот астрономов из тридцати стран. Эддингтон тоже получил приглашение и был в прекрасной форме. Открыл встречу президент Франции, в программу мероприятий были включены роскошные банкеты и экскурсии по городу. Праздничный ужин 14 июля в честь Дня взятия Бастилии проводился на нижней площадке Эйфелевой башни, затем гости поднялись выше и насладились великолепной иллюминацией по случаю национального праздника Франции. Мак-Кри, который также был на съезде, записал тогда: «Атмосфера на заседаниях комиссии по структуре звезд под председательством президента сэра Артура Стэнли Эддингтона была подобна раскаленной атмосфере внутри этих небесных светил!» Скорее всего, это было вызвано не только жаркой летней погодой, но и накалом критики Эддингтона теории Чандры.

Позднее Мак-Кри писал: «Сэр Артур снова заявил о справедливости своих недавних выводов по поводу вырожденного вещества и значении этих выводов для астрофизики». А обиженный Чандра вспоминал потом: «Эддингтон говорил целый час, критикуя мою работу и превращая ее в анекдот. Я послал записку Расселу [который был председателем] о том, что хочу выступить. Рассел отправил обратно записку со словами: „Я предпочел бы, чтоб вы этого не делали“. Поэтому у меня даже не было возможности ответить; я лишь ловил на себе сочувствующие взгляды моих коллег». Ситуация повторилась: Эддингтон еще раз публично унизил Чандру, и опять ему не дали ответить. Казалось, последнее слово всегда будет оставаться за великим Эддингтоном.

Глава 7

Приключения в Америке

Звезда Чандры поднималась все выше и выше, многие ученые находили его работы поистине блестящими. Директор Гарвардской обсерватории Харлоу Шепли еще до доклада 11 января прочел его статьи и пригласил Чандру провести следующее лето в Гарварде. Чандра согласился, а после поездки планировал продолжить свои исследования в Тринити-колледже. Он провел первые две недели сентября на ферме в Шотландии и наслаждался «долгими прогулками и свежим воздухом, прохладным ветерком и огромными просторами — все это быстро (!) возвращает силы». Он увлекся чтением Достоевского, Харди и Бальзака. «Я имел возможность больше размышлять о звездах, чем обычно, так как у меня не было здесь карандаша и бумаги, которые необходимы для вычислений». Переполненный новыми идеями, Чандра неожиданно почувствовал «тоску по Кембриджу». Перспективы казались радужными. В том же октябре Шепли пригласил его прочитать трехмесячный курс лекций по космологии в Гарварде. Друзья заверили Чандру, что он великолепно с этим справится.

В самом конце ноября 1935 года он на поезде отправился в Ливерпуль, на следующий день уже стоял на палубе корабля «Белая звезда Британии» и радовался предстоящему восьмидневному путешествию из Старого Света в Новый. Он читал пьесы Ибсена и совсем не думал о звездах.

Корабль прибыл в Бостон в полдень в воскресенье 8 декабря. К удивлению и восторгу Чандры, на берегу его встречал сам Шепли, а вечером он пригласил Чандру к себе на чай и представил известным астрономам. Среди них был Джерард П. Койпер. Он изучал белые карлики и с волнением сообщил Чандре, что «в прошлом году в экспериментах с модельными конденсированными средами получил замечательные подтверждения его, Чандры, выводов». 33-летний Койпер имел блестящую репутацию в научном мире. В последующие годы он сделал множество открытий, например, в конце 1940-х годов открыл спутник Урана, названный Мирандой, и второй спутник Нептуна — Нереиду. В 1951 году Койпер предсказал существование пояса за орбитой Нептуна, состоящего более чем из 100000 кусков льда — «грязных снежков», по образному выражению астронома Фреда Уиппла, причем некоторые из них могли достигать 160 километров в поперечнике. Этот ледяной рой, который теперь считается прародителем кометы Галлея и многих других комет, был обнаружен в 1992 году и назван поясом Койпера.

Впервые у Чандры появился собственный кабинет. И возможность пользоваться всеми благами жизни этого астрофизического сообщества, в том числе и «клубом холостяков» (!), о котором он упомянул в письме к отцу. Чандра жаловался, что здешние ученые тратили слишком много времени на пустую болтовню, что принципиально не одобрялось в Кембридже. «В целом я предпочитаю Кембридж и вообще Англию. Несмотря на чрезвычайно дружелюбное отношение сотрудников обсерватории, я чувствую себя здесь чужим», — писал Чандра. Он опять был чужаком — как в Кембридже, как в Копенгагене. И часто цитировал Джавахарлала Неру: «Везде чужой, нигде не дома».

И он все еще чувствовал горькое послевкусие 11 января. Чандра пишет Балакришнану: «Что касается моей работы, она продвигается, но, увы, прошлогодние столкновения с Эддингтоном и Милном не прибавили мне энтузиазма. Разногласия с Эддингтоном ранили меня и исказили представление о действительности». Впрочем, появились и некоторые возможности для развлечения и даже для маленькой мести. К Рождеству Шепли предложил написать обзор «Глупости 1935 года», в котором Чандра должен был отвечать за «научную» часть. «Я избрал Эддингтона объектом мести и рассказал о нем смешные истории, которые довольно высоко оценили», — сообщил он отцу. Наверняка там был и пассаж Эддингтона о технологической важности молнии на женском платье. Но заканчивалось письмо нерадостно: «Ничего особо интересного не происходит, за исключением того, что завтра начнется 1936 год!»

Чандра часто вспоминал Кембридж, который вызывал у него противоречивые чувства — ведь там он пережил и триумф, и отчаяние. «Поездка в Гарвард изменила мои планы, так что по возвращении в Кембридж меня ждет напряженная работа… всегда что-нибудь приходится терять, хотя в Кембридже все так прекрасно, что забываешь о потерях, — и в любом случае Кембридж потерять нельзя!» Все перепуталось у него голове.

Новости из Индии вызвали раздражение Чандры. Дядя Раман снова огорчил его. Он пренебрежительно отзывался о великих кембриджских математиках Харди и Литлвуде, но старинного друга Чандры индийца Човлу на работу тем не менее не взял. В письме к отцу Чандра возмущался: «Ох! Терпеть не могу Рамана и его интриги. Он мнит себя всезнающим и уверен, что физики здесь и в Европе только и думают о нем и о его студентах. Раман и его интриги грязные и бесчестные… Мое желание когда-нибудь вернуться в Индию и работать рядом с ним для индийской науки уменьшается с каждым днем».

В Новом Свете Чандру ждал успех. В феврале 1936 года директор Йеркской обсерватории при Чикагском университете Отто Струве пригласил Чандру прочесть лекцию. Благодаря исключительно энергичному руководству Струве Йеркская обсерватория в те годы считалась одной из лучших обсерваторий в мире.

Струве, которому тогда было тридцать восемь лет, родился в России, но был немцем. Он был потомственным астрономом — четыре поколения его семейства занимались изучением небесных светил. В 1916 году после двух лет учебы в Харьковском университете он пошел в армию, сражался с турками на Кавказе. После заключения мира между Россией и Германией Струве вернулся в университет, в революцию стал на сторону белых, был ранен и после долгих месяцев странствий и невзгод по протекции родственников получил работу в Йерксе, где и защитил свою диссертацию в 1923 году. Струве завоевал славу неутомимого исследователя в области звездной спектроскопии и в 1932 году был назначен директором обсерватории. До этого репутация обсерватории не была на должной высоте, но благодаря четкому деловому стилю управления, стремлению к исследованиям высочайшего уровня, блестящей организации астрономических наблюдений Струве удалось поднять престиж обсерватории. Прусская настойчивость, его твердый характер и безукоризненно составленная программа исследований превратили заштатную обсерваторию в прекрасный научный центр.

Чандра произвел на Струве сильное впечатление, и он сразу же пригласил его поработать в обсерватории. Чандра получил и прекрасное предложение Гарвардского университета, но предложение Струве показалось ему более привлекательным. Струве написал ему: «Мне кажется, Ваши блестящие теоретические работы принесли бы большую пользу астрономии, если объединить их с результатами практических наблюдений. Для этого необходимо более тесное сотрудничество между Вами и астрономами в лучших обсерваториях Америки, и я надеюсь, это приведет к появлению оригинальных теорий, особо ценных при нынешнем состоянии астрофизики». Койпер тоже согласился поработать в Йеркской обсерватории и убедил Чандру к нему присоединиться. В обсерваторию был приглашен и Стрёмгрен. Многие полагали, что Чандра и Стрёмгрен поспособствуют развитию теоретической астрофизики в США, которая явно отставала от европейской.

Обо всем этом надо было как-то деликатно сообщить отцу. «Учитывая интриги в Индии и закулисные сделки, происходящие в индийских научных кругах, возможно, будет лучше, если я проведу некоторое время в Америке», — написал ему Чандра. И обещал до приезда в Америку побывать на родине. Как и опасался Чандра, отец был глубоко разочарован. Он считал американскую культуру и науку весьма поверхностными и беспокоился, что работа в США сведет к минимуму шансы Чандры стать членом Королевского общества и ведущим индийским ученым. Впрочем, отец все же закончил письмо на оптимистической ноте: «Я думаю, ты все-таки вернешься в Индию». Он по-прежнему в это свято верил.

В апреле Чандра вернулся в Кембридж. В Йерксе он должен был выйти на работу 1 января следующего года. «Я тщательно изучил ситуацию, а Эддингтон настойчиво советовал мне принять (эту должность)», — объяснил он отцу. Очевидно, что Эддингтон был чрезвычайно доволен переездом Чандры из Англии в США. А Чандра — Чандра почувствовал в себе уверенность. «Членом Королевского общества и все такое я могу стать в течение ближайших 5 или 10 лет, — с энтузиазмом пишет он отцу, — и мой переезд в Америку этому не помешает. И вообще это меня мало волнует. А что касается Лалиты — не думаю, что брак для меня сейчас очень важен».

Чандра в полной мере осознал разительный контраст между радушным приемом в Америке и отношением к нему в Англии. «Именно Америка признала меня достойным годового оклада и руководящей должности в университете, — говорит он отцу. — В Индии ученые находятся в блаженном неведении о моем существовании, а в Англии… есть явное нежелание брать индийцев на постоянную работу, даже несмотря на то, что в Оксфорде только что получил место Раду Кришнан». Поразительно, что занимающие высокие посты в Кембридже и весьма авторитетные ученые типа Эддингтона и Фаулера никогда даже не задумывались о предоставлении Чандре достойной его должности. А в лучших американских университетах, Гарвардском и Чикагском, это сделали без колебаний. Стоит ли удивляться, что Чандра предпочел Европе Америку.

Он хорошо понимал, что делает слишком мало для развития науки в Индии. Вот Макс Борн одобрительно отзывался о Рамане и его деятельности, и Чандра даже начал задумываться, не зря ли он так критически относится к своему дяде. Надо сказать, что между двумя великими индийскими учеными Раманом и Мегнадом Саха существовали глубокие расхождения. После разговора с последним Чандра написал отцу: «Его интриги, презрительное отношение ко многим вполне продуктивным идеям, о чем он проговорился во время переговоров о приглашении меня в Индию, — все это означало лишь то, что он просил меня „присоединиться к его политической борьбе“».

Но вот почему Чандра не торопился с женитьбой? В Индии существовал обычай, согласно которому старший сын должен вступить в брак раньше младших братьев. Колебания Чандры мешали отцу, который хотел подыскать невесту для Балакришнана. А еще он искал женихов и для дочерей. «Думаю, мне придется отложить замужество дочек, — написал он с укором Чандре. — Ты знаешь об обычаях и нравах в Индии, и, хотя у нас пока нет подходящих кандидатов, мне приходится торопить тебя с женитьбой, хотя и принуждать тебя к этому я не буду».

В конце концов Чандра сдержал свое обещание — в июле он отправился в Индию и в августе уже был в Бомбее. Прошло шесть лет после его отъезда в Англию. И сразу после возвращения в Индию он написал Лалите. В официальной биографии Чандры сообщается, что в течение года они не общались, хотя Лалита видела его фотографии в газетах и знала, что он в Индии. Но на самом деле она тайно посещала его еще год назад в Кембридже. Кроме того, они наверняка переписывались, но много позже Чандра рассказывал эту историю своему официальному биографу без этих подробностей, не слишком его красящих. Во всяком случае, они наконец встретились в Мадрасе. Увидев Лалиту, Чандра тут же понял, что она никогда не станет для него бременем и никогда не будет мешать его работе. Они решили пожениться — как можно скорее. Прогуливаясь по пляжу Марина, Чандра и Лалита говорили о том, как будут вместе жить в Америке.

Чандра сообщил отцу, что не будет следовать традиции составления гороскопов для себя и невесты на предмет их соответствия. Гораздо важнее перед путешествием в Англию изменить заказ на бронирование — вместо одноместной каюты на двухместную. Свадьба состоялась 11 сентября. Надо сказать, что браки по любви заключались в Индии очень редко, но это был брак по любви. Отмечали свадьбу очень просто — никаких традиционных пышных и дорогостоящих церемоний. Всех это очень радовало — и отца Чандры, и семейство Лалиты. Молодожены провели несколько счастливых дней в Бангалоре и отплыли из Бомбея 13 октября. Чандра пробыл в Индии всего пару месяцев.

По пути в Соединенные Штаты они заехали на месяц в Кембридж. В какой-то из этих дней молодоженов пригласили в гости Эддингтон и его сестра Уинифред. Это была первая и единственная встреча Лалиты с человеком, который причинил ее мужу столько горя. Но Эддингтон очаровал ее и оставил о себе самые теплые воспоминания. Сам великий физик только что вернулся из Гарварда, где в качестве почетного гостя присутствовал на праздновании трехсотлетия университета. Старейший и крупнейший американский университет был основан в 1636 году Джоном Гарвардом, выпускником Кембриджского университета. Праздник начался 17 сентября великолепным фейерверком на Чарльз-ривер, которым восторгались сотни тысяч горожан, заполнивших все набережные этой реки. На следующее утро семнадцать тысяч почетных гостей оказались в святая святых Гарвардского университета — Гарвардском дворе, где в 1776 году проходили обучение молодые солдаты и располагалась штаб-квартира Джорджа Вашингтона. В торжественной обстановке шестьдесят два ведущих ученых мира были удостоены почетных званий, среди этих мировых светил были психолог Жан Пиаже, психоаналитик Карл Юнг, математик Харди и астроном Эддингтон. Энергичный молодой президент Гарвардского университета Джеймс Конант торжественно объявил: «Сэр Артур Стэнли Эддингтон, доктор наук. Исследователь материального мира от атомов до расширяющейся Вселенной, выдающийся популяризатор науки». Присуждение звания почетного профессора Гарвардского университета было достойной наградой за его многолетнюю работу в науке.

На конференции, посвященной трехсотлетию Гарварда, Эддингтон сделал доклад о белых карликах. Он начал свое выступление с остроумного замечания о Ральфе Фаулере: «Мой коллега Фаулер в юности занимался только математикой, и, боюсь, он так и не повзрослел». Он критиковал Фаулера за отказ от использования теории относительности — разумеется, в изложении Эддингтона. Если бы Фаулер воспользовался этим вариантом, то понял бы, что его нерелятивистский результат на самом деле является релятивистским.

Затем Эддингтон набросился на Чандру и заявил, что тот вернул теорию эволюции звезд к тем же самым проблемам, которые уже давно разрешил Фаулер. Эддингтон заявил, что небольшие звезды могут постоянно снижать свою светимость, в конце концов превращаясь в просто неизлучающие звезды. А по мнению Чандрасекара, звезды с массой больше определенной величины никогда окончательно не затухают, они продолжают излучать, постоянно сжимаются, и только Бог знает, что с ними потом станет. Причем это не беспокоит Чандрасекара, который считает, что звезды должны вести себя по его правилам. Но Эддингтон против сей звездной буффонады. В общем, всего этого вполне достаточно, чтобы вызвать подозрения насчет справедливости используемых Чандрасекаром формул.

И тут Эддингтон вернулся к своей любимой метафоре: «Я разворошил осиное гнездо и услышал недовольное жужжание физиков, но не думаю, что меня кто-либо из них сможет ужалить. Надеюсь, я не был бестактен». Эддингтон просто заворожил слушателей, и они ему поверили — им казалось, что они получают самые свежие данные об эволюции звезд, ведь с ними говорил выдающийся ученый, которого по праву считали величайшим астрофизиком современности.

Эддингтон удостоился высокой чести быть приглашенным к недавно ушедшему в отставку президенту Гарвардского университета Эбботу Лоуренсу. Эддингтону, как и его кембриджскому коллеге Харди, нравился бейсбол, и они присутствовали на игре с участием команды «Red Sox».

В ноябре Эддингтон опубликовал книгу «Теория относительности электронов и протонов». Это было первое подробное изложение его фундаментальной теории. О работах Чандры он пренебрежительно отозвался как об упражнениях в составлении парадоксов: «Формулу обычного вырождения впервые применил Р. Х. Фаулер [в 1926 году]. Однако на протяжении ряда лет вместо этой формулы астрономы использовали уравнение для гипотетического релятивистского вырождения, которое представляется мне лишенным всякого смысла. При разработке теории эволюции белых карликов оно приводит к появлению парадоксальной „релятивистской“ формулы С. Чандрасекара, что и заставило меня изучить ее обоснованность».

Отвергая теорию Чандры, Эддингтон восстановил порядок на небесах, соответствующий его собственным представлениям. Розенфельд тут же написал Чандре: «Я просмотрел новую книгу Эддингтона и считаю, что он не только глуп, но и раздражающе тщеславен, а также весьма несправедлив к Вам. Пожалуй, не стоит обращать на него внимание!»

К концу 1936 года Чандра с Лалитой поселились на берегу озера Женева в маленьком поселке Уильям-Бей (штат Висконсин), расположенном в 80 милях от Чикаго, среди лесов и полей. Здесь находилась Йеркская обсерватория; место для астрономических наблюдений было идеальное — вдали от дыма и ярких огней города. Чандра и Лолита прожили в этом идиллическом месте двадцать семь лет.

Они сразу же купили дом всего в нескольких минутах ходьбы от обсерватории. Это был большой, старомодный двухэтажный деревянный особняк, построенный в конце XIX века Эдвардом Эмерсоном Барнардом, знаменитым астрономом, работавшим в Йерке. Поселившись в доме, Чандра велел застелить полы белыми коврами, а стены побелить — как это было принято в Индии. Неудивительно, что студентам-американцам, которые порой заходили к Чандре на чашечку чая, все тут казалось необычным и непривычным.

Жизнь Чандры и Лалиты была подчинена строгому расписанию. Они вставали в семь часов, и в девять Чандра уже был в своем кабинете. Обедал он обычно дома, в течение получаса, потом снова шел на работу, а в шесть часов вечера возвращался домой и ужинал. Вторую половину дня Лалита обычно проводила за чтением научной литературы у него в кабинете или ходила на лекции. После ужина они опять шли в обсерваторию, Лалита снова погружалась в книги, а Чандра работал еще пару часов. В одиннадцать вечера или в полдвенадцатого они ложились спать. Днем отдыха, как правило, было воскресенье. «Общественная жизнь здесь отнюдь не бурлит», — пишет Чандра отцу. Чандра и Лалита проводили время с семьями Стрёмгрен, Койпер или Струве, катались по окрестностям на недавно приобретенном подержанном «додже» и устраивали пикники. Лалита и Чандра хотели, чтобы у них была настоящая семья, с детьми, и очень радовались, когда в начале 1944 года Лалита забеременела. Счастливые, они уже начали готовиться к рождению ребенка, но у Лалиты случился выкидыш. Они оба очень переживали. Лалита и Чандра так и остались бездетными, что, однако, не повлияло на их отношения. Они сохранили любовь и преданность друг другу на всю жизнь.

А между тем Раман решил, что пришло время для восстановления нормальных отношений с племянником, который стал одним из самых авторитетных астрофизиков в мире. Раман написал Чандре в шутливом и примирительном тоне: «Ты прав, решив не возвращаться в Индию, пока не станешь профессором. Твой выбор астрофизики был принципиально верным. Я читал, что белые карлики — это плотно упакованные нейтроны, двойные звезды подобны циклотронам и так далее. Видимо, астрофизика — примерно то же самое, что ядерная физика». Времена явно изменились. Раман отлично понимал, что физики-ядерщики стали просто необходимы астрофизикам, дабы наконец узнать, откуда же Солнце берет свою энергию.

В 1939 году Чандра опубликовал монографию «Введение в учение о строении звезд». Это было его прощанием с белыми карликами. Он устал от борьбы с Эддингтоном и нежелания астрономического сообщества признать правильность его идей. Близкий друг Эддингтона Чарльз Тримбл пишет, что этот великий человек по поводу книги Чандры всего лишь насмешливо отметил: «Как хорошо, когда все нелепицы собраны в одном месте».

В 1943 году вышла вторая книга Чандры — «Принципы звездной динамики». Эддингтон, как и следовало ожидать, не упустил шанса еще раз нанести удар по теориям Чандры. Одним из поводов для уничтожающей критики было чрезмерное использование математического аппарата. В своем обзоре Эддингтон не стеснялся в выражениях: «Привлекательная простота ранних исследований доктора Чандрасекара сменилась теперь его трудоемкими вычислениями. За последние три года доктор Чандрасекар проявил невиданную активность при создании моделей звездной динамики. О кропотливости этой работы можно судить хотя бы по тому, что она содержит более 1800 пронумерованных формул. Такая массированная атака допустима, но оставляет удручающее впечатление. Задача, возникшая тридцать лет назад как занятное приключение, превратилась в нечто скучное и некрасивое».

Практически так же он отзывался о работе Фаулера и Чандры в 1939 году: «Очень важно восстановить простоту вопроса, который излишне усложнен»[40]. Действительно, Чандра активно использовал математические операции для подтверждения своих аргументов, поскольку всегда стремился систематично и строго описать структуру и динамику звезд. Некоторые из разделов монографий Чандры действительно перегружены математикой, однако его книги всегда пользовались большим успехом. До сих пор для каждого астрофизика «Введение в учение о строении звезд» и «Принципы звездной динамики» являются настольными книгами. Чандра уже привычно отмахнулся от придирок Эддингтона. «Типичный Эддингтон», — заметил он.

Эддингтон и Чандра встретились еще раз, и, как оказалось, в последний, на Международном астрофизическом конгрессе в Париже в июле 1939 года. Главными темами обсуждения были новые звезды и белые карлики. К тому времени Чандра проработал в Йеркской обсерватории уже более двух лет и заметно повысил свой авторитет среди астрофизиков. На групповых фотографиях он ярко выделяется — красивый и аристократичный джентльмен в безупречном костюме, совершенно не похожий на неряшливых патриархов Кембриджа. Несмотря на годы проживания в Соединенных Штатах, он по-прежнему говорил на изысканном кембриджском диалекте с индийской мелодичностью.

Первоначально планировалось, что Чандра сделает доклад о новооткрытых звездах, белых карликах и планетарных туманностях, а Эддингтон — о теории белых карликов. В январе Эддингтон предложил Чандре рассказать о звездах Вольфа — Райе и новооткрытых звездах — «потому что мне нечего о них сказать». Звезды Вольфа — Райе — это класс чрезвычайно плотных, горячих и массивных (более чем в двадцать пять раз тяжелее Солнца) звезд в поздней стадии эволюции, выбрасывающих с огромной скоростью струи раскаленного газа. Чандра высказал предположение, что они не могут непосредственно перейти в стадию белых карликов[41]. Эддингтон хотел сосредоточиться на планетарных туманностях, так как «распространенная ересь „релятивистского вырождения“ сделала эти объекты малопонятными». Планетарная туманность представляет собой облако светящегося газа, образовавшегося при взрыве звезды, превышающей Солнце по массе примерно в восемь раз. Астрономы подозревали, что после взрыва этой звезды внутри облака находится белый карлик.

Назвав теорию Чандры ересью, Эддингтон открыто выступил против него, хотя и предупредил: «Если мы будем придерживаться первоначальной договоренности о тематике наших выступлений, то никаких проблем не будет. Но вот если мы станем обсуждать детали теорий белых карликов, то противоречия между нами неизбежно возникнут!» Сказано это было весьма угрожающим тоном.

Конгресс организовал парижский Фонд Зингера — Полиньяка. Профессор Амос Шалер из Массачусетского технологического института был секретарем секции астрофизики. В состав организационного комитета входили выдающийся астрофизик из Парижской обсерватории Анри Минер, директор Гарвардской обсерватории Шепли и бывший студент Рассела Дональд Мензел, также работавший в Гарвардской обсерватории. В ожидании бурных дебатов Минер специально устроил так, чтобы Эддингтон и Чандра выступали на секции белых карликов. Шалер пытался снять напряжение и переместить доклад Эддингтона в секцию космологических проблем, но столкнулся с его ожесточенным сопротивлением. Шалер написал Чандре: «Пожалуйста, не отказывайтесь от участия в работе секции белых карликов, так как большинство участников хотят послушать Вас, а не сэра Артура. Несмотря на сложность Ваших отношений с сэром Артуром, не обманывайте наших ожиданий и сделайте доклад на нашей секции. Будет несправедливо, если Вы в одиночестве будете отстаивать свою позицию». Стало совершенно очевидным, что о белых карликах астрофизики хотели теперь говорить с Чандрой. Участникам конференции он казался интереснее Эддингтона, и Чандра понял, что они положительно оценили его открытие верхнего предела массы белого карлика. Однако они еще не были готовы согласиться с выводом, что гораздо более массивные, чем Солнце, звезды после выгорания коллапсируют в чрезвычайно плотные объекты бесконечно малого объема. Через несколько дней Чандра получил еще одно письмо от Шалера: «Боюсь, сэр Артур Эддингтон решил затеять сражение. <…> Я попрошу доктора Минера провести неприятную беседу с Эддингтоном прямо сейчас. Минер создал эту проблему, дезинформировал нас, и он должен, черт возьми, все уладить». Первым делом Минеру пришлось бы решить трудновыполнимую задачу — настоять на выступлении Эддингтона в другой секции. Такое начало конгресса ничего хорошего не предвещало. Чандра беспокоился по поводу предстоящего противостояния, но с воодушевлением готовился к поездке в Париж. «Сейчас я хочу только одного — уйти в отпуск!» — писал он с дороги Балакришнану и добавил: — «Я оставил жену в Йерксе». У Чандры и Лалиты еще не было достаточно денег, чтобы путешествовать вместе.

По пути в Париж Чандра заехал в Кембридж и пообедал с Дираком, Эддингтоном и Морисом Прайсом, молодым кембриджским физиком, только что женившимся на дочери Макса Борна. Даже много лет спустя Чандра помнил этот день во всех подробностях: «Увидев меня, Прайс удивился и спросил, не хочу ли я обсудить с ним, Дираком и Эддингтоном релятивистское вырождение. Мы перешли в комнату Прайса в Невилл-Корте. Сначала Прайс изложил свою версию возражений Эддингтона против релятивистского вырождения. Эддингтон был доволен — Прайс прекрасно разобрался в его аргументах. Когда Прайс закончил, Эддингтон назвал его изложение совершенно справедливым и спросил: „О чем же тогда спорить?“ Прайс повернулся к Дираку и спросил: „Вы согласны со мной?“ Дирак ответил: „Нет“, а Прайс добавил: „И я тоже“. И тут я впервые увидел рассвирепевшего Эддингтона. Он встал, прошелся по комнате и закричал: „Это не шутки!“ И вдруг начал ругать Прайса, с которым вроде бы только что согласился. Затем мы примерно час слушали монолог Эддингтона. На следующий день Эддингтон подошел ко мне и сказал, что разочарован Дираком, который явно не понимает выводов из своей собственной релятивистской теории электрона [т. е. важность спиноров Дирака, играющих существенную роль в фундаментальной теории Эддингтона]. Я ничего не ответил и только произнес: „Насколько Ваша фундаментальная теория зависит от Вашего мнения по поводу релятивистского вырождения?“ Он спросил: „К чему все это?“ Я никак не прореагировал, поэтому он спросил о смысле моего вопроса. Я ответил: „Мне просто очень жаль Вас“, что было не очень вежливо. Но тогда я был в ярости от самоуверенности Эддингтона и его слепой веры в собственные идеи».

Так Чандра дал понять Эддингтону, что его фундаментальная теория правильна, только если не принимать во внимание релятивистское вырождение. А если верна теория Чандры, то это означает крах теории Эддингтона, дела всей его жизни.

Председателем парижского конгресса был патриарх американской астрономии Рассел. На обеде в Отель-де-Вилль присутствовали все парижские знаменитости. Однако Чандра мрачно вспоминал: «Но я был не с ними, а сидел в каком-то далеком углу». В своем вступительном слове Рассел сослался на открытие Эддингтоном отрыва электронов от атомов во внутренних областях звезд под действием высокоэнергетических рентгеновских лучей, благодаря чему звезды могут сжиматься. По словам Рассела, это открытие вело к разгадке тайны высокой плотности белых карликов и стало основой теории Фаулера. Рассел не упомянул о работах Чандры, хотя и был на его стороне — не хотел это демонстрировать в присутствии своего старого друга Эддингтона. Однако Чандра воспринял это как очередной знак неуважения.

Выступавший после Рассела Койпер рассказывал о белых карликах. Помимо трех «классических» карликов — 2 Эридан В, Сириус В и звезды Ван Маанена, он обнаружил еще шестнадцать таких звезд[42]. Койпер объяснил, как по величинам светимости и температуры он определял массы двойных звезд и их радиусы[43]. Причем данным наблюдений соответствовала только теория Чандры. Большинство белых карликов удивительно малы и по размеру лишь немного больше Земли, то есть составляют сотую часть Солнца. Лишь сейчас стало известно, что любой белый карлик имеет массу меньше массы Солнца, как и предсказывала теория Чандры с релятивистским вырождением. Если белый карлик более чем в 1,4 раза массивнее Солнца, он обязательно коллапсирует. Теория Фаулера о нерелятивистском вырождении предсказывала, что чем меньше радиус белого карлика, тем больше его масса, что полностью противоречило наблюдениям Койпера[44]. Если бы Фаулер был прав, то должны были бы существовать белые карлики с массой в тысячу и более раз превышающей массу Солнца.

Затем выступал Чандра. Он все-таки проигнорировал заявленную тему и посвятил свой доклад белым карликам. Чандра начал со смелого заявления: «В настоящее время, по общему мнению, уравнение состояния для полного описания структуры белого карлика — это уравнение вырожденного состояния». Тем самым Чандра ясно дал понять, что правильна только его собственная теория белых карликов, так как тут законы классического идеального газа совершенно неприменимы. При этом необходимо, в отличие от Фаулера, не забывать о теории относительности. Во время обсуждения Эддингтон ограничился всего лишь частными и малосущественными вопросами.

Доклад Чандры был в пятницу, Эддингтону предстояло выступать на следующее утро. «В субботу я изменю мнение научной общественности, оно будет кардинальным образом отличаться от пятничного», — самоуверенно заявил Эддингтон. Он начал с обзора результатов, опубликованных с 1935 года, но не упоминал о своей фундаментальной теории. Он твердо заявил, что сжатие звезд «до диаметра в несколько километров, когда по теории относительности гравитация достигает таких огромных величин, что происходит захват излучения, — это поразительный результат». Он вновь отказался признать, что звезды могут продолжать коллапсировать после захвата излучения под действием гравитации. Эддингтон заявил, что Фаулер уже решил этот вопрос, а Стонер и Андерсон зачем-то опять к нему вернулись. Он лично вынужден был еще раз этим заняться и в итоге отказался от концепции верхнего предела. Создание нового уравнения состояния Эддингтон приписал не Чандре, а Стонеру и Андерсону, которые одновременно и независимо от Чандры вывели это уравнение. Однако они никогда не рассматривали следствия этого уравнения и, в отличие от Чандры, не сделали строгого математического обоснования. Эддингтон добавил, что пока невозможно экспериментально подтвердить теорию Фаулера или теорию Стонера — Андерсона (аналогичную теории Чандры). Впрочем, он считает это излишним в любом случае. Релятивистское вырождение — это строгий математический результат, не имеющий астрофизического смысла, то есть reductio ad absurdum, доказательства от противного. А вот последующие наблюдения покажут, нужно ли модифицировать теорию Фаулера, которая предсказывает существование белых карликов с массой гораздо большей, чем у тех, что известны сегодня. Однако Койпер не позволил Эддингтону так легко выйти из дискуссии. Он сразу же задал ему вопрос: «Существуют ли какие-нибудь экспериментальные методы, позволяющие сделать выбор между конкурирующими теориями?» Сам Койпер, конечно, знал о таких методах. Однако оба ученых стремились к примирению, а Эддингтон даже заявил, что теории не следует считать конкурирующими, поскольку формулы Стонера — Андерсона (на самом деле Чандры) являются лишь математическими абстракциями. Но тут Чандра бросился в атаку; его позиция и позиция Эддингтона принципиально отличаются, заявил он.

И тогда Эддингтон предложил компромиссный вариант: они могли бы вместе проанализировать состояние некоторых малых белых карликов Койпера. Если теория Фаулера верна, то эти звезды должны быть чрезвычайно массивными, с очень высокой плотностью и внутренним давлением. В таких «крайних случаях», как говорил Эддингтон, могут образовываться нейтроны и твердое нейтронное ядро, уберегающее эти звезды от коллапса[45]. Согласно стенограмме конференции, опубликованной в «The Observatory», все закончилось довольно хорошо — сэр Артур Эддингтон и доктор Чандрасекар мирно обсудили вопрос о правильной формуле для вырожденной материи в звездах. Однако Чандра рассказывал об этом совершенно иначе: «На самом деле мы с Эддингтоном использовали довольно крепкие выражения». Перед отъездом они оказались совсем ненадолго вдвоем. Эддингтон попытался восстановить дружеские отношения: «Извините, если я вас утром обидел». Чандра посмотрел ему прямо в глаза и спросил: «Вы изменили свое мнение?» «Нет», — ответил Эддингтон. «За что же вы тогда извиняетесь?» — проговорил Чандра и зашагал прочь. Эддингтон лишь пожал плечами.

Чандра отплыл в Соединенные Штаты на корабле, последний раз совершавшем пассажирский рейс — вскоре судно стало армейским транспортом. В сентябре началась Вторая мировая война.

Чандра подробно описал отцу все происходившее в Париже: «Было довольно скучно, хотя полемика с Эддингтоном изрядно потрепала мне нервы. Его было трудно понять. Я старался избегать общения с ним, хотя он постоянно выступал сразу после меня — мы как будто играли в прятки!» Айяр изо всех сил пытался разобраться, что происходит с его сыном: «Д-р Кришнан[46] говорил мне, что согласно стенограмме конференции, опубликованной в „The Observatory“, твои слова были истолкованы как оскорбление сэра Артура Стэнли Эддингтона. Я удивлен твоим поведением. Мы всегда должны быть вежливы и благожелательны. (Мне сказали, что это было на международной конференции в Париже, где с сэром Артуром Стэнли Эддингтоном вы играли в прятки)».

Чандра отвечает: «Ты пишешь, что я оскорбил Эддингтона. Но на самом деле президент конференции в Париже (Г. Н. Рассел) говорил о моей сдержанности… и никто и никогда не обвинял меня в использовании оскорбительных выражений. Сегодня я прочел отчет, в котором мою парижскую дискуссию с Эддингтоном назвали стимулом для дальнейших исследований. В моей „Динамике“ я убедительно доказал, что работа Эддингтона полностью неверна, но написал об этом очень кратко и в сносках. Если следовать методу Эддингтона, я мог бы составить себе капитал на критике его ошибок и даже прославиться. А ведь такие весьма компетентные математики, как фон Нейман и Гейзенберг, поздравили меня с „Динамикой“ и даже обвинили в излишней сдержанности при обсуждении манипуляций Эддингтона!»

В 1942 году Дирак, Пайерлс и Прайс наконец-то опубликовали статью с защитой теории Чандры и критикой представлений Эддингтона о теории относительности и квантовой механике. Они отметили хитроумное использование Эддингтоном математического аппарата. «Явная путаница возникла из-за того, что уравнения механики Эддингтона часто полностью отличаются от уравнений квантовой механики. Он возражает против использования „сомнительных и нелогичных методов“ в квантовой механике, но сам использует понятия, которые в ней отсутствуют», — писали авторы статьи. Более всего Эддингтона раздражало предположение Чандры о том, что электроны в газе ведут себя как свободные частицы, не взаимодействуя друг с другом и с ядрами. Чандра сделал это для упрощения сложных математических расчетов, а Дирак, Пайерлс и Прайс показали, что учет взаимодействия электронов с ядрами не влияет на результаты, полученные Чандрой для белых карликов. Эддингтон несколько нелогично ответил авторам статьи, что в данном случае требуется такой подход, в котором бы учитывалась и теория относительности, и взаимодействие между частицами, которое игнорировал Чандра. В 1960-х годах наконец-то удалось вычислить параметры взаимодействия электронов в релятивистском вырожденном газе. Это не опровергло, как надеялся Эддингтон, теорию Чандры, а лишь привело к уточнению его уравнения состояния. Статья Дирака, Пайерлса и Прайса была прочитана многими физиками, что было весьма важно для Чандры, но в последующие годы он об этом забыл и по-прежнему жаловался, что ведущие физики никогда не поддерживали его в борьбе с Эддингтоном.

Супруги Чандрасекар прижились в Йерксе, но Раман не оставлял племянника в покое. Время от времени Чандра подумывал о возвращении в Индию, но понимал, что там будет гораздо меньше возможностей для исследований. Кроме того, его пугали непрекращающиеся распри между индийскими учеными — этого ему вполне хватало и в Кембридже. Тогда Раман предложил ему звание и должность профессора в Аллахабадском университете, которую ранее занимал Саха. Однако Чандра отказался, а Струве написал Раману письмо в поддержку решения Чандры: «Вам, возможно, будет интересно узнать, что мы с Чандрасекаром партнеры по астрономическим исследованиям в Соединенных Штатах. Мы тут все хорошо осознаем, сколь важное место он занимает в нашей науке. Я когда-то сам пригласил Чандру на работу в Йеркс, зная его как одного из самых блестящих астрофизиков в мире. И сегодня я уверен, что Чандрасекар — единственный ученый, способный успешно разрабатывать теоретические основы американских астрофизических исследований. Никто не может быть более эффективным индийским „послом доброй воли“ в США, чем Чандрасекар». Это была высокая оценка, особенно если принять во внимание, что сделана она была столь ответственным и авторитетным человеком, как Струве.

Поняв наконец, что перетащить Чандру в Индию не удается, Раман решил сделать его членом Королевского общества. Это было бы очень важно и для самого Чандры, и для статуса индийской науки. Чандра назвал пять человек, которые могли бы поддержать его выдвижение: Милн, Фаулер, Эддингтон, Джинс и Уиттекер, математик из Эдинбургского университета. Раман выбрал Милна и посоветовал получить также рекомендации от Джинса, Фаулера, Пласкетта (канадского астронома, который знал Чандру в Кембридже) и Эддингтона. Последний очень хорошо отозвался о работе Чандры в области «динамической астрономии» (не упоминая о теории структуры звезд) и написал, что они стали «хорошими друзьями сразу после приезда Чандры в Кембридж из Индии.» В марте 1944 года Чандра стал членом Королевского общества.

Несмотря на это, Чандра всегда недооценивал роль Рамана в своей научной карьере. Возможно, одной из причин тому было недоразумение, произошедшее между ними в 1961 году в Индии. Чандра никогда не забывал происшествия такого рода, иногда даже вымышленные. Тогда он вошел в кабинет дяди, изучавшего в тот момент монографию племянника «Теория гидродинамической и гидромагнитной устойчивости». Раман небрежно заметил, что «единственная книга такого размера, которую я видел, — это роман Энтони Троллопа, абсолютно бездарный», и спросил у Чандры, как это он сумел найти время для написания столь объемного опуса. Сам-то Раман предпочитал эксперимент. И действительно, в конце 1920-х годов, когда его главный соперник прервал экспериментальные исследования и начал писать монографию, Раман открыл комбинационное рассеяние, за которое и получил Нобелевскую премию. Разъяренный Чандра отрезал, что в таком случае он уже потерял четыре Нобелевские премии. Раман был крайне недоволен — конечно, он не собирался оскорбить племянника и бездарной назвал книгу Троллопа, а не Чандры. Двоюродный брат Чандры и тоже выдающийся ученый Рамасешан попытался убедить его в том, что Раман к нему относится вполне неплохо, но Чандра ответил ледяным тоном: «Ты можешь думать все, что хочешь». Более того, в своем письме Раман высоко оценил книгу Чандры, но тот это письмо не получил. А может, и получил, но оно уже не могло ни на что повлиять.

Раман делал несколько попыток восстановить нормальные отношения с Чандрой. Он помог Чандре стать членом Королевского общества, а в 1948 году предложил выдвинуть его кандидатом на получение Нобелевской премии. Чандра вежливо ответил, что польщен, но заметил, что Нобелевские премии за открытия в области астрономии включая астрофизику, не присуждаются. Он считал, что область науки, в которой он работает, «недостаточно модна».

Милн сердечно поздравил Чандру с избранием в члены Королевского общества, подчеркнув, что одним из главных достижений Чандры является его вклад в создание теоретической астрофизики в Америке. Милн также сообщил, что Эддингтон очень впечатлен достижениями Чандры в США и считает, что он заслуживает избрания в общество. «Вам будет интересно узнать, что Ваш и мой давний враг воздает Вам должное», — закончил он. Для Чандры его переезд в Америку стал началом новой жизни, причем в самых разных аспектах. Он сделал прекрасную научную карьеру в Йерксе, где повсеместно пользовался уважением и вызывал восхищение; удачно женился; стал членом Королевского общества — огромная честь для любого британского ученого, а для выходца из Индии и подавно. Все это помогло ему вновь обрести уверенность в своих силах. И наконец, его публично поддержали Дирак и другие выдающиеся ученые. Казалось, он имел все основания забыть о своем конфликте с Эддингтоном.

Глава 8

В конце времен

К 1950 году Эддингтона, Джинса, Милна и Фаулера, основных соперников Чандры, уже не было на свете, но воспоминания о прошлых унижениях остались, а ожесточенные споры продолжались. Джинс умер в 1946 году в возрасте шестидесяти девяти лет. Милн написал некролог от имени Королевского общества и даже тут не устоял перед возможностью напомнить о противоречиях, царивших в среде астрофизиков. Он отметил, что Эддингтон так и не смог убедительно возразить Джинсу на критику своей стандартной модели, в справедливости которой сомневался и Милн. Высокомерный Эддингтон просто «ограничивался репликами и настаивал на своих выводах. Как и многие из нас, в те времена Джинс попал под колдовские чары Эддингтона». Возможно, секрет подавляющего воздействия Эддингтона заключался в его харизматичности. Милн считал, что Джинс смотрел на мир «как математик и в своем воображении приводил его в порядок». Чандра тоже написал некролог (он был опубликован в журнале «Science»), где сделал аналогичное замечание и напомнил, как Г. X. Харди однажды спросил Эддингтона, играл ли тот когда-нибудь на ипподроме. Эддингтон сардонически посмотрел на него и ответил: «Только один раз. Я поставил на лошадь по имени Джинс». Харди засмеялся и спросил, выиграл ли он, а Эддингтон со своей характерной улыбкой однозначно ответил: «Нет». Все эти ученые жили в атмосфере постоянных споров. Чандра был убежден, что Эддингтон «по существу, уничтожил Милна». «Огромная энергия Милна, — вспоминал он, — была растрачена на навязчивую разработку идеи, выводы из которой противоречили бы теориям Эддингтона». Милн всерьез ненавидел Эддингтона, разногласия с которым приводили его в глубокое раздражение. Постоянная мрачность Милна, дурное состояние духа оказали губительное воздействие на его жену Маргарет — все кончилось психическим расстройством и глубокой депрессией. В 1938 году Маргарет покончила с собой. Всякий раз, когда Милн вспоминал о тех временах, он «не мог сдержать слез». Смерть Маргарет стала для Милна страшным ударом. На следующий год, надеясь подбодрить старого друга, Чандра пригласил его присоединиться к ним с Лалитой для поездки в Чикаго. Потом они отправились через всю страну в Остин, штат Техас, а потом дальше, в Дэвис-Маунтинс на церемонию открытия обсерватории Мак-Дональд, живописно расположенной на горном плато. Возвращаясь в Англию, на пароходе Милн познакомился с Беатрис Бревурт Ренвик. Привлекательная, красивая и волевая женщина принадлежала к одной из самых влиятельных нью-йоркских семей. Ее дедом по отцовской линии был знаменитый архитектор Джеймс Ренвик, спроектировавший собор Святого Патрика на Пятой авеню и Смитсоновский институт в Вашингтоне в штате Колумбия. Милн и Беатрис полюбили друг друга с первого взгляда и решили пожениться. Милн был безумно счастлив. Его дети поражались — их обычно сдержанный отец решился так быстро на столь серьезный шаг, как женитьба, да еще на даме, с которой, можно сказать, только что познакомился. Беатрис вернулась в Соединенные Штаты, чтобы уладить свои дела. Она собиралась присоединиться к жениху, отплыв из Нью-Йорка в конце мая 1940 года. В это время уже начались военные действия, и ей пришлось плыть на итальянском судне — Италия еще не была втянута в войну. Из Генуи Беатрис должна была добраться до побережья Северной Бретани, но время для путешествия было выбрано крайне неудачно — пересекая Францию, Беатрис оказалась буквально в шаге от немцев, готовящихся к наступлению. Это был страшный путь, но вскоре Милн встретил Беатрис в Оксфорде. Через некоторое время они поженились. Опасное путешествие по дорогам военной Европы навсегда осталось в памяти Беатрис.

В 1939 году Милну опять пришлось заняться военными исследованиями — как и в Первую мировую войну, он работал под руководством Арчибальда Хилла. «Я снова и снова делаю ту же самую работу для решения тех же самых задач, что и 25 лет назад!» — жаловался он Чандре. Милн провел расчеты оптимальной дислокации зенитных орудий, а также проанализировал результаты экспериментов по пуленепробиваемости брони. Его работы того времени представляют большую ценность и по сей день.

Супругам Милн жилось в голодном Лондоне на весьма скудном военном пайке нелегко, и, если бы не продовольственные посылки, которые им слал Чандра, было бы совсем плохо. Долгие часы напряженной работы и болезнь Паркинсона, которая проявилась у Милна как осложнение после энцефалита, истощили ученого. Еще тяжелее было Беатрис, которая из высшего общества Нью-Йорка попала в истерзанный войной Лондон и должна была заботиться о годовалой дочери. Летом 1944 года бомба разрушила их дом. Это стало последней каплей. Беатрис впала в глубокую депрессию и умерла в декабре 1945 года.

В те годы ушли из жизни и многие коллеги Милна. На его долю выпало написание некрологов: сначала умерли Харди и Джинс, затем старый друг Фаулер. «Смерть Фаулера стала для меня большой потерей, — говорил он Чандре, — он в последнее время выглядел мертвенно-бледным и очень постаревшим». Милн не мог присутствовать на похоронах, потому что «тогда было очень опасно передвигаться». Милн был выдающимся ученым. Студенты часто вспоминали его захватывающие и увлекательные лекции. Он покрывал всю доску уравнениями, держа в обеих руках по кусочку мела. «Говорили, что он читал лекции в Кембридже в таком темпе и с таким напряжением, что к концу оказывался абсолютно без сил, как, впрочем, и все слушатели (и я могу в это поверить!)», — вспоминал Коулинг. Когда Чандра был в гостях у Милна в Оксфорде, им овладело неприятное предчувствие. Он зашел в библиотеку Рэдклиффа и «обнаружил на доске имена великих математиков: Архимеда, Ньютона, Гамильтона, Лагранжа, Лапласа, Пуанкаре и Эйнштейна, а в конце списка — имя Милна. Я был потрясен и подумал, что научная карьера Милна закончится трагически. Так на самом деле и случилось».

В сентябре 1950 года Милн собирался принять участие в конференции по астрономии в Дублине. Он написал Чандре, что с нетерпением ожидает этого события, «так как после многих лет депрессии и пережитых личных трагедий наконец обрел спокойствие и уравновешенность». Однако он не мог пройти мимо возможности высказать критические замечания о последних работах Чандры по распространению света и тепла в материальных объектах — о переносе излучения. В письме Милн сделал «часто цитируемое сейчас высказывание, что я имею привычку „топить кошку в сливках“», — вспоминал Чандра, который славился обилием математики в своих книгах и статьях.

По дороге в Дублин у Милна случился сердечный приступ, и он умер в возрасте пятидесяти четырех лет. Пласкетт написал в некрологе, что Милн «умер, как и жил, непобедимым».

На глазах Чандры часто наворачивались слезы, когда он вспоминал о Милне. Любимая фотография его «очень близкого друга, первого и самого большого», была сделана беззаботным летом 1939 года. Напряженные вены на лбу и шее Милна отражают интенсивную работу мысли, а у глаз притаились лукавые морщинки. Несмотря ни на что, он всегда сохранял любовь к жизни…

А что же можно сказать о сэре Артуре Эддингтоне, этом «злом гении», который изгнал Джинса из академических кругов и так отрицательно отзывался о работах Милна и Чандры? И много лет спустя после переезда Чандры в Америку он продолжал работать над своей фундаментальной теорией. «В течение четырнадцати лет у меня не было ни малейшего сомнения, что направление исследований, которое я выбрал в 1928 году, приведет меня к созданию объединенной релятивистской и квантовой теории», — заявлял он с непоколебимой уверенностью. Его лекции в Королевском астрономическом обществе по фундаментальной теории завораживали. По мнению президента общества Харольда Нокса-Шоу, они представляли собой «потрясающее шоу», и даже Джинс признавал лекции Эддингтона «замечательными». Чандра же отзывался иначе: «Эддингтон слишком уверен в правильности своей фундаментальной теории, своего взгляда на релятивистское вырождение, на образование черных дыр и, по существу, на весь подход к „объединению квантовой теории и теории относительности“». Многие годы Эддингтон был поглощен созданием своей теории. Летом 1928 года, только приступая к ней, он возложил венок к памятнику астроному и мистику XVII века Иоганну Кеплеру в Вейль-дер-Штадте на юге Германии. Это была дань человеку, который, как и он сам, был, по его словам, «странным гением и руководствовался математической логикой, определяя эстетический порядок вещей». Самым главным способом проверки научной теории является экспериментальное подтверждение ее предсказаний. С теорией Эддингтона такого не произошло. Однако бывает и так, что недоказанный или недоказуемый научный вывод может вдохновить ученых на более плодотворные рассуждения. Такой была и фундаментальная теория Эддингтона. В 1937 году Дирак — холодный, рациональный, строгий — удивил научное сообщество публикацией о большом значении неких безразмерных величин, которые могут быть составлены из фундаментальных физических констант физики — например, таких, как семь констант теории Эддингтона. Постоянная тонкой структуры не имеет размерности, подобной длине или времени, хотя каждая из составляющих ее фундаментальных констант имеет определенную размерность. «В последнее время, — писал Дирак, — это возбуждает большой интерес, несмотря на нестрогость некоторых аргументов Эддингтона, которые тем не менее завораживают». Затем произошло еще одно событие, такое же абсолютно неожиданное для Дирака: он решил жениться! Именно в это время Дирак опубликовал результаты своих нумерологических спекуляций, что вызвало ехидное замечание Бора: «Посмотрите, что происходит с людьми, когда они влюбляются!»

Однако Чандра, который в то время только что поселился в Йерксе, был очень увлечен работами Дирака. Он решил записать некоторые свои идеи, возникшие при изучении его работ, и узнать мнение Дирака. Позже Чандра отдал должное и Эддингтону, вызвавшему появление этих идей. О Дираке и Эддингтоне тогда же Чандра написал с уважением: «Они играли по-крупному». Изучая работы Дирака, Чандра вспомнил замеченные им несколько лет назад «некоторые совпадения», которые постеснялся опубликовать, считая, что эта «игра с размерностями ни к чему не приведет». Развитие Дираком идей Эддингтона вдохновило Чандру по-новому взглянуть на его собственные результаты, он дополнил их и показал, что они зависят от величин фундаментальных физических констант. По аналогии с определением постоянной тонкой структуры он получил значение максимальной массы стабильных белых карликов, воспользовавшись комбинацией фундаментальных констант. Правильное с точки зрения квантовой механики уравнение состояния должно было включать постоянную Планка, скорость света, массу протона и универсальную гравитационную постоянную. Дирак изменил пару предложений в письме Чандры и рекомендовал его для публикации.

Вплоть до своей Нобелевской лекции в 1983 году Чандра не касался значения фундаментальных констант. А эта лекция была посвящена, в частности, условиям, при которых атомы становятся стабильными и их состояние может быть выражено в терминах фундаментальных констант, что должно быть верно и для звезд. В предисловии к новому изданию книги Эддингтона «Внутреннее строение звезд», появившемуся в 1988 году, он обсуждал поставленный Эддингтоном вопрос: как формируются звезды и является ли звездное вещество идеальным газом. Это важное предположение лежит в основе стандартной модели и позволяет выразить отношение газового давления к давлению излучения звезды с использованием фундаментальных физических констант — постоянной Планка, скорости света, гравитационной постоянной и массы протона. В своем предисловии Чандра ни разу не упомянул о событиях 11 января 1935 года.

К 1937 году Эддингтон уже потерял свой авторитет в науке. Он делал весьма эксцентричные замечания, к примеру: хорошо бы, чтобы преобразования Лоренца не были выведены, что равнозначно отрицанию теории относительности Эйнштейна. В военные годы Чандра переписывался с Эддингтоном и держал его в курсе своих последних работ по звездной динамике. Эддингтон в свою очередь сообщал, что атмосфера в Кембридже изменилась: почти не стало аспирантов и прекратились заседания Клуба обсерватории. Он пытался объяснить все это ужасными последствиями карточной системы, из-за которой не стало регулярных обедов в Королевском астрономическом обществе. Чандра неоднократно посылал Эддингтону рис, — по мнению Лалиты, красноречивое свидетельство их дружеских отношений.

Жить в Кембридже становилось все труднее и труднее, город часто подвергался бомбардировкам. Эддингтон писал, что «почта из Америки пропадала, и рождественские поздравления американских астрономов до Кембриджа не доходили». «Самым тяжелым лишением для меня является отсутствие привычных развлечений — я так долго не видел бейсбольных матчей!» — говорил он в шутку. Но ученый продолжал работать. Он отмечал, что его исследования по межзвездному газу весьма успешны, и с прежней самоуверенностью добавлял: «Многие полагают, что это Эйнштейн и Дирак помогают нам проникнуть в неизвестные тайны природы. Я же верю, что со временем люди поймут, что прав был я, и в моду войдет изложение теории Эддингтона».

В середине 1944 года Эддингтон отложил все другие дела, чтобы закончить книгу по фундаментальной теории. Ему исполнился 61 год. Он страдал от сильных болей в желудке, но стоически продолжал работать и ни на что не жаловался даже близким друзьям. Шла война, госпитали были перегружены ранеными, и Эддингтону пришлось ждать рентгеновского обследования несколько недель. На снимке обнаружилась опухоль значительного размера в желудке. Не помогла и срочная операция. Свои последние дни Эддингтон провел в доме престарелых. Конец его жизни был безрадостен. «У нас очень холодно, и мы должны экономить топливо», — писала его сестра Уинифред Шепли в Гарвард. Эддингтон умер 22 ноября 1944 года. Книга о фундаментальной теории так и осталась незавершенной. Патриарх астрофизики Рассел написал в некрологе, опубликованном в «Astrophysical Journal»: «Смерть унесла жизнь сэра Артура Эддингтона, одного из самых выдающихся представителей современной астрофизики».

Во всех некрологах отмечались огромные достижения этого великого человека, однако некоторые вопросы личного характера так и остались без ответа. Что было причиной колючести Эддингтона и почему он всегда был готов унизить своих коллег? Было ли это чем-то большим, чем принятое в те годы в Англии порицание сентиментальности? Что он был за человек, этот Эддингтон? Почему после его смерти Уинифред уничтожила всю личную переписку брата? Кому-то покажется это малосущественным, но особенности личности Эддингтона сыграли большую роль в жизни Чандры.

11 января 1935 года Эддингтон обрушил всю свою язвительность на молодого человека иной культурной среды, для которого словесная пиротехника академических и интеллектуальных кругов Англии была совершенно чужда. Преступлением Чандры было уже само то, что он решил задачу, поставленную именно Эддингтоном. Выбранный Чандрой подход явился для него полной неожиданностью. Ради доказательства справедливости своей теории Эддингтон был готов даже изменить теорию относительности. Работы Чандры угрожали самому основанию фундаментальной теории, ставшей с годами навязчивой идеей Эддингтона. Обычно ученые отказываются от своих убеждений, когда они оказываются ошибочными. Почему этого не сделал Эддингтон?

В те годы у большинства профессоров Оксфорда и Кембриджа, включая и Эддингтона, на первом месте всегда была работа. У них не оставалось времени на личные, чисто человеческие отношения. Эддингтон посвятил всю свою жизнь науке, прославился, много путешествовал и даже приобрел значительное состояние. Его книги становились бестселлерами, и после смерти он оставил наследникам 47 тысяч фунтов стерлингов — в те дни сумму немалую. Он был посвящен в рыцари и приобрел мировую известность, однако из-за некоммуникабельности и неуверенности в себе он, в сущности, был очень одинок. После смерти матери у него остался только один родной человек — сестра Уинифред. Правда, был еще и друг — Тримбл. Мы не знаем, насколько близки они были, по той простой причине, что в те времена интимные отношения между мужчинами были под запретом. Если Эддингтон был гомосексуалистом, то должен был скрывать это, как и некоторые его коллеги. А Чандра покушался на его фундаментальную теорию, что угрожало нарушить и так хрупкое психологическое равновесие Эддингтона.

Это лишь один из фрагментов мозаики тяжелых отношений Эддингтона и Чандры. А ведь тут играли роль и отголоски английского колониализма. Как писал Редьярд Киплинг: «Запад есть Запад, Восток есть Восток, и вместе им не сойтись». Менее поэтично в 1904 году сказал Герберт Комптон: «Невозможна ассимиляция черных в белом обществе. Эти расы всегда останутся чуждыми друг другу — по обычаям, симпатиям, чувствам и привычкам. Между вами и вашим туземным другом находится огромная пропасть, через которую невозможно перекинуть мост, — это пропасть между обычаями и образом жизни».

Гилберт Слейтер провел в Мадрасе шесть лет — с 1915 по 1921 год. Он стал первым профессором индийской экономики Мадрасского университета. В своих мемуарах он так описывает клубную жизнь в Мадрасе: «В конце прошлого века был создан клуб, в котором европейцы и индийцы могли встречаться на равных, и, как надеялись устроители этого клуба, индийцев там будет столько же, сколько и европейцев. Клуб назвали символично — „Космополит“. Построили даже специальное здание, но по вечерам мужчины хотели расслабляться только в компании себе подобных. <…> Пока я был в Мадрасе, „Космополит“ процветал, но приходили туда исключительно индийцы».

Как-то Раман рассказал Чандре о своем посещении Кембриджа. Его и других гостей принимал Резерфорд. Прогуливаясь по территории университета, Раман заметил, что все вокруг играют в теннис. «Неужели они когда-нибудь работают?» — спросил Раман. Резерфорд расхохотался: «Мой дорогой профессор Раман, мы не собираемся быть книжными червями. Мы хотим быть правителями нашей великой империи». Раман был неприятно удивлен, но в этой ситуации он мог только вежливо улыбнуться. И Чандра всегда говорил, что «люди из академических кругов в Кембридже весьма консервативны». Дирак, Фаулер и Милн не симпатизировали борцам за независимость Индии, и Чандра избегал говорить с ними на эту тему, зато всегда отмечал интерес британских ученых к индийской науке. Выдающиеся ученые, включая Эддингтона и Резерфорда, часто бывали в Индии. Чандра говорил, что «Рамануджан умер бы неизвестным, если бы не Харди». При этом Рамануджан не собирался оставаться в Англии, в отличие от Чандры, который мечтал стать лукасианским профессором математики в Кембридже, как Ньютон или Дирак. Литлвуд рассказал об одном неприятном эпизоде. Однажды старейшины Тринити-колледжа обсуждали вопрос об избрании Рамануджана в 1919 году. Он уже был членом Королевского общества, поэтому результат выборов в Тринити был абсолютно предсказуем. Однако у него были и противники: один из старейшин прямо заявил: «Не хочу видеть черного членом Тринити-колледжа». Тем не менее Рамануджан был принят, поскольку «отказать члену Королевского общества невозможно».

Четырнадцать лет спустя, в 1933 году, таких грубых и явных проявлений расизма уже не было. Чандру избрали в Тринити, несмотря на пессимистические предсказания Фаулера. Однако ни один британский университет не предложил индийскому ученому работу, хотя вакансии были, и ни один из коллег Чандры в Тринити не собирался рекомендовать его в члены Королевского общества. Чандра писал отцу, что он стал первым преподавателем индийского происхождения в Кембридже и что «индийцев здесь берут только на определенные должности».

Чандра ощущал проявления расизма и в Чикаго, и на испытательном полигоне в Абердине во время Второй мировой войны. Однажды его отказались поселить в лучшем отеле Нью-Йорка «Барбизон-Плаза»[47]. Все это было отвратительно, зато тут присутствовала некая определенность: каждый хорошо знал свое место.

Чандра отмечал, что Эддингтон понимал Вселенную не только как физическое пространство, но и как мир разума. У Эддингтона была мечта, которая основывалась на фундаменте западной науки — древнегреческой философии, пытавшейся найти всеобъемлющую теорию, способную объяснить все явления природы. Эддингтон считал, что это ему удалось, причем исключительно математическими методами. Если бы Эддингтон дискутировал разумно, все произошло бы совсем по-другому. Когда на повестке дня оказываются такие фундаментальные понятия, как природа физической реальности, тут же начинается бурное обсуждение новых теорий. Так было в 1905 году, когда Эйнштейн представил свою специальную теорию относительности, еще более яростные споры происходили в 1926–1933 годах, когда появились различные интерпретации квантовой механики. Споры продолжаются и сегодня. Но то, что произошло 11 января 1935 года, было беспрецедентно. Открытия Чандры вполне могли бы преобразить всю картину развития физики и астрофизики. Однако грубая критика Эддингтона, поддержанная консервативным астрофизическим сообществом, которое упорно отказывалось даже слышать о том, что звезды могут сколлапсировать в точку, нарушило прогрессивный ход вещей. В результате астрофизики практически забыли о работе Чандры, зато физики с радостью воспользовались его подходом и начали выдвигать совершенно парадоксальные модели различных явлений. Фундаментальный вопрос о том, что же заставляет звезды светиться, потребовал рассмотрения ядерных реакций. Физики находились в неустанном поиске новых приложений ядерной физики, и небеса щедро снабжали их неизвестными ранее возможностями. Итак, исследование тончайших процессов, идущих во Вселенной, вот-вот должно было перейти от астрофизиков к физикам.

ЧАСТЬ II

Глава 9

Как звезды светят и как они умирают

Нейтрон был открыт в 1932 году, когда Чандра был еще энергичным молодым аспирантом. Электрически нейтральную частицу с массой близкой к массе протона обнаружил Джеймс Чедвик, молодой коллега Резерфорда, работавший с ним в Кавендишской лаборатории в Кембридже. Это открытие взволновало весь научный мир. Физики сразу же ухватились за нейтрон как за панацею для определения структуры атомного ядра и начали разрабатывать теории о силах связывания ядерных частиц и о распаде ядер. Но ни Чандра, который в то время был в Кавендишской лаборатории, ни большинство других опытных астрофизиков не поняли, сколь велико значение открытия нейтрона для астрофизики. Кавендиш был бесспорным центром ядерной физики, но физиков и астрофизиков разделяла огромная пропасть. Открытие нейтрона помогло ученым понять, что финал эволюции звезд — гораздо более впечатляющее событие, чем это можно было себе ранее представить. Например, у Милна сразу же возник интерес к образованию нейтронов и связи этого процесса со строением космических тел. Он предположил, что электроны и протоны могут сливаться в нейтроны при высоких температуре и плотности внутри звезд, а выделяющаяся в этом процессе энергия будет играть важную роль в процессе их остывания. Однако на этом он и остановился. Физики развили идею Милна в своих теориях о строении звезд. Это стало началом долгого пути, который впоследствии привел к повторному открытию предела Чандры и полному подтверждению его правоты.

Открытие нейтрона ознаменовало рождение одной из самых интересных областей физики — ядерной физики. Ранее ученые считали, что ядро состоит из протонов и электронов, а положительный заряд ядра компенсируется отрицательным зарядом электронов, вращающихся вокруг него. В результате атом становится электрически нейтральной частицей. Однако массы протонов и электронов не совпадали с атомной массой элемента. Теперь с нейтронами, входящими в ядро наряду с протонами, все было в порядке.

Но у новой модели ядра, состоящего из нейтронов и протонов, тоже были недостатки. Например, непонятно, что связывает нейтральные нейтроны и заряженные протоны, ведь притягиваются только противоположные заряды. Однако и без полной ясности природы ядерных сил уже можно было начинать строить теории о роли новооткрытых нейтронов в эволюции звезд. Само существование нейтрона разожгло воображение «белой вороны» физики — швейцарца Фрица Цвикки.

На одной из фотографий, снятой на память о визите Альберта Эйнштейна в Калифорнийский технологический институт (Калтех) в январе 1931 года, около президента Калтеха Роберта А. Милликена можно увидеть улыбающегося человека. Это — Цвикки. Он был одним из наименее приятных в общении ученых Калтеха и, скорее всего, сам занял место в первом ряду. Цвикки родился в 1898 году, диссертацию защитил в Федеральном технологическом институте в Цюрихе. Всю жизнь он оставался горячим патриотом своей страны и регулярно возвращался — дабы участвовать в выборах — в свой родной кантон Гларус. Цвикки попал в Калифорнийский технологический институт благодаря Милликену.

57-летний Милликен, лауреат Нобелевской премии по физике, был блестящим экспериментатором. В 1910–1921 годах он создал отделение физики в Чикагском университете. В 1921 году Джордж Эллери Хейл, которому лучше всех удавалось доставать деньги для развития астрономии, пригласил его на работу в небольшой институт в пригороде Лос-Анджелеса Пасадине. Этот институт был переименован в Калифорнийский технологический институт, и именно Милликен превратил его в крупнейший научный центр.

В 1925 году Милликен пригласил в Калтех Фрица Цвикки. Цвикки считал себя гением. Он действительно был очень талантлив, но имел репутацию человека с тяжелым характером и постоянно выдвигал различные фантастические прожекты. Однако Милликен был всегда готов предоставить ему шанс и поддерживал его. А Цвикки вел себя некрасиво, злобно критиковал коллег-физиков и считал большинство из них «круглыми дураками». Поэтому Милликен предложил Цвикки переключиться на астрономию. Цвикки так и сделал, но вскоре стал враждовать и с астрономами. Однако его достижения не подвергались сомнению, особенно интересны были его наблюдения удивительно ярких звезд, которые назвали новыми. Чандра прослушал его лекцию по новым звездам в Кембридже осенью 1930 года.

В 1931 году Цвикки начал работать вместе с Вальтером Бааде, известным астрономом, приехавшим из Гамбургской обсерватории. Бааде был на пять лет старше Цвикки. Ученые с уважением относились друг к другу, их часто видели вместе, беседующими на немецком языке. Невысокий, с острыми чертами лица и крючковатым носом, Бааде сравнивал свой собственный голос с собачьим лаем. Он был разговорчив и весьма энергичен, с большим чувством юмора, — в общем, совершенно не похож на Цвикки. Неудивительно, что вскоре их дружба дала трещину — Цвикки обвинил Бааде в том, что тот приписал себе все заслуги их совместной работы. Бааде охладел к Цвикки в 1936 году после неловкого инцидента с Сесилией Пэйн, замечательным физиком и астрономом. Она послала им пока еще неопубликованную статью, где подвергала сомнению некоторые их результаты. Цвикки ответил грубым письмом, в котором резко отозвался о статье и назвал Пэйн дурой, причем подписал письмо за себя и за Бааде. Их окончательное отчуждение произошло во время Второй мировой войны, когда вспыльчивый характер Цвикки проявился особенно ярко. Совершенно внезапно Цвикки обвинил Бааде в приверженности национал-социализму и пригрозил его убить. «С ним было опасно жить в одной комнате», — вспоминал потом Бааде. Но в 1930-е годы все еще было хорошо, и Бааде и Цвикки составляли отличную команду. Цвикки, обладая хорошим воображением, понял, что открытие нейтронов дает новый импульс для изучения эволюции звезд. Он обсудил этот вопрос с Бааде, и они решили представить свою идею на собрании Американского физического общества, которое должно было состояться в Стэнфордском университете в декабре 1933 года. В журнале «Physical Review» они опубликовали статью с описанием новой теории эволюции и затухании звезд. Была сделана попытка понять, почему новые звезды внезапно вспыхивали и их светимость возрастала в сто тысяч раз, а затем эти звезды постепенно затухали, возвращаясь к прежнему уровню светимости в течение нескольких месяцев. В своей работе 1931 года Бааде и Цвикки назвали эти звезды «сверхновыми»[48]. Сверхновая звезда может быть в десять тысяч раз ярче, чем новая, — то есть такой же яркой, как все 200 миллиардов звезд нашей Галактики, вместе взятые. Одна из таких звезд наблюдалась еще в 1054 году даже днем, и это продолжалось несколько недель. Звезду видели астрономы в Китае, Японии и индейцы племени анасази на юго-западе нынешних США. Благодаря наблюдениям Бааде в Маунт-Вилсоновской обсерватории в 1921 году причина этого явления стала ясна. Оказалось, Крабовидная туманность, огромное облако светящегося газа в созвездии Тельца, постоянно расширяется. Астрономы вычислили скорость расширения и поняли, что этот процесс начался девять веков назад — то есть Крабовидная туманность возникла в результате взрыва массивной звезды, которую как раз и видели древние астрономы. Ученые назвали ее сверхновая 1054 (SN 1054).

В новой звезде масса, исчезающая при взрыве, составляет около одной тысячной доли процента, а сверхновая в результате мощнейшего взрыва может потерять до 90 % своей массы. Крабовидная туманность находится на расстоянии 64 тысяч триллионов километров от Земли, имеет диаметр 96 триллионов километров и светимость в 7500 раз больше, чем у Солнца, поэтому ее хорошо видно даже в небольшой телескоп. Эта туманность по-прежнему расширяется со скоростью 1300 км/с. Измерив расстояние между Землей и Крабовидной туманностью, можно вычислить, что звезда взорвалась примерно в 5500 году до н. э., то есть на 6500 лет раньше, чем ее увидели китайские астрономы. Свет от взорвавшейся звезды преодолел 64 тысячи триллионов километров до Земли со скоростью 300 тысяч км/с как раз за эти 6500 лет[49].

В шестидесятых годах прошлого века астрономы полагали, что большинство звезд со временем затухает и превращается в белых карликов, а остальные взрываются и полностью исчезают. Бааде и Цвикки отстаивали другую точку зрения. Цвикки заинтересовался вопросом — что остается после взрыва сверхновой? Для ответа требовалось решить чисто физическую задачу. Цвикки и Бааде с большим энтузиазмом развивали теорию, в соответствии с которой взрыв сверхновой может привести к образованию очень плотного ядра, которое они назвали нейтронной звездой. «Вероятно, сверхновые — это переходная ступень от обычных звезд к нейтронным», — писали они. Под «нейтронными звездами» они имели в виду звезды, состоящие полностью из нейтронов. Авторы добавили только слово «вероятно» — скорее всего, по настоянию Бааде. Но сам-то Цвикки был уверен, что они правы. «Никто другой не осмелился бы тогда сказать это. Я думал, что это чистая фантазия. Как все это может быть?» — вспоминал потом физик из Тюбингенского университета Ханс Бете, увлекшийся ядерной физикой после открытия нейтрона. Это была смелая идея, ведь Бааде и Цвикки пытались проникнуть в суть процессов, происходящих в самых больших из известных объектов Вселенной — в звездах, — используя представления о мельчайших частицах материи — атомах.

В 1934–1939 годах Бааде и Цвикки для усовершенствования своей гипотезы о нейтронных звездах взяли самые свежие на то время данные астрономических наблюдений. На современном оборудовании Маунт-Вилсоновской обсерватории они провели всесторонние измерения яркости сверхновых звезд и с помощью широкоугольных фотокамер сфотографировали тысячи галактик — с недельным интервалом при неизменной экспозиции. Затем они сравнили снимки, надеясь обнаружить еще одну, недавно вспыхнувшую сверхновую. Цвикки был уверен, что «огромная скорость генерации энергии в сверхновых требует объяснения», и оно было найдено: сверхновая является результатом столь мощного взрыва массивной звезды, что ее ядро коллапсирует в невероятно плотное образование: размером с Манхэттен, всего лишь около 19 километров в поперечнике, и плотностью 100 триллионов граммов на кубический сантиметр. Это в 100 миллионов раз больше плотности белого карлика. На Земле чайная ложка вещества белого карлика весила бы более шести тонн. Такое же мизерное количество вещества нейтронной звезды весило бы миллиард тонн! Если бы нейтронная звезда упала на Землю, она пронзила бы нашу планету насквозь.

В течение следующих двадцати лет Цвикки и Бааде продолжали собирать данные наблюдений сверхновых.

Чандру, как и многих других ученых, открытие Цвикки и Бааде очень вдохновило. Уже в 1935 году он отметил «явление сверхновой» в статье, опубликованной в еженедельных заметках Королевского астрономического общества. Еще подробней он говорил о «причинах явления сверхновой» в 1939 году на международной конференции в Париже, где произошло его очередное столкновение с Эддингтоном. Там он связал это явление со своими данными и предположил, что при коллапсировании звезды с массой более 1,4 массы Солнца внешние слои звезды падают внутрь ее под давлением гравитации с выделением огромного количества энергии. Это должно вызвать выброс внешних слоев звезды в межзвездное пространство, а электроны и протоны, сжатые в ядре огромным давлением, образуют невероятно плотную нейтронную сердцевину. Эддингтон поддержал сценарий образования нейтронных звезд. Советский физик Лев Ландау с 1932 года также изучал чрезвычайно плотные конденсированные ядра звезд, но он описывал их в терминах, которые имеют больше смысла для физиков, чем для астрофизиков. Ландау сокрушался, что пришел в физику слишком поздно: «Все хорошие девушки уже замужем, и все хорошие проблемы уже решены». Выдающийся ученый Лев Ландау родился в 1908 году. Он был настоящим вундеркиндом — «мне кажется, я всегда умел дифференцировать и интегрировать», говорил он. В 14 лет Ландау поступил в Бакинский университет, затем через два года перевелся в более престижный Ленинградский. Защитив диссертацию в 19 лет, он отправился в длительное путешествие по главным европейским центрам теоретической физики. Его гениальность была очевидна всем — даже придирчивому Паули, которого он посетил в 1929 году. В 1930 году он приехал в Копенгаген, в институт Нильса Бора, и приступил к исследованиям в области квантовой физики. Высокого и долговязого, с густой гривой темных непослушных волос, блестящего физика Ландау интересовали все области теоретической физики. Он смело отстаивал свои взгляды, невзирая ни на какие авторитеты. К примеру, он игнорировал жесткое обращение Бора и его легендарную железную аргументацию. Однажды после лекции Ландау Бор начал его критиковать. Ландау неторопливо подошел к передней незанятой скамье, беспечно растянулся на ней и, спокойно глядя в потолок, слушал великого датчанина, пока тот, раскрасневшийся и возбужденный, доказывал что-то, стоя прямо перед ним.

В 1931 году Ландау возвратился в Советский Союз. Как марксист и патриот, он был полон решимости донести последние достижения теоретической физики до ученых своей страны, и всюду ему сопутствовал успех. Ландау руководил теоретическим отделом Украинского физико-технического института, одновременно заведовал кафедрами теоретической физики в Харьковском инженерно-механическом институте и в Харьковском университете. В 1937 году Ландау возглавил отдел теоретической физики во вновь созданном Институте физических проблем в Москве и со своими сотрудниками впервые в Советском Союзе занялся астрофизикой. Он предложил радикально новый подход — строить модели поведения звезд с помощью методов теоретической физики. Проведя изящные вычисления, он создал модель звезды, состоящей из полностью вырожденного холодного вещества, чрезвычайно плотного и не излучающего ни свет, ни тепло. Получалось, что такая звезда с массой больше солнечной в 1,5 раза будет сжиматься до невероятно маленьких размеров. Ландау заново открыл верхний предел Чандры массы белых карликов (хотя полученное им число несколько отличалось от значения, полученного Чандрой) и — немедленно объявил, что «в действительности» звезды не могут следовать «таким смехотворным сценариям».

Подобно Милну и другим астрофизикам, Ландау был убежден, что звезды в определенный момент должны прекратить коллапсировать, и тогда звезда «будет представлять собой сверхплотное ядро, окруженное веществом в обычном состоянии». Он согласился с мнением большинства ученых, утверждавших, что после полного выгорания топлива масса звезды будет меньше верхнего предела, и таким образом она избежит коллапса. Будучи физиком, Ландау не читал астрофизических журналов и не знал о ранних работах Чандры. Много лет первой работой по определению верхнего предела массы белых карликов считалась статья Ландау 1932 года, а не статья Чандры 1931 года. При этом Ландау поначалу сам не поверил своему открытию. Шесть лет спустя он дополнил свои прежние результаты, предположив, что глубоко внутри звезды с очень высоким давлением должно возникнуть ядро, как у белого карлика. Когда масса ядра превысит верхний предел, оно станет нестабильным и сколлапсирует до плотности атомных ядер — 10^14 граммов на кубический сантиметр. Если бы Земля сжалась до такой плотности, то ее диаметр был бы 300 метров, а не ~12750 километров, как сейчас. При такой плотности электроны начинают «вдавливаться» в ядра атомов и превращают протоны в нейтроны, что и приводит к образованию нейтронной звезды. Нейтроны, как и электроны, подчиняются принципу Паули и создают давление вырождения, нейтрализуя дальнейшее гравитационное сжатие. Ландау определил величину максимальной массы для стабильного белого карлика. Но при этом возник вопрос, какая минимальная масса необходима для формирования нейтронной сердцевины. Ландау использовал теорию тяготения Ньютона и квантовую статистику и получил значение минимальной массы, которая оказалась приблизительно равной одной тысячной массы Солнца.

Далее Ландау перешел к теории излучения звезд, причем его теория весьма отличалась от эддингтоновской теории излучения при слиянии ядер. Ландау предположил, что излучение звезд возникает при падении частиц внешней газовой оболочки на нейтронное ядро и превращении их кинетической энергии в свет.

А между тем в жизни Ландау было все не так гладко. Начиная с 1931 года сталинский режим становился все более жестоким, а к 1937 году жизнь в Советском Союзе стала просто невыносимой. Насильственная коллективизация сельского хозяйства привела к гибели примерно 7 миллионов человек. Производились регулярные чистки среди ведущих политиков, интеллигентов и военных специалистов. Ландау всегда был в центре внимания, а потому подвержен особенному риску. Лучшим способом выжить в этой страшной ситуации было путешествие в «один конец», то есть бежать за границу. Надеясь, что работа по нейтронным ядрам поднимет его авторитет в стране, Ландау отослал статью о нейтронных звездах в журнал «Nature» и в лучшие советские научные издания, а также отправил Бору. Бор был почетным иностранным членом Академии наук СССР и пользовался большим уважением в советских научных кругах. Узнав, что статья произвела впечатление на великого датчанина, Ландау опубликовал комментарий Бора на эту работу в ведущей советской газете «Известия». Однако ничего не помогло — Ландау все же арестовали, 28 апреля 1938 года, и отправили в Бутырку, одну из самых страшных тюрем НКВД. Как всегда, обвинения были абсурдны и сфабрикованы. Ландау обвинили в шпионаже в пользу нацистской Германии и критике политики государства в области проведения научных исследований. Власти были уверены в его якобы антисоветской деятельности.

И тогда Петр Капица, открывший явление сверхтекучести, друг Бора и Резерфорда, создатель Института физических проблем в Москве, где работал Ландау, бросился на его защиту. Он написал Сталину и народному комиссару Вячеславу Молотову письмо, в котором говорил, что только Ландау сумел объяснить явление сверхтекучести, а это в значительной мере повысило престиж советской физики. Капица даже пригрозил, что остановит свои собственные исследования, если Ландау не будет выпущен из тюрьмы. Это (а может, что-то другое) сработало, и через год Ландау освободили. Он был страшно измучен и «не мог нормально жить еще „в течение полугода“», как вспоминал сам Ландау в интервью для советской газеты «Правда» в 1964 году. Ландау все же нашел в себе силы вернуться к научной работе, но потом никогда не делал заявлений, которые даже отчасти могли быть истолкованы как политические.

А на другом полушарии Земли Георгий Гамов, счастливчик, сумевший сбежать из коммунистического «рая», и Эдвард Теллер, венгерский еврей, ставший американцем, были ведущими учеными в Университете имени Джорджа Вашингтона в Вашингтоне. Начиная с 1936 года они организовывали весенние конференции по теоретической физике в Отделе земного магнетизма вашингтонского Института Карнеги. Конференция, состоявшаяся в марте 1938 года, была посвящена излучению звезд. Она стала поворотным пунктом как в области астрофизики, так и в ядерной физике. Гамов и Теллер составили мощный исследовательский тандем. Эти энергичные ученые, известные своими оригинальными работами, пригласили на конференцию ведущих специалистов в области астрофизики, физики и бурно развивающейся ядерной физики. Ханс Бете — человек, которому предстояло совершить прорыв в тайны звездной энергии, вспоминал: «Более стимулирующих встреч на моей памяти не было». Чандра, естественно, тоже был приглашен. На конференцию приехал и Бенгт Стрёмгрен, старый друг Чандры из Копенгагена и коллега по Йеркской обсерватории. Он был астрофизиком, способным говорить на одном языке с физиками, Гамов назвал его «асом». То была весьма своеобразная конференция. Обсуждения шли совершенно неформально, протоколы заседаний не велись, и участники не обязаны были представлять свои доклады. Эта непринужденная, свободная обстановка очень отличалась от заседаний в Королевском астрономическом обществе.

Конечно, на конференцию пригласили и Эйнштейна, и Рассела, но ни тот ни другой не приехали. Эйнштейну ее программа была не интересна, а вот отсутствие Рассела удивляло — патриарх американской астрофизики всегда интересовался вопросами источника звездной энергии. Наверное, рассуждения физиков типа Гамова не очень соответствовали аристократическим вкусам Рассела. Можно себе представить, как бы он отреагировал на гамовское заявление такого рода: «Физик, изучающий звезды, чувствует себя счастливым, пока не наткнется на астрономические таблицы». На этой встрече главенствовали физики, а не астрофизики.

Надо сказать, что Гамов был одним из самых колоритных персонажей в тогдашнем физическом сообществе. Леон Розенфельд говорил о нем: «Невозможно забыть первую встречу с Гамовым — этот огромный светловолосый славянин, говоривший на очень экстравагантном немецком, экстравагантен во всем, даже в физике». Незабываемым был и визит Гамова в институт Нильса Бора в Копенгагене. Он был главным зачинщиком турниров по настольному теннису (которые обычно выигрывал Гейзенберг), кинопросмотров (предпочитались американские вестерны), а также театрализованных пародий на Бора, Гейзенберга и Паули, причем обычно сам был и сценаристом, и режиссером, и художником.

Гамов родился в Одессе в 1904 году. Он всегда хотел быть ученым. Поступив в Одесский университет в 1922 году, через год он перешел в гораздо лучший — Ленинградский, где познакомился со Львом Ландау. Они подружились и вместе занялись самой современной физикой. К 1926 году Гамов освоил общую теорию относительности и квантовую физику. Для поиска новых объектов исследований в 1928 году он отправился в институт Макса Борна в Гёттинген. Там он увлекся ядерной физикой.

Изучая литературу, он обнаружил статью Резерфорда о поразительных результатах бомбардировки атомов урана альфа-частицами (ядрами атома гелия). Физики знали, что ядра урана могут испускать альфа-частицы при радиоактивном распаде. Резерфорд обнаружил, что в некоторых случаях альфа-частицы с энергией в два раза большей, чем у испускаемых ядрами урана, не могли проникнуть в урановую мишень[50]. Головоломка означала, что альфа-частицы с низкой энергией могли вырваться из ядер урана, а частицы с высокой энергией не могли попасть внутрь. Ядро урана имеет девяносто два протона, а их совокупный положительный заряд является серьезным препятствием на пути положительно заряженных альфа-частиц. Гамов решил эту проблему с помощью аппарата квантовой механики. Ранее никто до этого не додумался.

Согласно ньютоновской физике, частицы внутри ядра ведут себя как бильярдные шары в стеклянной вазе для фруктов. Они должны иметь достаточную скорость, чтобы выпрыгнуть из вазы. Но квантовая теория утверждает, что частицы могут вести себя и как волны. Так, альфа-частицы способны преодолеть барьер большого положительного заряда ядра урана, как луч света проходит через стеклянную вазу или выходит из воды в воздух. Гамов назвал этот процесс «туннелированием». Альфа-частицы из ядра могут проложить туннель к выходу подобно заключенным, старательно копающим подземный ход для побега. Атакующие ядро альфа-частицы, скорее всего, будут им отталкиваться. По логике вещей, далее следовало применить теорию туннелирования к поиску внутризвездных источников излучения звезд. Но это предполагало проведение длительных расчетов, которые Гамов ненавидел. К счастью, вскоре он нашел способ обойти эту проблему.

Тем чрезвычайно плодотворным летом он встретил еще одного физика-одиночку Фрица Хоутерманса. Жизнь его складывалась очень драматично. Хоутерманс жил в Германии, был коммунистом, да еще и наполовину евреем — убийственная смесь для 1930 года. Обстановка в фашистской Германии ухудшалась с каждым днем, и в 1933 году он эмигрировал в Советский Союз. В 1937 году, в разгар сталинских репрессий, его арестовали — как немецкого шпиона. Два мучительных года он провел в различных тюрьмах НКВД, в том числе в Бутырке, где сидел и Ландау. После заключения пакта Молотова — Риббентроппа еле живой Хоутерманс был репатриирован. Но его тут же арестовало гестапо — теперь уже как русского шпиона. Нобелевский лауреат Макс фон Лауэ, близкий друг Эйнштейна и один из немногих немецких ученых, оставшихся работать в нацистской Германии, с трудом добился его освобождения. Во время войны Хоутерманс работал в частных научно-исследовательских лабораториях. Гамов познакомился с ним в 1928 году. Хоутерманс тогда только получил докторскую степень по экспериментальной физике в Гёттингене. Он родился в Вене и навсегда сохранил в сердце память об этой блестящей европейской столице. Подружившись с Гамовым, он уверял его, что тот в душе настоящий венец, а для венцев лучшее место, где можно подумать о серьезных вещах, — это какое-нибудь уютное кафе. Однажды Хоутерманс признался, что на самом деле мечтает быть физиком-теоретиком. Гамов не мог поверить своему счастью. С тех пор они работали в их любимом кафе, посреди разбросанных по столу бумаг и стоящих на том же столе кофейных чашек.

Хоутерманс представил Гамова доктору Роберту Аткинсону, который тоже защитил диссертацию в той же гёттингенской лаборатории, что и Хоутерманс, и тоже мечтал стать физиком-теоретиком. Гамов предложил друзьям заняться исследованием эффекта туннелирования в звездах. Астрофизики тогда еще не знали, что звезды состоят в основном из водорода. Аткинсон и Хоутерманс предположили, что звездное вещество представляет собой смесь таких элементов, как литий, бериллий, бор, углерод, кальций, азот и кислород. При высокой температуре ядра этих элементов теряют свои электроны. Температура внутри звезды так велика, что ядра преодолевают силы отталкивания и настолько сближаются, что происходит туннелирование. При этом начинаются ядерные реакции и выделяется огромное количество энергии, достаточное для свечения звезд. Друзья пришли к выводу, что туннелируют ядра с наименьшим количеством протонов и лишь немногие полностью исчезают. Такие ядерные реакции идут достаточно медленно, и звезды типа Солнца могут светить на протяжении миллиардов лет.

На следующий день после окончания статьи о термоядерных реакциях в звездах у Хоутерманса было свидание с очаровательной девушкой. «Как только стемнело, одна за другой на небе зажглись чудесные звезды, — вспоминал он. „Как восхитительно они сияют!“ — воскликнула моя спутница. Гордо выпятив грудь, я проговорил: „Со вчерашнего дня я знаю, почему они светят“». Через два года они поженились.

Из Гёттингена Гамов отправился в Копенгаген, в институт Нильса Бора, а затем, в 1931 году, вернулся в Ленинград. Довольно быстро поняв, что ситуация в России стала еще более опасной, Гамов решил уехать из страны при первой же возможности. Однако тогда поездки советских граждан за границу были строго ограничены. В 1933 году он был приглашен на престижную Сольвеевскую конференцию в Брюсселе, которая в тот раз была посвящена ядерной физике. Гамов уехал в Брюссель с женой. В Советский Союз они больше не вернулись. После конференции Бор пригласил Гамова в Копенгаген, где он и познакомился с Теллером.

На первый взгляд у гиганта Гамова с его ярко выраженной славянской внешностью и темноволосого венгра с протезом вместо ноги не было ничего общего. Теллера ожидало прекрасное будущее — он должен был стать профессором физики в Германии. Но все планы рухнули в 1933 году с приходом Гитлера к власти. Теллер видел, что творили в Венгрии сначала коммунисты, а потом фашисты. Потрясенный жестоким произволом и тех и других, он бежал в Копенгаген к Бору. Теллер и Гамов, эти два беглеца, две перелетные птицы, встретились и подружились. Через год Теллер отправился в Англию (где общался с Чандрой), а Гамов оказался в Университете имени Джорджа Вашингтона. В 1935 году он пригласил туда Теллера. Вместе они сделали несколько важнейших открытий в ядерной физике. Теллера поражала легкость, с которой у Гамова возникали новые идеи. Ему очень хотелось верить, что и он на это способен.

В то время физики пытались выяснить, какова должна быть последовательность ядерных реакций, чтобы звезды могли светиться в течение миллиардов лет. К 1932 году было довольно хорошо известно, что в звездах содержится много водорода. И тогда возникло предположение, которое полностью поддержал Эддингтон: звезды излучают свет в результате реакции ядерного синтеза — образования гелия из водорода. В лабораторных условиях эту реакцию осуществил Фрэнсис Астон. Его результат заставил Аткинсона изучить несколько цепочек ядерных реакций, которые могли быть источником энергии таких звезд, как Солнце. Однако во всех этих реакциях участвовали нестабильные ядра, то есть они привели бы к слишком быстрому сжиганию звездного топлива.

Предстояло решить и такой вопрос: могли ли термоядерные реакции инициировать ядерный синтез. Этим термином — «ядерный синтез» — Гамов назвал чрезвычайно быстрые реакции, идущие внутри звезд при столь высокой температуре и столь высокой плотности, что два протона могут преодолеть взаимное электрическое отталкивание и слиться.

Эддингтон также предполагал, что именно протонный синтез — источник энергии свечения звезд. Но первыми это теоретически установили Гамов, Аткинсон и Хоутерманс летом 1928 года в Гёттингене. Десять лет спустя аспирант Гамова Чарльз Критчфилд продолжил их исследования. Накануне очень важной конференции в вашингтонском Институте Карнеги в 1938 году Критчфилд послал Хансу Бете рукопись своей статьи. Бете сделал несколько важных замечаний и ряд поправок, и потому эта статья вошла в историю науки как статья Бете и Критчфилда.

Бете был выдающимся ученым. Крупный, ростом более шести футов, он разбирался во всех областях ядерной физики и мгновенно схватывал суть проблемы — по словам Чандры, «вгрызался в нее как бульдозер». Ханс Бете родился в 1906 году в Страсбурге в Эльзас-Лотарингии. Он учился у Зоммерфельда, Паули и Ферми и стал признанным специалистом по ядерной физике. Три его большие статьи, опубликованные в «Reviews of Modern Physics», физики называли «Библией Бете». Он брался всегда за самые сложные задачи и не любил заниматься, как он сам говорил, «пустяками».

На конференции 1938 года в Вашингтоне собрались все ведущие ученые, работавшие в то время над проблемой источника звездной энергии. Первыми выступали астрофизики: Чандра доложил о белых карликах, а Стрёмгрен — о содержании водорода в звездах. Все были согласны, что процесс синтеза является источником звездной энергии, но «в действительности никто не понимал, что делать и какие реакции нужно рассматривать», — вспоминал Бете. Он был поражен невежеством участников конференции — собравшиеся там астрофизики не имели никакого понятия о ядерной физике. «Они знают только свою астрономию», — жаловался Гамов.

Через месяц после конференции Бете решил загадку свечения звезд, по крайней мере звезд, масса которых сравнима с массой Солнца. Он работал по пятнадцать часов в сутки семь дней в неделю, углубившись в свою «Библию» и в работы Гамова и Теллера[51]. Но на один вопрос пока ответа не было: какова природа ядерных реакций, снабжавших энергией более массивные и более яркие, чем Солнце, звезды — например, Сириус А? В конце концов Бете составил цепочку ядерных реакций при гораздо более высокой температуре внутри звезд, чем при синтезе гелия из водорода. Главной проблемой в исследованиях ядерного синтеза было нахождение элементов, участвующих в реакциях при огромных внутризвездных температурах, то есть примерно при 10 миллионах градусов Кельвина, и длящихся миллионы лет[52]. Эддингтон догадывался об этом; он написал, что в начале эволюции звезды происходит «маленькая репетиция больших событий», которая позволяет достигнуть около 10 миллионов градусов Кельвина. Чандра любил говорить об этом как о случае, когда астрофизики учили физиков — ведь именно они вычислили температуру для протекания подходящих ядерных реакций.

Бете опубликовал результаты своих расчетов в 1939 году. Его статья стала поистине эпохальной для развития астрофизики. Но оставалось еще много спорных вопросов, например, что произойдет со звездой после сгорания всего ее водорода? Какие фантастические события приводят к образованию таких тяжелых элементов, как уран? В ноябре Гамов опубликовал статью, в которой обсуждал поднятые на вашингтонской конференции вопросы. Он отметил, что проблема нейтронного ядра имеет всего лишь академический интерес. Звезды всегда теряют массу и, когда она становится ниже верхнего предела Чандры, они превращаются в белых карликов. Не соглашаясь с Гамовым, Бете утверждал, что да, действительно, звезды, в 9-10 больше Солнца могут сжечь столько топлива, что их масса станет ниже верхнего предела Чандры, и они превратятся в белые карлики. Но судьба более массивных звезд — иная: когда такая звезда полностью сожжет свое топливо, она будет состоять из тяжелых стабильных элементов и прекратит коллапсировать «после формирования нейтронной сердцевины». Однако Бете все-таки считал, что эти вопросы требуют дальнейшего изучения.

Летом 1938 года Бете встретился с Робертом Оппенгеймером и его группой блестящих молодых выпускников и аспирантов Калифорнийского университета в Беркли. Увлеченные рассказами Бете, Оппенгеймер и его друзья решили тоже заняться исследованием эволюции звезд.

Оппенгеймер родился на Риверсайд-драйв в Нью-Йорке в 1904 году в богатой и интеллигентной семье. В ранней юности произошли два события, удивительным образом определившие его будущее. В 1921 году Оппенгеймер совершил традиционное для богатой американской молодежи путешествие по Европе. В один прекрасный день он побывал в шахте в Иоахимстале, в Северной Чехословакии. Там добывали руды различных металлов, в том числе смолку — липкий минерал черного цвета. В 1789 году профессор химии Берлинского университета Мартин Генрих Клапрот выделил из этой руды металл сероватого цвета. Клапрот назвал его ураном, в честь планеты Уран, недавно (в 1781 году) открытой английским астрономом Уильямом Гершелем. Урановая руда использовалась в основном для окрашивания керамики, пока Пьер и Мария Кюри не обнаружили в ней радиоактивные элементы радий и полоний. До 1940-х годов шахты в Иоахимстале были единственным источником урана в Европе, и использовали его уже далеко не только в декоративных целях.

Когда Роберту Оппергеймеру исполнилось 18 лет, отец отправил его на ранчо в горы Сангра-де-Кристо к северо-востоку от Санта-Фе в Нью-Мексико — приобщиться к походной жизни и освоить верховую езду. Именно там Оппенгеймер впервые увидел гору с плоской вершиной около городка Лос-Аламос. И уран, и Лос-Аламос сыграли огромную роль в его жизни.

Человек с крайне сложным характером, Оппенгеймер прятал свою неуверенность за внешним высокомерием. «Роберт заставлял людей ощущать себя дураками. Я это почувствовал на себе, но не обращал внимания. А вот другие — обращали», — вспоминал Бете. Защитив диссертацию в Гарварде, Оппенгеймер отправился изучать новую физику — квантовую механику — к ведущим ученым Европы. Невероятно талантливый, схватывающий все на лету, он произвел сильное впечатление на Борна, Гейзенберга и Паули. Вернувшись в Соединенные Штаты, Оппенгеймер отказался от хорошего места в Гарвардском университете и поехал в Беркли — «именно потому, что там еще не было никакой школы теоретической физики. Я просто подумал, что неплохо было бы начать что-нибудь новое», — позже вспоминал он. И для этого Беркли было идеальным местом — рядом находился Калифорнийский технологический институт, где трудились такие превосходные теоретики, как Ричард Чейз Толмен, и лучшая в мире группа исследователей космических лучей под руководством Роберта Милликена. Например, у Милликена работал Карл Андерсон, открывший позитрон. Исследования космических лучей находились тогда на передних рубежах физики и были единственным (до появления ускорителей) способом изучения высокоскоростных частиц. Вскоре Оппенгеймер стал тут признанным экспертом.

Работая и в Калифорнийском технологическом институте, и в Беркли, Оппенгеймер мог пользоваться советами лучших физиков Калтеха при создании своей собственной школы теоретической физики. Как и Ландау в СССР, он был полон решимости вывести свою страну на первое место в мировой науке. И ему действительно удалось создать лучший центр теоретической физики в Соединенных Штатах.

Все соглашались с тем, что лекции Оппенгеймера трудны для восприятия. Но он умел передать важность предмета, о котором шла речь, красоту решений, обрисовать яркость перспектив. Будучи блестящим физиком, по сути своей он оставался все-таки дилетантом. Оппенгеймер любил производить впечатление утомленного европейского интеллектуала; с сигаретой или трубкой во рту, он говорил бархатистым шепотом, перемежая длинными драматическими паузами совершенно банальные истины. К своему огорчению, он реализовался лишь как администратор, руководитель крупнейшего научного проекта XX века — Манхэттенского проекта по созданию атомной бомбы, центр которого располагался в Лос-Аламосе, в Нью-Мексико. Но Оппенгеймер, несомненно, был и прекрасным научным руководителем — целое поколение молодых физиков обязано ему своей карьерой. Большинство из них сделали свои лучшие открытия в физике после войны, но начинали они все в Манхэттенском проекте, под руководством Оппенгеймера.

Среди них был и нобелевский лауреат Луис Альварес. Он считал, что, если бы Оппенгеймер прожил до 1970-х годов, когда нейтронные звезды стали установленным фактом и поиск черных дыр шел полным ходом, он получил бы Нобелевскую премию «за вклад в астрофизику».

Летом 1938 года Оппенгеймер попросил Бете рассказать его студентам о вашингтонской конференции. Увидев этих пытливых и азартных ребят, Бете решил не привлекать их внимание к проблеме источника излучения массивных звезд и к тому, что происходит с ними при затухании[53]. Студенты Оппенгеймера походили на акул — они были готовы наброситься на все лакомые задачи, о которых мог бы рассказать им Бете, а он хотел, чтобы первенство в их решении было за ним.

Пытаясь прояснить для себя гипотезу Бете о загадочной судьбе массивных звезд, Оппенгеймер пришел к необходимости применения в этом случае общей теории относительности. Тогда в Калтехе работал Ричард Чейз Толмен, признанный гуру общей теории относительности. Ричард Чейз Толмен родился в 1881 году в семье квакеров в Массачусетсе. Он внес значительный вклад в общую теорию относительности Эйнштейна и считался одним из ведущих космологов мира. Эйнштейн посетил Калтех в 1931 году именно для того, чтобы встретиться с Толменом, — он уважал его за глубину и широту интересов, а также ценил высокий интеллект и тактичность ученого. Оппенгеймер часто бывал у Толмена дома, отчасти еще и потому, что, как говорили, у него был роман с женой знаменитого космолога.

Толмен заинтересовался статьей Ландау, содержащей идею (созвучную идеям Чандры) о том, что белый карлик может коллапсировать при массе более определенного предела. Позже Толмен провел очень важные исследования в рамках Манхэттенского проекта. Именно он впервые предложил рассматривать взрыв, направленный внутрь звезды, как способ сжатия ядерного топлива для ядерного взрыва на Земле. Толмен посоветовал Оппенгеймеру и Роберту Серберу, молодому сотруднику Оппенгеймера, прочесть статью Ландау 1938 года по оценке минимальной массы, необходимой для образования нейтронного ядра внутри звезды. Концепция нейтронной звезды очень увлекла Толмена. Это была классическая задача, требующая применения общей теории относительности. Плотность нейтронной звезды в десять миллионов раз больше, чем плотность белого карлика, поэтому теория относительности предсказывает огромное искривление пространства вблизи нейтронной звезды, не описываемое теорией тяготения Ньютона.

Но вскоре выяснилось, что статья Ландау 1938 года была ошибочна. Оппенгеймер и Сербер сразу увидели, что Ландау использовал для оценки минимально возможной массы образования нейтронного ядра теорию тяготения Ньютона, а не общую теорию относительности, и прямо заявили, что его выводы неверны. Если бы они знали, что Ландау в то время томился в сталинских застенках, они наверняка бы высказались более деликатно. В своем исследовании они сосредоточились на изучении внутриядерных сил. Внутри ядра нейтроны и протоны максимально сближены, расстояние между ними в десять тысяч раз меньше миллиардной доли сантиметра (10-13 сантиметра). При такой плотности ядерные силы огромны и во много раз превышают силу гравитации. Поэтому нейтронное ядро может содержать намного больше вещества, чем рассчитал Ландау.

Исходя из немногого, что было известно тогда о ядерных силах, Оппенгеймер и Сербер оценили минимальную массу для стабильного нейтронного ядра. Она оказалась равной примерно одной десятой массы Солнца, то есть в сто раз больше, чем полагал Ландау. Отсюда следовало, что модель Эддингтона для звезд типа Солнца не верна. Имей Солнце нейтронное ядро с 10 % своей массы, астрономы должны были бы наблюдать определенные эффекты, которых не может быть, если вещество Солнца — идеальный газ. А этих эффектов никто не видел.

Но если нейтронное ядро — это звезда? Существует ли максимальная масса нейтронной звезды — нейтроны ведь тоже могут создавать давление вырождения, как и электроны? И что произойдет, если ее масса будет превышена? Оппенгеймер решил выяснить все это вместе со своими аспирантами Джорджем Волковым и Хартлендом Снайдером. Объединив общую теорию относительности с зарождающейся ядерной физикой, они заложили основу теории эволюции коллапсирующих звезд. Их исследования показали, каким образом массивные звезды могут превращаться в белых карликов либо в нейтронные звезды, или же сколлапсировать полностью.

Самая известная статья Оппенгеймера в соавторстве с его учеником Джорджем Волковым «О массивных нейтронных сердцевинах» была опубликована в «Physical Review» в начале 1939 года. С минимумом элегантных расчетов они решили задачу, которая ранее не поддавалась ни Ландау, ни самому Оппенгеймеру и Серберу, и ответили на вопрос: какова максимальная масса стабильной нейтронной звезды? Не обладая большими познаниями в астрофизике и воспользовавшись помощью Толмена, они подсчитали, что максимальная масса такой звезды должна составлять о,1–0,7 массы Солнца. Звезда будет иметь очень высокую плотность и ничтожный диаметр около 20 километров. На этом они остановились и отказались от решения ключевой проблемы: что случится, если максимальная масса будет превышена.

Конечно, был один физик в Калтехе, обладавший большими познаниями в астрофизике, — это Цвикки. Но его избегали, ибо кому приятно слышать о себе «круглый дурак»? Интеллигент Оппенгеймер всегда держался от Цвикки на расстоянии, но тот задел и его. Через четыре месяца после появления статьи Оппенгеймера и Волкова он опубликовал свою работу в «Physical Review», связав в ней нейтронные звезды со сверхновыми, при этом ни разу не сославшись на своих коллег.

Чандра вспоминал, что еще в 1934–1935 годах вместе с фон Нейманом они изучали практически те же вопросы, которые Оппенгеймер и Волков рассмотрели в своей новой работе.

Фон Нейман занимался исследованием нейтронных звезд гораздо активнее Чандры, который предпочитал рассматривать идеальные системы, а не вникать в детали ядерной физики. Это объяснялось слабым развитием ядерной физики в начале 1930-х годов. Не стремился он размышлять и над выводами общей теории относительности. Он считал ее кладбищем физиков, наблюдая это на примере Эддингтона и Милна. Вариант теории относительности, созданный Эддингтоном специально для демонстрации неправильности вычислений Чандры, и попытки Милна сформулировать свою космологическую теорию взамен теории Эйнштейна принесли им немало вреда. «Я не желал вдаваться в эту область физики, мне хотелось иметь более надежный фундамент», — вспоминал Чандра. Он отказывался формулировать свои выводы в привычной для физиков форме и продолжал публиковать статьи, написанные в стиле классической астрофизики. Неудивительно, что большинство физиков их игнорировало.

Разумеется, Чандра был в курсе последних достижений в области ядерной физики. Он изучал соответствующую литературу и даже читал курс по ядерной физике. Он был хорошо подготовлен к дискуссии на конференции в Вашингтоне. В работе 1939 года Бете упоминает — с уважением — о беседах с Чандрой во время и после конференции. Зато члены группы Оппенгеймера Чандру серьезно не воспринимали — не считали его «настоящим» физиком. В своей статье по нейтронным звездам Оппенгеймер и Волков хвалили Эддингтона за создание современной астрофизики и цитировали статью Ландау, а о Чандре упомянули лишь в сноске.

Чандра жил в США с конца 1936 года. Даже после появления работы Оппенгеймера по астрофизике в 1938 году у него не возникло никакого желания продолжать свои работы по физике нейтронных звезд и белых карликов. Он спокойно наслаждался сельскими красотами Уильямс-Бей и домашним уютом. Подобно великим ученым, которыми он так восхищался, — Эйнштейну, Ньютону, Пуанкаре, — Чандра предпочитал иметь дело с фундаментальными математическими теориями, оставляя детали для других. Но беда была именно в том, что при изучении звезд приходилось учитывать множество важных деталей, вот почему в его знаменитой монографии «Введение в учение о строении звезд» 1938 года заключительная глава об источнике свечения звезд оказалась неудачной. Чандра хорошо знал теорию Бете, но не счел нужным о ней говорить. Вместо этого он обсуждал другие теории, прекрасно зная, что они неверны. Чандру абсолютно не интересовало сотрудничество с группой Оппенгеймера, поскольку он полностью отказался от исследования коллапса звезд и позволил Оппенгеймеру его опередить.

Тогда еще никто не знал, что происходит с массивными белыми карликами, масса которых превышает верхний предел Чандры. И возможно ли, чтобы такая звезда сократилась до чрезвычайно плотной и невообразимо малой точки? Оппенгеймер занялся этой проблемой и предложил четвертый вариант угасания звезды: она продолжает коллапсировать, захватывая вещество из межзвездного пространства в свою гигантскую пасть. Это был удар в самое сердце астрофизики, и Оппенгеймер организовал его так же тщательно, как позже Манхэттенский проект. Он правильно определил важнейшие задачи и подобрал для их решения самых подходящих ученых. Сам Оппенгеймер с Волковым и Сербером рассчитывали минимальную массу, необходимую для формирования устойчивого нейтронного ядра, и максимальную массу, при которой нейтронная звезда остается стабильной. Следующий логический шаг — выяснить, что произойдет, если максимальная масса будет превышена. Оппенгеймер возложил эту задачу на Хартленда Снайдера, великолепно владевшего сложным математическим аппаратом общей теории относительности.

Оппенгеймер и Снайдер использовали общую теорию относительности для изучения коллапса звезд. Они рассматривали настолько массивные звезды, что даже после исчерпания их ядерного топлива их масса оставалась больше максимальной и они не могли образовать стабильное нейтронное ядро. Толмен постоянно консультировал их по общей теории относительности. Для облегчения расчетов Оппенгеймер и Снайдер ограничились рассмотрением сферического облака коллапсирующего газа и попытались выяснить, что произойдет, когда радиус облака окажется меньше некоторой величины. Они назвали эту величину гравитационным радиусом — теперь она называется радиусом Шварцшильда, в честь немецкого астронома Карла Шварцшильда.

Карл Шварцшильд был блестящим физиком-теоретиком и астрофизиком. После начала Первой мировой войны он отказался от должности директора Потсдамской обсерватории и в возрасте 41 года ушел добровольцем на войну. В конце 1915 года он рассчитывал траектории артиллерийских снарядов на русском фронте и одновременно изучал работы Эйнштейна по общей теории относительности. Эта теория содержала элегантные математические гипотезы о связи гравитации с геометрией пространства-времени. Однако уравнения были такими сложными, что даже Эйнштейн единственным выходом для их решения считал аппроксимацию. Поразительно, что Шварцшильд практически сразу же нашел точное решение, используя влияние сферического объекта на окружающее пространство и время. Эйнштейн был поражен столь быстрым и простым решением и отправил Шварцшильду письмо с высокой оценкой его работы.

Шварцшильд был бы идеальным соавтором Эйнштейна. Но… в марте 1916 года он вернулся в Берлин. К сожалению, оказалось, что ученый тяжело болен — в окопах Первой мировой он подхватил редкое заболевание кожи. Вскоре Шварцшильд умер. Эддингтон тепло вспоминал о встрече с ним в Гамбурге в 1913 году, когда они участвовали в ралли со «Шварцшильдом и пятью сумасшедшими англичанами». Победителем стал, разумеется, Эддингтон.

Шварцшильда интересовало, как сферический объект искажает вокруг себя эйнштейновское пространство-время, и его не беспокоило, что полученное решение обращается в бесконечность вблизи центра объекта. Позднее расстояние от центра объекта, при котором появляется бесконечность, получило название «радиуса Шварцшильда». Радиус Шварцшильда определяет область, в которой гравитационное притяжение столь велико, что из нее ничто не может вырваться — даже свет. У каждого объекта имеется свой радиус Шварцшильда. Если звезда сожмется до размера меньше радиуса Шварцшильда, ее гравитационное поле станет невероятно мощным и исказит окружающее пространство таким образом, что получится ловушка, из которой ничто не сможет убежать. То же самое относится к Солнцу, Земле, читателю и автору этой книги и даже к печеным бобам. Радиус Шварцшильда для Солнца — около 3,2 километра, при его фактическом радиусе 695990 километров. Для человека радиус Шварцшильда имеет размер протона. Радиус Шварцшильда для самого протона — невообразимо крошечная величина. В те годы ученые сочли все это научной фантастикой. Они и представить себе не могли, что такое сжатие вообще возможно.

В 1926 году Эддингтон описывал, что случится со звездой при подобном сжатии: «кривизна окружающего пространства станет такой, что оно сомкнется вокруг звезды, оставив нас снаружи, то есть нигде». Звезда с радиусом меньше ее радиуса Шварцшильда сколлапсирует и навсегда останется бесконечно малой и бесконечно плотной, иными словами, попадет в состояние сингулярности.

В отличие от других ученых Оппенгеймер и Снайдер восприняли идею радиуса Шварцшильда вполне серьезно и применили ее к реальным звездам. И сделали удивительное открытие: при определенных условиях массивная звезда действительно может сколлапсировать до размера меньше радиуса Шварцшильда, втягивая в себя окружающее пространство и исчезая из поля зрения. Они впервые использовали термин «сингулярность Шварцшильда». Это означало, что свету необходимо бесконечно большое время, чтобы вырваться наружу.

Непонятное, мистическое, непостижимое, это решение абсолютно соответствовало тому, что ранее получил Чандра. Ведь его теория тоже утверждала, что финал эволюции звезд с массой выше определенной величины именно такова! Его ранние результаты нашли наконец свое подтверждение.

Работы Оппенгеймера и Снайдера породили интригующие вопросы, на которые сами авторы не смогли ответить. Представим себе наблюдателя, движущегося вместе со звездой, радиус которой сократился почти до размера радиуса Шварцшильда. Такой наблюдатель видит абсолютно иную картину, чем мы, находящиеся далеко от звезды: материя затягивается внутрь нее все быстрее и быстрее из-за сильного гравитационного поля вблизи границы этой области (граница называется горизонтом событий и определяется радиусом Шварцшильда)[54].

Но когда звезда оказывается за горизонтом событий, свет больше не может вырваться из нее. Мы, то есть удаленные наблюдатели, скажем, что эта звезда «замораживается». Из-за усиливающейся силы тяжести свет от нее идет до нас все дольше, и в конце концов мы увидим, что звезда не движется вообще и как бы застывает в пространстве и времени. «Звезды таким образом стремятся закрыть себя от любого общения с удаленным наблюдателем», — писали Оппенгеймер и Снайдер.

По иронии судьбы в 1939 году, в то же самое время, когда Оппенгеймер и Снайдер занимались своей новаторской работой, сам Эйнштейн пытался доказать, что «сингулярности Шварцшильда» в физической реальности не существует, поскольку «материя не может быть сосредоточена в столь малой области таким образом». Разумеется, утверждал он, звезды нельзя сжать до размера меньшего, чем радиус Шварцшильда. И великие ученые порой ошибаются. Как и большинство других, Эйнштейн отказывался даже думать о том, что звезды могут сколлапсировать полностью.

Между тем черные тучи сгущались над Европой. Нацизм и коммунизм влияли не только на судьбы науки, но и на жизни ее выдающихся представителей. Многие немецкие ученые вынуждены были бежать из гитлеровской Германии. Гениальные физики Бете, Бор, Эйнштейн, Ферми и выдающийся астрофизик Мартин Шварцшильд, сын Карла Шварцшильда, нашли убежище в США. Гамов и Теллер были «подарком» Соединенным Штатам от Сталина. Впервые наука стала играть важную роль в вопросах разработки новых видов оружия. В 1942 году Оппенгеймер начал полномасштабную вербовку для Манхэттенского проекта. Его цель заключалась в разработке атомной бомбы — оружия огромной разрушительной силы, способного уничтожить целые города. В свои тридцать восемь лет Оппенгеймер стал одним из самых старших ученых, занятых в проекте, — средний возраст его коллег был около двадцати четырех.

В 1941 году Чандра еще не был гражданином США, и поэтому у него возникли проблемы с допуском к оборонным работам. Его старый друг по Кембриджу Джон фон Нейман тогда ему очень помог. Чандра стал гражданским консультантом баллистической лаборатории отдела артиллерии на полигоне в Абердине, штат Мэриленд. Там он занимался вопросами баллистики, похожими на те, что решал в свое время Милн в Англии. Его очень заинтересовала физика ударных волн и механизмы переноса энергии. В 1942 году Чандра организовал коллоквиум по этой теме в Чикагском университете. Среди многочисленной аудитории были Юджин Вигнер (еще один блестящий венгерский физик, эмигрант, шурин Дирака) и Ферми. Они и многие другие ученые, участники Манхэттенского проекта, в скором времени исчезнут для всего мира, найдя убежище где-то на юго-западе США, и с ними можно будет общаться только посредством писем. Адрес их будет такой: п/о 1663, Санта-Фе, Нью-Мексико. Два года спустя Чандра начал получать письма в конвертах, на которых был указан именно этот адрес. Они были от Ханса Бете, ставшего главой теоретического отдела в Лос-Аламосе. Чандра не видел его с вашингтонской встречи в 1938 году. Первое письмо Бете отправил 20 марта 1944 года. Он писал: «Джонни фон Нейман просил у Вас узнать: не хотите ли Вы присоединиться к нашему проекту? Нам очень нужна Ваша помощь, и мы верим, что Вы сможете лучше других выполнить определенные расчеты, связанные с работой, которой Вы занимались в Абердине. Вы для нас самый подходящий человек, разбирающийся в проблемах такого рода, за исключением Джонни, который бывает здесь только часть времени. Знаете, тут работают многие Ваши друзья…»

Из-за глупейшей бюрократической волокиты Чандре удалось получить разрешение ехать в Лос-Аламос только в октябре 1944 года. К тому времени союзные войска продвигались с боями от нормандских берегов через Францию к Германии; поговаривали, что война может закончиться к Рождеству.

Чандра не любил, когда Лалита уезжала из их дома, а еще хорошо помнил расовую неприязнь, которую испытал в штате Мэриленд. «Даже на полигоне в Абердине я сталкивался с расовыми предрассудками в различной форме — в ресторанах и подобных местах, и поэтому мне очень не хотелось ехать на юг», — вспоминал он. В конце концов Чандра решил отказаться от предложения Бете и остаться в Йерксе. Однако ему было хорошо известно о том, что происходит в Лос-Аламосе на п/о 1663, он был в курсе новейших работ в ядерной физике и знал об «исчезновении» ведущих исследователей. Вскоре Бете повторил свое предложение. Он предполагал, что победа над гитлеровской Германией не за горами, но «работа здесь, скорее всего, продлится не менее чем до конца войны на Тихом океане, а возможно, и дольше». 6 августа 1945 года атомной атаке была подвергнута Хиросима, через три дня — Нагасаки. В интервью Чандра сказал, что первая атомная бомба была необходима, но вот вторая уже лишняя. Чандра пошел дальше: сначала он отрицал, что в решении о ядерной бомбардировке Японии присутствовал некий расистский подтекст, но затем добавил: «Думаю, если бы война в Германии не была закончена, вряд ли на нее сбросили бы атомные бомбы». Возникла неловкая пауза, а затем интервьюер нашел выход из создавшегося положения, предложив: «Вернемся к Вашим астрофизическим работам». Когда Чандра все-таки появился в Лос-Аламосе (это уже было в 1950-х годах), он начал работать над следующим поколением ядерного оружия — с взрывными характеристиками, очень похожими на взрыв сверхновой.

Глава 10

Сверхновые звезды в небесах и на Земле

Вспоминая бурные времена в Кембридже после 11 января 1935 года, Чандра удивлялся, что он никогда не чувствовал себя раздавленным или униженным. «Я решил, что не нужно все время доказывать, что я прав, а другие нет. Я писал книгу, формулировал свои взгляды и хотел бы не думать больше об этом». Именно так он и поступил. Менее чем за год Чандра написал свою первую книгу о белых карликах «Введение в изучение строения звезд», но вдохновение его угасло после бешеной атаки Эддингтона.

Чандре очень хотелось заниматься белыми карликами, ведь еще многое было не ясно. К примеру, что может произойти, если они вращаются или пульсируют. Однако Чандра считал, что, придерживаясь своей точки зрения, он, по существу, воюет с ветряными мельницами. Эддингтон никогда не изменит своего решения. Поэтому Чандра решил забыть о белых карликах. Позже он опубликовал «Принципы звездной динамики» — элегантное, очень сложное математическое исследование, касающееся равновесия галактик и солнечных систем, в котором всячески избегал белых карликов.

В 1939 году за эту крайне интригующую тему взялся Гамов. Он решил использовать новую ядерную физику Бете, в которой анализировалось излучение звезд и поворотный момент в их эволюции, наступающий после полного сгорания топлива и последующего старения. Гамов разработал сценарий эволюции, который предполагал, что излучение стабильных звезд растет до тех пор, пока они не сожгут весь свой водород. Затем они сжимаются, их свет тускнеет, и в конце концов они превращаются в белых карликов, если их масса меньше критической. Те же звезды, масса которых превышает предел Чандрасекара, взрываются, образуя сверхновую звезду, и в конечном итоге превращаются в нейтронные звезды. Вслед за Бете он пришел к выводу, что источник излучения тяжелых звезд, таких как красные гиганты, не водород. Гамов предположил, что эти образования — молодые звезды и излучают они благодаря гравитационному сжатию частиц газа, из которых состоят. В конце концов они тоже начнут сжигать водород, как и звезды с меньшей массой, и взорвутся, образуя фрагменты белого карлика.

Чандра прекрасно ориентировался в проблемах, связанных со стабильностью звезд. Его сильной стороной было определение момента, с которого звезда начинает коллапсировать. Он заметил ошибку в доказательствах Гамова. Проблема была очень сложной, и Чандра решил еще раз обратить свое внимание на белых карликов. Теперь уж — в последний раз.

Миллиарды лет, в течение которых звезда находится в своем расцвете, она сжигает водород в ядре и преобразует его в гелий, оставляя гелиевую «золу». Водород в центре горит первым, потому что именно там его концентрация максимальна, да и температура выше. Эта фаза называется горение водородного ядра. Когда ядра атомов водорода (протоны) объединяются, в результате процесса синтеза получается гелий, при этом высвобождается энергия, а водородное ядро постепенно превращается в гелиевое.

Гамов сделал сильное предположение, что звезда сжигает весь свой водород, но, по мнению Чандры, это означало, что у нее становится все более тяжелое гелиевое ядро. Это его озадачило. Он решил разобраться в проблеме вместе с бразильским аспирантом Марио Шёнбергом, который знал ядерную физику звезд лучше, чем Чандра[55].

Чандра и Шёнберг хотели понять, действительно ли это новое гелиевое ядро может оставаться стабильным без коллапса и взрывов в течение всего процесса горения водорода. Они получили неожиданный результат: гелиевое ядро достигает максимальной массы не коллапсируя, когда сгорает лишь 10 процентов водорода. (Это вошло в науку как предел Чандры — Шёнберга.) Но что же происходит потом?

Если общая масса звезды ниже верхнего предела Чандры, она заканчивает свою жизнь как белый карлик. Если нет, тогда (вспомним Милна) звезда должна выбросить достаточное количество вещества, чтобы ее масса оказалась ниже верхнего предела, а затем, пройдя через серию вырожденных ядер, достигнуть полностью вырожденного состояния. Существует только один способ сделать это — взорваться, то есть стать сверхновой. До сих пор Чандра и Шёнберг не рассматривали возможность коллапса звезды. Они предположили, что каким-то образом она превратится в белого карлика.

Чандра и Шёнберг показали, что звезды не так долго находятся в стабильном состоянии, как все думали. Следующий вопрос заключался в том, чтобы определить промежуточный этап, после которого они начинают превращаться в белых карликов или нейтронные звезды. Для ответа на этот вопрос они обратили свое внимание на звезды в звездных скоплениях.

В некоторых областях межзвездного пространства, называемых «туманностями», присутствует достаточное количество вещества для образования звезд. Большинство звезд родилось в этих звездных «яслях» примерно в одно и то же время. Как обнаружил Стрёмгрен, состояние звезды определяется ее массой и содержанием водорода, а внешний вид изменяется по мере его сгорания. На основе теоретических открытий Чандры и Шёнберга астрофизикам удалось построить модели звезд, в которых предполагалось, что после достижения предела Чандры-Шёнберга, то есть когда сгорает 10 процентов водорода звезды, в ее жизни начинается новый эволюционный процесс.

Как только звезда достигает предела Чандры-Шёнберга, ядро гелия начинает остывать. Давление излучения уменьшается, и теперь уже гравитация доминирует в «перетягивании каната» двумя противостоящими силами. Это приводит к тому, что гелиевое ядро сжимается и снова нагревается до такой степени, что уже и водородная оболочка, окружающая ядро, начинает гореть. Огромный внешний слой звезды расширяется, и звезда превращается в красный гигант. Таким образом, красные гиганты — это звезды в заключительной стадии эволюции, а не молодые, как предполагал Гамов. Они в 10-100 раз больше Солнца — шириной около 160 миллионов километров (радиус орбиты Земли вокруг Солнца) и в 100-1000 раз ярче.

Наше Солнце имеет запас водорода еще на 10 миллиардов лет, после чего оно превратится в красный гигант, увеличится в 200 раз, поглотит, испарив, Венеру и Меркурий, уничтожит океаны и атмосферу Земли, сделав ее абсолютно непригодной для жизни, и сожжет атмосферы остальных планет.

В красных гигантах, образованных из звезд, не более чем в восемь раз превышающих массу Солнца, потоки вещества внешних, охлажденных слоев, слабо удерживаемых гравитацией, уносятся в пространство, так что масса этих звезд уменьшается. А гелиевое ядро продолжает сжиматься, пока его температура не превысит 100 миллионов градусов Кельвина. В этот момент происходит возгорание ядра, затем возникают повторные возгорания, образуется ядро из углерода и кислорода и происходит выброс огромного количества горячего светящегося газа. Все это создает ослепительно красивую картину планетарной туманности.

Оставшееся углеродно-кислородное ядро, поверхность которого покрыта тонким слоем из водорода и гелия, и есть белый карлик. Вырожденное давление электронов создает твердое ядро, масса которого недостаточна для гравитационного коллапса, то есть тут горение предотвращает коллапс. Белый карлик сжигает почти все свое топливо, затухает и сжимается под действием сил тяготения, нагревающих эту звезду. Она не коллапсирует, так как ее масса меньше предела Чандрасекара. Белый карлик остывает, углерод и кислород кристаллизуются, и это космическое чудо, алмаз в небесах, угасает[56].

Во время войны Чандра мог обсуждать проблемы астрофизики только со студентами (вернее, студентками — их не призывали в армию), так как почти все его коллеги-ученые работали на оборону. В 1944 году Чандра начал изучать перенос излучения. В этом процессе излучение проходит через атмосферу звезды, где оно сначала поглощается атомами, а затем испускается или рассеивается. Он наслаждался, снова используя достижения британской школы математической физики, включая работы таких великих деятелей XIX века, как лорд Рэлей и Джордж Стокс. Чандра вывел несколько уравнений и описал ряд эффектов, которые потом были названы его именем. К 1948 году он смог облечь теорию переноса излучения в математическое выражение, полное элегантности и красоты. Результаты этой работы он описал в книге «Перенос лучистой энергии». В эти же годы Чандра с удовольствием занимался преподавательской деятельностью и много ездил. В Южной Индии он носил длинные хлопчатобумажные рубашки, а в Кембридже одевался как истинный англичанин. Этот стиль он сохранил и в Йерксе: зимой — темный костюм, летом светло-серый (один оттенок цвета стали даже называть «серый Чандры»), белую рубашку и неяркий галстук. Студенты вспоминали, что его фразы всегда отличались отточенностью формы — он говорил как типичный англичанин. Но больше всего они запомнили, как он писал на доске. В его тонкой аристократической руке мел был подобен кисти художника, символы его уравнений выглядели на доске невероятно изящно. Лекции Чандры были настолько тщательно продуманы и логичны, что его ученики впоследствии использовали их конспекты при работе уже с собственными студентами. Он записывал всю цепочку решения задачи в мельчайших подробностях и крайне редко ошибался. Его можно было критиковать только за то, что он уделял слишком большое внимание математическим методам в ущерб физическому смыслу уравнений — недаром некоторые его коллеги говорили, что курс Чандры должен называться «Математические методы». Основным критерием отбора аспирантов у Чандры было хорошее знание математики. При этом все считали его превосходным преподавателем.

В 1945 году Струве попросил Чандру стать заместителем главного редактора «Astrophysical Journal». Чандра согласился, а в 1952 году занял пост главного редактора. Он всегда настаивал на ясности изложения, говоря: «Плохое предложение не может быть исправлено — оно не должно быть написано». В связи с работой в журнале ему приходилось ездить в Чикаго, в издательство. Обычно он брал с собой нескольких студентов и во время поездки обсуждал какие-либо астрофизические проблемы. Чандра говорил: «Мы встретимся в 6.00 утра, плюс-минус пятнадцать минут. — И с улыбкой добавлял: — Для меня плюс или минус. Для вас — плюс». Четверг и пятницу он проводил в Чикагском университете.

К концу 1940-х годов работы Чандры получили международное признание. Примерно в это же время у него возник серьезный контакт с физиками Чикагского университета. Отдел астрономии организовал там несколько курсов для студентов, которые собирались защищать диссертации в Йеркской обсерватории. Струве попросил Чандру читать на первом курсе лекции под названием «Вопросы теории звездных атмосфер». Этот курс стал легендарным благодаря истории, которую рассказал президент университета Джон Т. Уилсон, представляя Чандру студентам перед его лекцией в 1975 году. Чандре она настолько понравилась, что он никогда не уточнял, как было на самом деле. Итак, история эта такова. Дважды в неделю в течение семестра 1948/49 года Чандра проделывал трудный трехчасовой путь на своей машине от Йеркса до Чикагского университета, где читал курс по астрофизике двум студентам — Цзундао Ли и Чженьнину Янгу. Янг был ассистентом преподавателя на физическом факультете и только что закончил диссертацию под руководством Теллера, а Ли был аспирантом Ферми и занимался исследованием структуры белых карликов. Эта была единственная в истории группа, все участники которой стали лауреатами Нобелевской премии. Ли и Янг получили ее в 1957 году за важные открытия в физике элементарных частиц — они обнаружили, что природа различает левое и правое[57]. Их профессору пришлось ждать своей премии еще двадцать шесть лет.

На самом деле, как рассказывал выдающийся астрофизик Дональд Остерброк, на курс к Чандре ходили несколько человек: Ли и Янг сидели в аудитории вместе с шестью студентами и самим Остерброком. Почти весь курс слушал бельгийский физик Марсель Шейн, занимавшийся исследованием космических лучей. Он был похож на известного профессионального борца по имени Ангел, поэтому все называли его «бельгийским ангелом». Он всегда сидел в первом ряду и неизменно засыпал, уронив голову на спинку стула и громко храпя. Чандра стоял прямо перед ним с выражением полного отвращения, но никогда не будил.

Для Чандры послевоенные годы были одним из самых счастливых периодов в его жизни. Но как писатель в поисках сюжета, он думал, чем заняться дальше после завершения работ по переносу излучения. Наконец в 1952 году он решил — следующей темой его исследований станет гидродинамическая и гидромагнитная стабильность, изучение перехода от нормального течения жидкости к сильно турбулентному, хаотичному потоку, например, как в джакузи, а также исследования условий создания магнитных полей с определенными характеристиками. Математика гидродинамических процессов очень сложна. Избранию темы этого нового для Чандры исследования способствовали контакты с университетскими физиками. Он уже далеко отошел от своих старых работ с белыми карликами. Помимо редакционных обязанностей в Чикаго, он посещал коллоквиумы на физическом факультете, где было много блестящих физиков, а также Институт ядерных исследований, возглавляемый Энрико Ферми.

Во время войны Ферми заинтересовался астрофизикой и захотел узнать о ней побольше. Он прослушал лекции Чандры и предложил ему поработать вместе. У Ферми был свой метод погружения в проблему: он любил поговорить с экспертами, а не углубляться в соответствующую литературу, а затем соотнести эти новые сведения со своими глубокими познаниями в физике. Казалось, Ферми относился к Чандре, по словам последнего, «как маэстро, получивший в подарок новое музыкальное произведение, которое он уверенно исполнит». Чандра и Ферми резко отличались друг от друга не только в подходе к решению физических задач. В своем безупречном костюме и галстуке Чандра держался сдержанно и официально, в то время как общительный, непосредственный Ферми частенько обедал вместе со студентами, поедая хотдоги в местной закусочной, и ходил с засученными рукавами и без галстука. Невысокий и коренастый, улыбчивый, с легкими итальянскими манерами, он был очень популярен среди университетской публики. Казалось, ему все удается легко, играючи. У него был природный дар — он умел понять общую картину и сделать почти все выводы на основании простых уравнений. Книжные шкафы ученых обычно заполнены всевозможной литературой, а у Ферми в кабинете была только одна книга — таблицы интегралов.

В 1953 году Чандра и Ферми написали две статьи по магнитным полям в спиральных галактиках. Это было поистине блестящее сотрудничество. Сильная сторона Чандры заключалась в способности терпеливо искать элегантные математические методы для решения задачи. А Ферми, наоборот, математика мало волновала, зато он глубоко чувствовал физику явлений. Их первая статья была написана в основном Ферми и содержала лишь несколько уравнений. Во второй, написанной Чандрой, было множество уравнений и очень мало слов.

Между тем атмосфера в Йерксе стала ухудшаться. С самого начала своей работы здесь Чандра испытывал антипатию к Струве. Впоследствии Чандра считал, что в Йерксе к нему относились несправедливо. Он обнаружил, что Койпер и Стрёмгрен были приняты на работу в качестве доцентов, а он просто как научный сотрудник. Им повысили зарплату и предоставили постоянную должность на следующий год, в то время как Струве назначил Чандру доцентом и без увеличения заработной платы. Прошло шесть лет, прежде чем он получил статус адъюнкт-профессора, а полным профессором стал только в 1944 году. Оказалось, что у Струве был повод для приглашения Чандры на невысокую должность. Дабы Йеркс стал первоклассной астрономической обсерваторией, Струве нужны были талантливые молодые сотрудники, независимо от их гражданства. Но чтобы пригласить Чандру, ему пришлось бороться с глубоко укоренившимися расовыми предрассудками. Они были очень сильны в Чикаго и в Чикагском университете. Им были не чужды многие ведущие сотрудники, в частности Генри Дж. Гейл, декан физического факультета, и Гилберт Эймс Блисс, знаменитый математик и глава математического факультета. Оба были настроены решительно против нового коллеги, темнокожего индийца. Однако математической группе, выполнявшей работу для Струве, все труднее было справляться со своими задачами. И тогда Струве пренебрег мнением титулованных коллег и настоял, чтобы Роберт Мейнард Хатчинс, президент университета, поддержал его решение о принятии Чандры. Это разъярило Гейла. Он заставил Струве дать обещание, что Чандра никогда не появится на территории кампуса Чикагского университета, но Струве проигнорировал и это. Гейл вышел в отставку в 1940 году, а других профессоров национальная принадлежность Чандры не раздражала.

Белых Койпера и Стрёмгрена американские астрономы знали намного лучше, чем Чандру, и ничто не препятствовало их профессиональному росту. Поэтому-то для Струве было легко добиться их приглашения на работу в обсерваторию и дать им место доцентов, более высокое, чем то, что было предложено Чандре.

Рассел и Шепли предупреждали Чандру о том, что в Чикаго сильны расовые ограничения, и советовали ему принять предложение Гарварда. Шепли опасался, что радикальные политические взгляды Чандры будут неприемлемы в достаточно консервативной атмосфере Чикаго. Зная о визите Чандры в Россию в 1934 году, Шепли даже предупреждал Струве о том, что Чандре близки коммунистические воззрения. Многие люди воспринимали острую реакцию Чандры на расизм в Англии по отношению к индийцам как проявление его радикализма. Но Хатчинс, человек чрезвычайно либеральных политических взглядов, ясно дал понять Струве, что Чандра представляет интерес для университета как блестящий специалист. Высокий и красивый, Хатчинс был прирожденным харизматическим лидером. Он стал президентом университета в 1929 году, когда ему было всего 30 лет. Несмотря на молодость, он уже проявил себя как энергичный администратор в должности декана юридической школы в Йельском университете. Он находился на посту президента Чикагского университета до 1945 года, а затем был ректором — до своей отставки в 1951 году. Университет стал одним из лучших учебных заведений мира во многом благодаря ему.

Чандра узнал о благородной позиции Хатчинса только в 1960-х. В то время поднялась волна протеста против расовой сегрегации, и в своей публичной лекции Хатчинс с прискорбием признал, что даже в священных залах университета не обошлось без расизма. Он привел два таких позорных случая, произошедшие в Чикагском университете в пору его президентства. И один из них — когда глава одного научного департамента был против назначения астронома-теоретика, так как тот был индийцем и темнокожим. Это выступление всколыхнуло всю страну.

Чандра и Хатчинс поддерживали тесный контакт на протяжении многих лет. Когда Хатчинс объявил о своем уходе, Чандра написал ему, что «его отставка — большая беда для университета». Хатчинс ответил: «Мой уход — отнюдь не катастрофа. Вы это увидите. И я очень горжусь, что когда-то помог Вам получить тут работу». На торжественном собрании, устроенном по случаю отставки, все студенты стремились пожать Хатчинсу руку. Редкий президент университета мог похвастаться такой популярностью…

В 1946 году Чандре предложили должность профессора в Принстоне в качестве преемника Рассела с зарплатой в два раза больше, чем в Чикаго, и он с готовностью согласился. Однако Хатчинс уговорил его тогда остаться. Быть преемником такого человека, как Рассел, — большая честь, но правильнее начать свою собственную исследовательскую программу, а не продолжать чужую. Чтобы проиллюстрировать свою мысль, он попросил Чандру назвать преемника лорда Кельвина в Университете Глазго. Чандра не смог этого сделать. А потом Хатчинс предложил Чандре должность профессора с зарплатой, сопоставимой с той, что ему предложили в Принстоне. Шесть лет спустя его повысили еще раз.

В 1951 году Ферми предложил Чандре оставить Йеркскую обсерваторию и работать на физическом факультете Чикагского университета. В последующие годы Чандра лишь изредка преподавал в Йерксе. Его научные интересы уже были далеки от астрофизики. В 1959 году Чандрасекар снял дом недалеко от университета, куда окончательно переехал с Лалитой из Йеркса. После внештатной работы на физическом факультете в течение двенадцати лет, Чандра наконец — в 1964 году — стал официальным сотрудником университета. В том же году они с Лалитой купили квартиру в городе.

Ферми хотел, чтобы Чандра работал и в Институте ядерных исследований, хоть и связанном с физическим факультетом, но достаточно самостоятельном заведении. Его сотрудники проводили различные конференции, сначала ограничиваясь химией и физикой, затем круг проблем расширился до астрофизики, астрономии, геофизики и математики. Ферми собрал в своем институте большое число талантливых людей. Позже сюда приехали и многие выдающиеся ученые из Лос-Аламоса. Тут трудились несколько нобелевских лауреатов: сам Ферми, который получил Нобелевскую премию еще в 1938 году, а также три других нобелевских лауреата: Мария Гепперт-Майер, Гарольд Клейтон Юри и Уиллард Франк Либби[58]. После смерти Э. Ферми в 1954 году институту было присвоено его имя.

Роджер Хильдебранд, тогда еще молодой сотрудник, вспоминал пятидесятые годы как золотой век чикагской науки: в институте «был энтузиазм, страсть к познанию, ни грамма снобизма, обсуждался весь спектр физической науки, все было интересно». Особой популярностью у институтской публики пользовались четверговые семинары под руководством Грегора Вентцеля. Физик немецкого происхождения Грегор Вентцель работал в университете с 1948 года, и его профессиональная репутация была безупречной. После завершения диссертации под руководством Зоммерфельда, он сотрудничал с Гейзенбергом и Паули и получил важные результаты в физике элементарных частиц. Чандра очень с ним подружился — настолько, что даже разрешал Вентцелю курить в его присутствии огромные сигары.

У каждого из институтских светил было свое личное кресло в семинарском зале. Если кто-нибудь, не дай бог, случайно садился на одно из них, то «владелец» вставал рядом и начинал пристально смотреть на сидящего. Это приводило в смятение юных сотрудников. Когда наступало затишье в обсуждении, Вентцель мог обратиться к одному из молодых ученых и спросить: «Ну и что ты думаешь об этом выступлении?» Хильдебранд вспоминал: «В этом случае, черт побери, обязательно надо было сказать что-нибудь хорошее, а не то вам бы не поздоровилось!»

В 1949 году Эдвард Теллер, старый друг Чандры, покинул Чикаго и вернулся к оборонным работам в Лос-Аламосе. Так получилось, что новая область интересов Чандры — гидродинамическая и гидромагнитная устойчивость, а также его репутация в области переноса излучения — оказались как никогда актуальными для создания нового оружия, бомбы настолько мощной, что по сравнению с ней те, что были сброшены на Японию, выглядели лишь пиротехническими игрушками. Этим новым оружием была водородная бомба, и для ее разработки требовалось знание физики звезд. Теллер решил привлечь Чандру к этому проекту.

Взрывы атомной, а тем более водородной бомбы подобны взрыву звезды, при котором происходит интенсивное излучение. Если оно сразу же вырвется наружу, то звезда сгорит очень быстро, а если процесс излучения заторможен, звезда взорвется преждевременно. Таким же образом, при разработке водородной бомбы важно было задержать излучение, чтобы инициировать почти все ядерное топливо, а затем позволить излучению выйти как можно быстрее. Вот почему изучение условий создания стабильного потока излучения и сопротивления среды, через которую оно проходит, очень важно и для разработки бомб, и для исследования звезд. Гидродинамическая и гидромагнитная устойчивость — необходимое условие для создания бомб, важнейшее при исследовании возникновения ударных волн и их использования для сжатия вещества. Познания Чандры в этой области оказались крайне полезными.

Еще в 1934 году, в Риме, Ферми задумывался о возможности получения радиоактивных элементов при бомбардировке нерадиоактивных элементов нейтронами. Одноименно заряженные частицы отталкиваются, поэтому положительно заряженные частицы с трудом проникают в ядра. До открытия нейтрона для обстрела ядер использовались альфа-частицы (ядра атомов гелия), состоящие из двух протонов и двух нейтронов и имеющие положительный заряд. Однако ядра тяжелых элементов содержат множество протонов и имеют огромный положительный заряд, так что альфа-частицы должны иметь очень большую энергию, чтобы проникнуть в ядро. Зато нейтроны не имеют электрического заряда, а потому они — идеальные «снаряды» для бомбардировки атомов и проникновения непосредственно в их ядра.

И тогда — это был вполне логический шаг — Ферми решил понять, что случится с радиоактивным элементом ураном, если подвергнуть его нейтронной бомбардировке. Как же он был изумлен, когда оказалось, что в результате экспериментов он получил элементы тяжелее урана, самого тяжелого из всех, существующих на Земле! Новые элементы были высокорадиоактивны и распадались на стабильные, более легкие элементы в течение времени от нескольких минут до нескольких миллионов лет, и именно поэтому на Земле они не встречались[59]. В 1938 году Ферми получил Нобелевскую премию за создание радиоактивных элементов с помощью нейтронов и обнаружение элементов тяжелее урана. Ферми был выдающимся и экспериментатором, и теоретиком, что невероятно редко для современной науки.

Эксперименты Ферми привели к потрясающему открытию. Это случилось, когда мир уже стоял на пороге войны. Изучая результаты, полученные великим итальянским ученым, некоторые немецкие физики поняли, что он не просто создал новый элемент, а сумел расщепить ядро атома урана[60]. Как только нейтрон влетает в ядро урана, состоящее из 146 нейтронов и 92 протонов, оно тут же начинает, пытаясь выгнать «нарушителя спокойствия», вибрировать, дрожать, как капля воды. Сначала оно вытягивается и принимает форму гантели, а затем распадается на две части, как амеба при делении. Это и есть процесс деления ядер, и происходит он в ничтожную долю секунды. При распаде ядра урана возникает два элемента — барий и криптон. Общая масса новых частиц, однако, немного меньше, чем у нейтрона плюс атом урана. Этот «дефект массы» превращается в энергию, как и предсказано в уравнении Эйнштейна E = mc^2. Незначительное количество недостающей массы умножается на огромное число — квадрат скорости света (300000×300000), что приводит к выделению колоссального количества энергии. Два новых элемента, барий и криптон, получаются радиоактивными. В результате деления урана появляется не менее двух нейтронов, которые затем могут столкнуться с другими ядрами урана, что ведет к неконтролируемой цепной реакции и взрыву. Но чтобы это произошло, необходима критическая масса урана — примерно 10 килограммов, если же его будет меньше, взрыва не получится.

Узнав о расщеплении атома, великий датский физик Нильс Бор сразу понял, какие ужасающие последствия может вызвать огромное количество энергии, выделяемое при взрыве. Вероятно, он вспомнил изобретателя динамита Альфреда Нобеля, который надеялся, что динамит будет использоваться исключительно в мирных целях, но… Как и в случае с динамитом, думал Бор, кто-нибудь наверняка придумает, и очень скоро, как применить расщепление ядра для создания нового, смертельного оружия.

В сентябре 1941 года Теллер, сидя в кабинете Ферми в нью-йоркском Колумбийском университете, горячо обсуждал с итальянским ученым возможность создания атомной бомбы. Теллер считал, что атомная бомба будет иметь ограниченную мощность, так как критическая масса создает верхний предел для количества ядерного топлива. Чем мощнее устройство, тем быстрее оно взорвется. Максимальная взрывная мощность атомной бомбы — около 1 мегатонны в тротиловом эквиваленте, а ведь даже чайная ложка тротила способна вызвать огромные разрушения. Ферми предположил, что атомную бомбу можно использовать для создания температуры, необходимой для начала процесса слияния атомов водорода — термоядерной реакции, что позволит сделать водородную (термоядерную) бомбу. Такая бомба — модель эволюции звезд, потому что именно слияние атомов водорода является источником их энергии. В отличие от атомной, для термоядерной бомбы не существует критической массы и, следовательно, нет верхнего предела мощности. Как огонь в камине, она горит тем ярче, чем больше топлива. И взрывная ее сила ничем не ограничена.

Сначала Теллер в это не поверил. Но год спустя, когда разработка атомной бомбы была уже в полном разгаре, он вспомнил об идее Ферми. Первоначальные расчеты показали, что атомная бомба может создавать температуру до 10 миллионов градусов, а из данных о физике звезд Теллер знал, что этого достаточно для реакции термоядерного синтеза. По сравнению с атомной бомбой топливо для термоядерной бомбы стоило гроши. Стоимость дейтерия, извлеченного из воды, — несколько пенсов за грамм, в то время как изотоп урана, необходимый для деления ядер, чрезвычайно дорог[61]. Термоядерную бомбу немедленно назвали «супербомбой». «Это страшная вещь», — такова была первая реакция Бете. Для Теллера супербомба стала навязчивой идеей. «Что-то изменилось в нем после того, как он присоединился к Лос-Аламосскому проекту», — вспоминал его старый друг Гамов.

Теллер появился в Лос-Аламосе в апреле 1943 года, и тут же там возникли проблемы. Сначала Теллер был оскорблен тем, что Оппенгеймер назначил руководителем теоретического отдела Бете, а не его. Группа Теллера решала только задачу создания атомной бомбы, в которой расщепляющийся уран сжимался в процессе, называемом имплозией (взрывом, направленным внутрь), и не занималась супербомбой. Толмен предположил, что делящееся вещество с массой чуть ниже критической тоже может взорваться, если его достаточно сильно сжать и вызвать цепную реакцию. Для создания имплозии ученые поместили химическое взрывчатое вещество внутрь полой сферы вокруг содержащегося в центре делящегося вещества и взорвали его. В результате серия концентрических ударных волн, движущихся внутрь, сдавливала делящийся материал, пока он не становился достаточно плотным для начала цепной реакции. Все это было невероятно интересно, но сердце Теллера было по-прежнему отдано водородной бомбе, а не атомной, и потому он постоянно пребывал в дурном настроении. Однако Оппенгеймер не собирался терять такого креативного человека, как Теллер. В 1944 году он все же разрешил ему начать работу над супербомбой.

Создавая атомную бомбу, ученые проделали множество экспериментов, чтобы определить возможности каждой конкретной конструкции. Но для водородной бомбы необходимо было создать особую атомную бомбу, которая подожгла бы ее, — такой эксперимент был невозможен. Математические модели — это все, что Теллер и его группа были в состоянии сделать. По этим моделям можно было рассчитать идеальную конфигурацию атомной бомбы и материалов, которые создадут температуру, необходимую для начала термоядерной реакции. Но эти расчеты оказались слишком сложны для механических счетных машин, предоставляемых IBM во время войны. В 1945 году в Пенсильванском университете была построена ЭНИАК, по тем временам самая быстрая в мире электронно-вычислительная машина, кое-как она справлялась с расчетами. А вскоре и она устарела, а потому в 1949-м была заменена ЭВМ МАНИАК[62]. Еще одну вычислительную машину построили в Институте перспективных исследований в Принстоне, на основе идей физика Джона Арчибальда Уилера. Ветеран Манхэттенского проекта и один из его ведущих ученых, Уилер был недоволен темпом работ над супербомбой в Лос-Аламосе. Он написал главе департамента физики в Принстоне, что «термоядерные исследования включают в себя исследования в областях, являющихся сильной стороной Принстона, — ядерной и атомной физики, астрофизики и гидродинамики». Так Принстон стал вторым центром разработки водородной бомбы.

Несмотря на свои крайне правые антикоммунистические взгляды и высокомерное поведение, Уилер был одним из самых выдающихся физиков того времени. Он провел большую часть войны в Хэнфорде, штат Вашингтон, занимаясь реакторами по производству плутония — расщепляющегося вещества, альтернативного урану-235[63].

В январе 1939 года Бор приехал в Нью-Йорк, встретился с Уилером, работы которого хорошо знал, и сразу же предложил ему заняться исследованиями в новой области — делении ядер, изучить это явление и понять пути его использования.

Уилер, как и Теллер, считал, что крайне важно приступить к следующему этапу развития ядерного вооружения — созданию супербомбы. Главным их оппонентом был Оппенгеймер, который не хотел давать санкцию на разработку бомбы более мощной, чем атомная. Как председатель генерального консультативного комитета Комиссии по атомной энергии США, он обладал огромным влиянием. Его отношения с Теллером становились все более напряженными.

Теллер хотел сразу же начать с мегатонной бомбы, которая затмит все эти атомные карлики, сброшенные на Хиросиму и Нагасаки. Для расчета параметров классической супербомбы Теллера — атомной бомбы, присоединенной к одному концу трубы с жидким дейтерием, была использована вычислительная машина ЭНИАК. Тепло от деления при взрыве бомбы должно двигаться вниз по трубе, вызывая реакцию синтеза дейтерия; расчетная мощность такой бомбы составляла 10 мегатонн. (На Хиросиму была сброшена бомба «Малыш» с эквивалентом 20 тысяч тонн тротила.) Другой конструкцией Теллера была полусферическая бомба с концентрическими оболочками из дейтерия и веществ, способных к ядерному делению. Он назвал ее «Будильник», так как она должна была разбудить весь мир. Но предварительные расчеты Теллера показали, что эта бомба не получится очень мощной, и он оставил этот проект.

29 августа 1949 года Советский Союз провел успешные испытания своей атомной бомбы, известной на Западе под названием «Джо № 1». Это была почти точная копия бомбы «Толстяк», сброшенной на Нагасаки, в которой использовался механизм имплозии, взрыва, направленного внутрь. Русские узнали о конструкции бомбы благодаря Клаусу Фуксу, тридцативосьмилетнему немецкому ученому-эмигранту, который приехал в Лос-Аламос в 1942 году. Там он занимал должность столь важную, что имел доступ к особо секретной информации, которую и передавал в СССР. По иронии судьбы Фукс вошел в состав группы разработки имплозии вместо Теллера. 23 сентября президент Гарри Трумэн сделал краткое публичное заявление: «Мы имеем достоверные сведения, что в течение последних недель в СССР был произведен атомный взрыв». С монополией США на ядерное оружие было покончено — об этом трубили все газеты мира. В США поднялась паника. Какой должна быть реакция американских властей? Официальная дискуссия была проведена в обстановке высокой секретности. Часть научного сообщества согласилась с членами Комиссии по атомной энергии США — было ясно, что Советский Союз будет создавать супербомбы и попытается сделать это раньше всех. Внезапно ситуация резко изменилась. Создание супербомбы стало одной из самых главных задач американских ученых.

Большинство в комитете конгресса под председательством Оппенгеймера выступало против участия в гонке вооружений. Но влиятельные и красноречивые Теллер и Гамов поддержали создание супербомбы. Обсуждение этого вопроса, в котором участвовали известные конгрессмены и сенаторы, длилось целый день. Чашу весов склонило то, что Фукс знал детали теллеровской конструкции супербомбы, в частности «Будильника». 31 января 1950 года Трумэн объявил миру, что Соединенные Штаты приступили к реализации проекта по созданию водородной бомбы. Гонка ядерных вооружений началась. Теллер предложил Оппенгеймеру участвовать в работах по супербомбе, но тот наотрез отказался. Оппенгеймер был уверен, что советские ученые не почерпнут ничего полезного из информации Фукса, поскольку расчеты показали: классическая супербомба Теллера — неудачный вариант. Ее разработчики зашли в тупик, и Оппенгеймер утверждал, что она — миф.

Но в декабре 1950 года математика Станислава Улама посетило вдохновение. Он работал в лос-аламосской группе Теллера над супербомбой с 1943 года. Родившийся в 1909 году в польском городе Лембурге (сейчас это — украинский Львов), Улам был ярким представителем довоенной польской математической школы. Кандидатскую диссертацию он написал под руководством всемирно известного Стефана Банаха. Смуглый, с прекрасными манерами, неизменно элегантный, Улам казался невероятно уверенным в себе человеком. В Лос-Аламосе все вскоре стали называть его Стэном. В 1934 году, чувствуя близость нацистского нападения, Улам начал поиск зарубежных научных контактов. Путешествуя по Европе, он остановился в Кембридже, где знакомство с Эддингтоном и Чандрой произвело на него огромное впечатление. Позднее Улам и Чандра встретились снова, в Лос-Аламосе, когда Чандра был консультантом по теории турбулентности и по другим гидродинамическим проблемам. Однажды Улам вдруг понял, что ключом к решению проблемы супербомбы был бы направленный внутрь взрыв, точно такой, какой предсказывал Чандра для белых карликов, а впоследствии Оппенгеймер и Снайдер. Улам предположил, что при взрыве атомной бомбы возникнет поток нейтронов, который создаст ударную волну. Для ее формирования атомная бомба (первая ступень) должна быть отделена от термоядерного топлива (второй ступени). Улам рассказал Теллеру о своей идее в конце января 1951 года. И тот почти сразу понял, что Улам натолкнулся на нечто совершенно новое. Атомная бомба создаст не только поток нейтронов, но и мощное рентгеновское излучение. Теллер хорошо знал, что очень трудно сфокусировать ударную волну нейтронов для сжатия термоядерного топлива, зато рентгеновское излучение может быть сфокусировано, кроме того, оно достигнет второй ступени раньше нейтронов, потому что электромагнитная волна движется быстрее, чем любая частица, имеющая массу. Теллер и Улам предложили использовать для сжатия второй ступени излучение. Так возникла схема Теллера — Улама — базовая конструкция для всех термоядерных бомб. Детали ее до сих пор засекречены, но общая идея заключается в том, что атомная бомба при взрыве генерирует рентгеновские лучи, которые используются для сжатия термоядерного топлива и начала термоядерной реакции (синтеза водорода). В результате возникает мощный взрыв, как и в случае со звездой, сжатой под действием силы тяжести. Схема казалась вполне реальной, и нужно было действовать быстрее, так как русские наверняка тоже не дремали. Даже Оппенгеймер, который был откровенно против производства водородных бомб, признал, что схема Теллера-Улама — «техническая конфетка».

В 1952 году работа над созданием бомбы в основном была завершена. Испытания прошли 1 ноября на острове Элугелаб атолла Эниветок, в 4600 км к западу от Гавайских островов. Мощность бомбы, которую назвали «Майк», оказалась больше, чем все предполагали, — около 10 мегатонн. При взрыве появился огненный шар более пяти километров в поперечнике, способный полностью разрушить Нью-Йорк, изжарив большинство его жителей и разорвав остальных на куски. В миллиардную долю секунды в огненной сфере «Майка» возникли все элементы, которые встречаются во Вселенной, а также искусственные. Зато Элугелаб исчез полностью. Но осталась одна проблема: «Майк» еще не был оружием, так как отсутствовал кожух для упаковки компонентов бомбы, находившихся в огромном холодильнике. Вся бомба, точнее, некое огромное устройство, весила 65 тонн. Два года спустя было сделано так, что ее уже можно было перевозить на самолете. Новую бомбу — «Браво» — испытали в марте 1954 года. Взрыв получился еще мощнее — 15 мегатонн, и вызвал появление огненного облака диаметром более 7 километров.

Тем временем в Советском Союзе физики работали над созданием своей атомной бомбы. «Оставь физиков в покое. Мы всегда сможем расстрелять их позже», — говорил Иосиф Сталин главе НКВД Лаврентию Берия, директору ГУЛАГа и организатору чисток, во время которых погибли сотни тысяч невинных граждан. И наверняка советские физики тоже были бы репрессированы, но Сталин понял, что ученые ему очень пригодятся в будущих столкновениях с Западом. Он потребовал немедленных результатов по разработке нового оружия. Берия сам следил за ходом создания бомбы. Первая атомная бомба, созданная в СССР, была копией плутониевой бомбы «Толстяк», конструкцию которой передал СССР Клаус Фукс. Далее советские ученые попытались создать водородную бомбу по образцу теллеровской супербомбы. Работы шли в закрытом научном центре, в городе Сарове в 400 километрах к востоку от Москвы, известном как Арзамас-16 или «Лос-Арзамас».

Ведущими советскими учеными, которые занимались разработкой ядерного оружия, были Андрей Дмитриевич Сахаров и Яков Борисович Зельдович. Как Гамов и Теллер, внешне они очень отличались друг от друга. Сахаров был высоким и худым, всегда в черном, погруженный в себя. Его научные исследования прервала Вторая мировая война. Только в 1947 году в 27 лет он защитил диссертацию — по ядерной физике — и был немедленно введен в команду, изучавшую возможность создания ядерного оружия, которую возглавлял с Зельдовичем[64].

Это был человек могучего телосложения, смуглолицый, с коротко остриженными волосами и высоко поднятой головой. Он обладал очень уверенным и напористым характером, благодаря чему возникало ощущение, что он гораздо выше ростом, чем на самом деле. Зельдович был фанатом спорта. В ходе обсуждения астрофизических проблем он мог вдруг предложить коллегам парочку физических упражнений. Спортзал в Москве было не так легко найти, поэтому Зельдович придумывал такие развлечения, как игра с набивным мячиком в подъезде жилого дома. Смелый, остроумный и дерзкий, он был душой любой компании и любимцем женщин.

Он окончил школу в 1929 году, в возрасте 15 лет, и устроился на работу лаборантом. В 1931 году он как-то пришел в знаменитый Физико-технический институт в Ленинграде. Профессора были поражены глубиной знаний молодого человека и пригласили его на работу в институт. В течение следующих десяти лет, еще будучи студентом, он читал лекции в институте о последних достижениях квантовой физики. В 1934 году он стал аспирантом в Институте химической физики, в 1936 году защитил кандидатскую диссертацию, а в 1939-м — докторскую. Это было поразительно, ведь Зельдович был по сути самоучкой! Он многое сделал в науке, а его блестящие работы по ударным волнам, газовой динамике и ее применению к взрывам не потеряли свою актуальность до сих пор.

В июне 1941 года, в начале Великой Отечественной войны, Зельдович занимался цепными реакциями в уране, но вскоре вернулся к работе с обычными взрывчатыми веществами. Он сыграл важную роль в создании знаменитых ракет, легендарных «катюш», наводивших ужас на немцев. В 1943 году советское правительство решило приступить к разработке собственного ядерного оружия. Я. Б. Зельдович возглавил одну из нескольких конкурирующих проектных групп. Часть исследований проводилась в университетах, в частности в Московском государственном университете, где работал Ландау. Команде Сахарова поначалу поручили проверять и уточнять расчеты Зельдовича. Такая второстепенная роль возмущала молодых физиков.

Если первая русская атомная бомба была создана благодаря Фуксу, то первую водородную бомбу в СССР, похожую на «Будильник» Теллера, советские физики сделали уже сами. Ее испытания прошли 12 августа 1953 года на Семипалатинском полигоне. Мощность бомбы оказалась равной 0,4 мегатонны — всего лишь в десять раз больше, чем американские атомные бомбы, сброшенные на Японию. Этого было мало. И тогда ученые стали искать конструктивные решения для создания высокоэффективной бомбы, способной конкурировать с «Майком»[65].

В те годы Зельдович параллельно занимался физикой элементарных частиц и астрофизикой. Работая с ним, Сахаров прочитал массу статей по газовой динамике и астрофизике и понял, что физика звезд и физика ядерного взрыва имеют много общего. Сахаров читал статьи по коллапсу звезд, написанные ведущим теоретиком Советского Союза Львом Ландау, который в 1932 году независимо от Чандры открыл верхний предел для масс стабильных белых карликов, а в 1938 году рассчитал минимальную массу, необходимую для образования нейтронного ядра внутри звезды.

В 1934 году на лекции Чандры в Пулковской обсерватории в Ленинграде Зельдович впервые услышал о взрывах звезд и о том, что звезды могут коллапсировать. Уилер вспоминал, как работающие над имплозией ученые стали искать «астрономические технологии». И в Лос-Аламосе и в «Лос-Арзамасе» всем было ясно, что высокая температура, возникающая при термоядерных реакциях, привела к развитию физики высоких давлений и высоких температур.

Весной 1954 года А. Д. Сахаров и Я. Б. Зельдович наконец-то полностью разобрались с конструкцией Теллера — Улама. Благодаря советским высокоскоростным компьютерам работа шла очень быстро. 22 ноября 1955 года в Советском Союзе прошли испытания бомбы, которую уже можно было перевозить. Она имела мощность 1,6 мегатонны. Надо сказать, что мощность бомб постоянно наращивалась, и 30 октября 1961 года была взорвана 50-мегатонная бомба, получившая название «Царь-бомба». Она и по сей день остается мощнейшим ядерным оружием, когда-либо взорванным на Земле[66].

Пара Сахаров-Зельдович во многом походила на пару Улам-Теллер. Улам и Сахаров интересовались вычислительными аспектами физики, а Теллер и Зельдович более полагались на интуицию и старались избегать детальных расчетов. «Зельдович видел решение многих проблем без долгих расчетов», — вспоминает его бывший студент и сотрудник Сергей Блинников.

В 1962 году Ландау попал в автомобильную катастрофу, после которой уже не мог полноценно работать, и Я. Б. Зельдович стал бесспорным лидером советской теоретической физики. Он был автором десятков книг и статей. Стивен Хокинг, один из самых знаменитых в мире ученых-астрофизиков, встретив Зельдовича, был поражен, узнав, что это — один человек; на Западе считалось, что под его именем работает группа авторов, иначе как можно было объяснить такую феноменальную производительность труда? В знак признания научных достижений и вклада в советскую атомную программу Я. Б. Зельдович был удостоен звания лауреата Ленинской премии и трижды — Героя Социалистического Труда[67].

Принимавшие участие в военных исследованиях ученые никогда не забывали полученных уроков. Возьмем, к примеру, Роберта Кристи. Его вклад в разработку бомбы, сброшенной на Нагасаки, настолько велик, что ее часто называют «Устройство Кристи». Во время отпуска (он работал в Калифорнийском технологическом институте) в 1960 году Кристи решил «узнать что-нибудь о звездах» в Принстоне. И понял, что «математический подход в науке о звездах очень похож на тот, что мы разрабатывали в Лос-Аламосе во время войны. Я подумал, что теорию направленного внутрь взрыва, используемого в атомных бомбах, можно применить к определенным видам переменных звезд». Он восхищался работами Эддингтона и решил дополнительно изучить механизм, объясняющий свойства цефеид — переменных звезд. «Я всегда считал Эддингтона физиком, — писал он, — но на самом деле он великий астрофизик». Кристи был в восторге, когда Королевское астрономическое общество присудило ему за вклад в науку медаль имени Эддингтона.

Уилер также в полной мере осознавал тесную связь между бомбами и звездами. В начале 1950-х годов, воспользовавшись возможностями компьютера МАНИАК, он намеревался не больше не меньше как решить фундаментальную проблему физики — «судьбу больших масс материи». Он решил выяснить, что происходит с очень холодной материей. Под «холодной материей» он подразумевал ядро сгоревшей звезды, отдавшее последние остатки энергии. Уилер написал уравнения состояния для холодного вещества, учитывающие большие изменения плотности, принципы общей теории относительности и все, что было тогда известно о ядерных силах. Уилер участвовал в разработке атомных и водородных бомб и занимался исследованиями в области ядерной физики вместе с Бором (в конце 1930-х годов). Это дало ему возможность рассмотреть поведение вещества в широких интервалах температур и давлений. С ним работали два аспиранта — Б. Кент Харрисон и Масами Вакано. Они ввели в свои уравнения состояния данные о практически всех известных звездах. МАНИАК позволил им провести детальное исследование эволюции большого количества звезд, что без компьютера было бы невозможно. И Уилеру и его команде удалось получить поистине удивительные результаты. Стало ясно, что звезды с массой меньше предела Чандрасекара превратятся в белые карлики; сгоревшие звезды с большей массой будут продолжать сжиматься, пока не станут нейтронными звездами. Никаких промежуточных вариантов не оказалось.

Харрисон, Вакано и Уилер первыми занялись детальным исследованием эволюции звезд с массой более чем в восемь раз больше массы Солнца. (Их результаты используются и сегодня.) Большая гравитация такой массивной звезды создает гораздо более высокую температуру, чем внутри Солнца, и для сжигания водорода понадобится гораздо меньше времени — около 10 миллионов лет, после чего звезда начинает угасать. Первое, гелиевое, ядро охлаждается, начинает сжиматься, и под давлением гравитации температура поднимается снова до величины, при которой начинает выгорать гелий. Еще через миллион лет гелий выгорит, в результате чего образуется углеродное ядро, окруженное слоями водородного и гелиевого «пепла». Оно, в свою очередь, начинает охлаждаться, а затем сжиматься, температура поднимается, и ядро вновь воспламеняется — процесс повторяется снова и снова, все быстрее и быстрее, а более тяжелые элементы будут сгорать быстрее, потому что они более стабильны, но этот процесс будет порождать гораздо меньше энергии, чем предыдущие. Неоновое ядро сгорает за год, кислородное — за шесть месяцев, а кремниевое — за день. Звезда, масса которой в начале эволюции в восемнадцать раз больше массы Солнца, превращается в луковичную структуру, состоящую из слоев различных элементов.

Кремний — последний сгорающий элемент в звездном ядре. После его сгорания получается железное ядро, так как железо — это элемент с наиболее стабильным ядром. Для железа процесс синтеза или деления возможен, только если существует приток энергии. Образование железного ядра означает начало угасания массивной звезды. В этот момент его температура составляет миллион градусов Кельвина, а плотность равна 10 миллионов граммов на кубический сантиметр. Если рассмотреть «луковичную модель», то оказывается, что диаметр слоя «золы» кремния составляет 6400 километров, что в два раза больше Луны и в 50 миллионов раз ее массивнее. Внутри слоя кремниевой «золы» сидит железное ядро, диаметром 1600 километров. Звезда, которая к этому времени расширилась до 32 миллионов километров в диаметре, с огромной силой сжимает ядро.

Внутри звезды температура столь высока, что все атомы теряют свои электроны. Таким образом, ядро теперь состоит из ядер атомов железа и электронов, движущихся с околосветовой скоростью, — релятивистских электронов. Под действием силы тяжести луковичной структуры диаметром 32 миллиона километров эта смесь сжимается, и в конце концов электроны прорываются в ядра железа и смешиваются с протонами, вследствие чего возникают нейтроны и нейтрино, что порождает множество ядер элементов тяжелее железа, которые содержат больше нейтронов, чем обычные «нейтронно-избыточные» ядра. В конце концов число электронов падает, уменьшается давление вырождения, причем железное ядро становится твердым как камень, — а масса его выше предела Чандрасекара. Ядро становится также нестабильным и под действием огромной силы тяжести коллапсирует и превращается в нейтронную звезду[68].

Расчеты Харрисона, Вакано и Уилера также привели к невероятному выводу, что звезды с достаточно большой массой будут коллапсировать до тех пор, пока не исчезнут в никуда. Что могло бы предотвратить коллапс звезды, ее уход в небытие после стадии белого карлика и нейтронной звезды? На этот вопрос пытались найти ответ в свое время Эддингтон и Милн, и поиски его продолжались до 1960-х годов. Уилер и его команда не сумели найти причину такого поворота событий. Так чем же закончится коллапс ядра? Уилер подозревал, что при таких экстремально высоких температурах и давлениях вещество будет жить по каким-то новым, неизвестным пока физическим законам. Он предположил, что ответ будет найден в «неисследованной области между физикой элементарных частиц и общей теорией относительности», с помощью квантовой теории гравитации. Но решение пришло с совсем неожиданной стороны.

Глава 11

Как немыслимое стало мыслимым

Результаты расчетов Уилера показывают, что звезды с массой гораздо больше массы Солнца могут в конечном счете сколлапсировать в ничто. Эта идея казалась настолько безумной, что он сам отказывался верить в нее. Сложнейшие уравнения Уилер и его команда решали с помощью компьютера MANIAC. Итак, очень массивная звезда будет сжиматься, пока не станет невообразимо малой и невообразимо плотной. Ее гравитация будет столь сильной, что звезда стянет пространство вокруг себя и в какой-то момент поглотит его. Все это казалось совершенно абсурдным, а кроме того, отсутствовали астрономические данные, которые подтвердили бы теорию.

В 1958 году на Сольвеевской конференции по физике Уилер заявил, что далеко не все в его теории учтено. По-видимому, звезды каким-то образом могут избавиться от массы таким образом, что она станет меньше максимально возможной для нейтронной звезды. Уилер и его команда подсчитали, что эта масса примерно в два раза больше массы Солнца. Уилер настаивал, хотя у него не было никаких доказательств, что коллапс звезды каким-то образом может быть предотвращен.

Тогда только Оппенгеймер находил результаты Уилера интересными и имеющими смысл. У него был ответ на сложные вопросы Уилера: «Как звезда, масса которой больше критической, коллапсирует под действием гравитационных сил и, сжимаясь больше и больше, в конечном счете исчезает?» Но Оппенгеймера не поддержали — он не пользовался большим авторитетом среди астрофизиков, так как написал всего лишь несколько статей, основанных на чисто теоретических концепциях. А Уилер, наоборот, принимал участие в работе группы ученых, которая занималась применением ядерной физики к изучению структуры звезд. При всех имевшихся тогда теориях никто на практике не наблюдал, как именно звезды умирают, за исключением того случая, когда они становятся белыми карликами.

Но все изменилось, когда Стирлинг Колгейт сделал свое потрясающее открытие. В то время он был лучшим специалистом в США по испытанию термоядерного оружия. Колгейт работал в Ливерморской национальной лаборатории в Калифорнии. Он понял, что детекторы американских спутников, которые с разведывательной целью наблюдают за территорией Советского Союза, могут зафиксировать вспышки света от сверхновых и, приняв их за взрывы, инициировать третью мировую войну. При этом не важно, что сверхновые находятся на расстоянии сотен тысяч триллионов километров от Земли, а вспышки произошли более 100 тысяч лет назад. Колгейт был сухощавым, крепким, загорелым мужчиной, в поведении непосредственным не по возрасту (сейчас ему более восьмидесяти), но бесконечно преданным науке. Его интересы были чрезвычайно разнообразны, он обладал высочайшими познаниями как в области экспериментальной, так и теоретической физики и прекрасно понимал техническую сторону астрономии.

Первое знакомство Колгейта с производством ядерного оружия произошло на территории будущей лаборатории в Лос-Аламосе. Он учился в школе для фермерских детей, когда в декабре 1942 года сюда прибыла первая делегация из Вашингтона. Она состояла из впечатляющего числа офицеров и двух гражданских лиц. Сразу после визита было сделано шокирующее заявление — школа должна быть немедленно закрыта. Колгейта и двух других старшеклассников выпустили досрочно. Ребята быстро поняли, что происходит. Те двое гражданских членов делегации, которых представили как мистер Смит и мистер Джонс, на самом деле были учеными — в Лос-Аламос тогда впервые приехали Роберт Оппенгеймер и Эрнест Лоуренс, физик-ядерщик из Беркли и лауреат Нобелевской премии 1939 года. Оппенгеймер лично вручил дипломы трем школьникам, после чего дал указание снести несколько домов бульдозерами и построить на их месте лаборатории и офисы. Как вспоминал Колгейт, этическая сторона решения о сносе школы совершенно не тревожила Оппенгеймера, в отличие от Лоуренса, который был несколько смущен. С этого момента у Колгейта возникло серьезное недоверие к Оппенгеймеру, сохранявшееся на протяжении всей их совместной работы. Однако он все-таки отнесся к «мистеру Смиту» с сочувствием, наблюдая, как тот страдал от ощущения своей вины в деле реализации Манхэттенского проекта, целью которого было создание самого страшного оружия в истории человечества. Колгейт был отпрыском одной из богатейших семей Америки, но свою карьеру делал вполне самостоятельно. Через два года после той судьбоносной встречи в Лос-Аламосе он записался в торговый флот. Потом Колгейт всегда говорил, что это занятие — бороздить океаны и моря — ему чрезвычайно нравилось. Правда, ему пришлось завоевать уважение опытных моряков, которых мало интересовали вундеркинды, главным для них было умение работать.

6 августа 1945 года капитан собрал весь экипаж в кают-компании и сообщил, что Америка сбросила атомную бомбу на Хиросиму. Он добавил, что был бы очень благодарен, если бы мистер Колгейт объяснил им, что это значит. Колгейт кое о чем догадывался, но все его догадки в то время были государственной тайной. Да и вряд ли моряки бы поняли, что при каждом акте деления ядер образуется два или более нейтрона, начинается неконтролируемая цепная реакция, которая и приводит к смертоносному взрыву. Демобилизовавшись в 1946 году, Колгейт поступил в Корнеллский университет и провел там год, изучая электротехнику, а затем решил, что физика гораздо увлекательнее. Эдвин Солпитер вспоминал, какое прекрасное впечатление производил на всех этот необыкновенный молодой человек. Защитив диссертацию по ядерной физике, Колгейт работал в Беркли, а в 1952 году перешел в Ливерморскую национальную лабораторию, недавно созданную Теллером при содействии ВВС США для конкуренции с Лос-Аламосом, где, по мнению Теллера, разработка ядерного оружия велась слишком медленно. Теллер ясно дал понять, что единственная цель Ливерморской лаборатории — создание водородной бомбы. Учитывая репутацию Колгейта, Теллер предложил ему взять на себя систему диагностических измерений для предстоящих испытаний. «Ну конечно. Я всегда с удовольствием занимался взрывчатыми веществами, и, когда разобрался с динамитом, приступил к термоядерной бомбе», — непринужденно объяснял мне Колгейт.

Итак, Колгейту предстояло проанализировать радиоактивные продукты взрыва в атмосфере с помощью специально построенного самолета. Особенно важной была «быстрая диагностика» — измерение спектра энергии нейтронов и гамма-лучей с большой энергией, образовавшихся после взрыва. Ученые хотели понять, насколько хорошо функционировал механизм бомбы, и определить последовательность событий от деления до синтеза в процессе Теллера — Улама, прежде чем все промежуточные компоненты исчезнут.

Новые диагностические приборы требовалось сконструировать как можно быстрее. Испытание первой водородной бомбы «Майк» было намечено провести в том же 1952 году. Работа Колгейта состояла в бесконечных переездах между Ливермором и Лос-Аламосом. Сначала — перелет в Эль-Пасо в Техасе, затем пересадка на самолет, летящий до Альбукерке в Нью-Мексико, а оттуда — уже в Лос-Аламос.

Во время одного из этих перелетов он забрел в бар в Сьюдад-Хуарес, недалеко от Эль-Пасо. Там он разговорился с бывшим морским пехотинцем, который когда-то занимался астрофизикой. Новый приятель Колгейта был южанином. Растягивая слова, он рассказывал, что как-то работал с одним из самых чернокожих людей, которых когда-либо видел в жизни. Он всегда считал, что такие люди глупы, но тот парень оказался умнейшим человеком. «Хотите верьте, хотите нет, — закончил он, — но у него и имя было совершенно сумасшедшее — Чандрасекар!» Колгейт встречался раньше с Чандрой в связи с работой по переносу излучения, но не знал, что индийский ученый что-то сделал и в астрофизике. Тогда вся эта история закончилась жуткой попойкой. После тяжелого похмелья на следующее утро они добрались из Хуареса в Эль-Пасо. Как это у них получилось, Колгейт помнил очень смутно. Из самолета, прилетевшего в Альбукерке, их вынесли. Оттуда новый друг Колгейта направился в Чикаго, а сам Колгейт в ужасном состоянии прибыл в Лос-Аламос, и первым человеком, с которым он столкнулся, был Чандра, тогда — консультант по вопросам предстоящего испытания «Майка». Не раздумывая Колгейт выпалил ему всю эту историю и вдруг почувствовал, что страшно смутился. Однако Чандра просто покатился со смеху. Рассказ ему явно понравился.

Колгейт не принадлежал к «гламурной» группе ученых-атомщиков, к тому же его работа была совершенно секретной, поэтому о нем обычно не упоминают в книгах по созданию водородной бомбы. Однако именно он руководил испытаниями первой водородной бомбы «Браво». Тогда ему исполнилось всего двадцать девять лет, и в его подчинении была тысяча сотрудников.

Испытания «Браво» прошли с огромным успехом. Все было хорошо — и мощность бомбы, и методы диагностики. В этой работе Колгейт проявил себя блестяще, и Теллер предоставил ему карт-бланш для выбора темы следующего исследовательского проекта. Колгейт решил заняться термоядерным синтезом и физикой плазмы для использования ядерной энергии в мирных целях. Но от прошлого не уйдешь.

В 1959 году по рекомендации руководителей Ливерморской и Лос-Аламосской национальных лабораторий Государственный департамент попросил Колгейта участвовать в качестве научного консультанта на советско-американских переговорах в Женеве о запрещении ядерных испытаний. Обе стороны хотели «договориться о системе обнаружения, потому что мы еще не все ядерные бомбы сбросили друг на друга». Колгейт предложил создать систему спутников, предназначенных для обнаружения ядерных испытаний. Потом он вспомнил некоторые исследования, которые провел в 1956 году со своим коллегой Монтгомери Джонсоном. В то время правительство США предложило рассматривать космос как еще одну среду для ведения войн — помимо воздуха, земли и воды. Колгейт и Джонсон был наняты для исследования специфики взрыва водородной бомбы в космосе. Они провели моделирование и выяснили, что в результате возникнет «чудовищное» количество рентгеновского и гамма-излучения — как при взрыве сверхновой[69]. Взрыв водородной бомбы удивительно похож на вспышку сверхновой. Но проблема заключалась в том, что спутник для обнаружения ядерных испытаний мог принять вспышку сверхновой за взрыв бомбы и тем самым инициировать катастрофическую войну. «Если мы хотим получить хороший спутник-шпион, необходимо учитывать существование сверхновых, — говорит Колгейт. — Русские очень много сделали в изучении гамма-лучей, очень сильного излучения из космоса, которое могло исходить от сверхновых». — признавал он. Колгейт был самым молодым участником этого представительного собрания американских и советских ученых. Его знания о сверхновых были явно недостаточными, но почти все участники были на том же самом уровне.

К 1959 году исследования рентгеновского и гамма-излучения в космосе были усовершенствованы. Рентгеновские лучи не могут проникнуть в атмосферу Земли, так что эксперименты проводились с использованием аппаратуры на ракетах, первыми из которых были немецкие Фау-2. В 1961 году СССР взорвал 50-мегатонную «Царь-бомбу», нарушив советско-американский мораторий на ядерные испытания. Американцы были потрясены. Очевидно, СССР согласился на мораторий только для того, чтобы выиграть время и подготовиться к следующей серии испытаний, в то время как Соединенные Штаты свято выполняли свои обязательства. Работы в Ливерморской и Лос-Аламосской лабораториях шли день и ночь. Понимание феномена сверхновых стало главным приоритетом.

Теллер настаивал на том, чтобы Колгейт следил за исследованиями по сверхновым, но тот и так уже начал заниматься астрофизикой. Обнаружив связь между «сверхновыми и ядерным оружием», Колгейт отправился к Уильяму («Вилли») Фаулеру, эксперту Калифорнийского технологического института по ядерным реакциям в звездах. Они заключили сделку: два раза в неделю Колгейт читает лекции по теории взрывов — своей узкой специальности — в Калифорнийском технологическом институте, а взамен осваивает астрофизику. Сотрудники института и аспиранты с огромным удовольствием опровергали его сумасбродные идеи о сверхновых, и Колгейт, смиренно выслушав их насмешливые оценки, после занятий шел на пляж Венис-Бич, где и проводил оставшуюся часть дня.

Колгейт вначале занимался исследованиями сверхновых со своим коллегой Монтгомери Джонсоном. Их работа основывалась на классической статье 1957 года семейной пары Маргарет и Джеффри Бербидж из Калифорнийского университета в Сан-Диего, написанной вместе с Фаулером и кембриджским астрофизиком Фредом Хойлом. Этот квартет назвали (по первым буквам фамилий его членов) B2FH. Бербиджи, Фаулер и Хойл убедительно показали, что в процессе эволюции в звездах образуются все более и более тяжелые элементы. Если звезда значительно массивнее Солнца, она завершает свою жизнь с образованием железного ядра, имеющего плотность 10 миллионов граммов на кубический сантиметр. Далее предстояло решить, как эти звезды становятся сверхновыми и что от них остается. Все сошлись на том, что верна гипотеза Цвикки 1930 года — после катастрофического взрыва сверхновой возникает нейтронная звезда.

Стареющая звезда — это огромный шар с несгораемым железным ядром, которое окружают слои ядерной «золы», оставшиеся после сгорания кремния. На этом этапе уже не может происходить никаких ядерных реакций, служащих источником энергии, и звезда начинает остывать. Под давлением огромного веса верхних слоев ядро резко сжимается, и звезда превращается в смесь нейтронно-избыточных ядер, электронов и протонов при невообразимо высокой температуре около 5 миллиардов градусов Кельвина, возникающей из-за огромного сжатия. При этой температуре мощное излучение (рентгеновские и гамма-лучи) расщепляет нейтронно-избыточные ядра на ядра гелия (альфа-частицы), протоны и нейтроны.

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.

Колгейт говорил, что сначала «он не думал, что делает что-то особенно оригинальное». Считалось, что вместе с Уайтом они разрабатывали модели чужих сценариев, например из статьи B2FH. Однако все было несколько иначе. После того как Колгейт и Джонсон выдвинули гипотезу, что взрыв сверхновой вызван ударной волной, которая отражается от ядра, врезается в падающую ядерную «золу» и воспламеняет ее, Фаулер и Хойл проделали детальный расчет. Но Колгейт и Уайт показали, что Фаулер и Хойл сделали ряд ошибок[72].

Важно было понять, как отражение ударной волны от ядра приводит к взрыву. И тогда у Колгейта возникла отличная идея: «Почему бы не рассмотреть то, чем все остальные пренебрегли?» Итак, ядро звезды сжимается от размеров Земли до диаметра меньше 20 километров, и электроны сталкиваются с протонами водорода и более тяжелых ядер, например железа, образуя не только нейтроны, но и триллионы и триллионы триллионов нейтрино. После отражения все это множество частиц устремляется наружу со скоростью более чем 10 тысяч километров в секунду. Возможно, что ключом к решению проблемы энергии взрыва является нейтрино!

Теперь Колгейту нужно было узнать о свойствах нейтрино и ввести их в компьютерные модели, чтобы понять, могут ли нейтрино способствовать взрыву. Он отправился в Калифорнийский технологический институт, чтобы встретиться с Кристи. (Колгейт хорошо знал и ценил работу Кристи по переменным цефеидам, за которую тот был награжден медалью Эддингтона.)

Кристи идеи Колгейта показались интересными. И когда Колгейт смело спросил Кристи: «Могут ли нейтрино рассматриваться как газ?» — Кристи ответил: «Конечно, достаточно взглянуть на результаты Чандры, полученные для электронного газа». Кристи имел в виду открытое Чандрой давление вырождения электронов, которое возникает при высокой плотности электронов в белых карликах и предотвращает коллапс, если масса карлика меньше 1,4 массы Солнца. Нейтрино, как и электроны, протоны и нейтроны, могут создавать давление вырождения. «Ага, — подумал Колгейт, — да ведь никто не обращал внимания на важную часть этой головоломки! Поток нейтрино создаст огромное давление вырождения». Астрофизики заволновались. Коллеги великодушно предлагали свои варианты решения проблемы. Атмосфера в науке была исключительно творческой, без признаков зависти, и неудивительно, что тогда делались потрясающие открытия. «Вы говорите о сертификации ядерного оружия, а я говорю о том, можно ли сертифицировать сверхновую?» — вопрошал Колгейт с блеском в глазах. Под «сертификацией» водородной бомбы Колгейт имел в виду разработанную им теорию бомбы и понимание специфики термоядерного взрыва. Но в случае сверхновых до сертификации было еще далеко.

Введя параметры модели звезд в компьютер и запустив рабочую программу, Колгейт и Уайт обнаружили гораздо больше, чем ожидали. Оказалось, что они совершенно убедительно доказали — во что большинство астрофизиков, и даже сам Уилер, отказывались верить, — что звезды действительно могут бесконечно коллапсировать.

До того как Колгейт и Уайт приступили к компьютерному моделированию, даже самые продвинутые астрофизические исследования были основаны лишь на упрощенных звездных моделях. Эти работы обладали определенной ценностью, но все понимали — построенные модели далеки от реального поведения звезд, а потому считалось, что существует множество факторов, препятствующих коллапсу или взрыву звезды. Общепринятая точка зрения была такова: сингулярности невозможны. Уайт вспоминал, что астрофизики отказывались даже рассматривать бесконечный коллапс реальной звезды. Они считали само собой разумеющимся, что при сгорании звезды всегда теряют столько массы, чтобы оказаться ниже предела Чандрасекара, и спокойно умирают как белые карлики. Вопрос о полном коллапсе ученые отметали, утверждая, что это просто математическая абстракция.

Уилер часто ездил в Ливерморскую национальную лабораторию и постоянно общался с Колгейтом, Уайтом и с Чандрой, а их компьютеры выдавали все новые результаты, показывающие с неопровержимой силой, что ядро действительно коллапсирует. Чандра был счастлив.

Как вспоминал Кип Торн, выдающийся теоретик из Калифорнийского технологического института, Уилер был настолько поражен работой Колгейта и Уайта, что после встречи с ними вместо своей запланированной лекции в Принстоне рассказал студентам об их невероятных результатах. Наконец-то было окончательно доказано: если нейтронное ядро не потеряет столько массы, что станет легче некой предельной величины, оно будет непрерывно коллапсировать, превращаясь в бесконечно плотное образование.

А Колгейт и Уайт написали статью и в 1962 году представили ее в «Reviews of Modern Physics». Редакторы не могли понять, как поступить с этой в сущности не физической, а астрофизической статьей. Она пролежала в редакции два года, а потом ее отправили Чандре, тогдашнему редактору «Астрофизического журнала». Статья была написана не по канонам астрофизики, но Чандра высоко оценил ее и сказал Стирлингу: «Это должно быть опубликовано. Однако существуют некоторые астрофизические понятия, которые вы должны усвоить». Чандра сразу понял, что это исследование подтверждает главное открытие его жизни. В 1966 году статья наконец-то появилась. Для публикации одной из самых важных работ по астрофизике потребовалось четыре года! Колгейт отметил, что «Чандра тщательно отредактировал статью и некоторые места даже переписал».

Суть открытия Колгейта состояла в следующем: нейтрино могли катализировать прохождение ударной волны от ядра через верхние звездные слои без потери скорости. Ядро производит огромное количество нейтрино, увлекаемых ударной волной. Они нагревают наружные слои вещества, падающие внутрь, которые затем разворачиваются и несутся сквозь звезду, сдувая внешнюю мантию и оставляя в центре нейтронную звезду. Все выглядело очень впечатляюще, но нейтронные звезды оставались лишь гипотезой. Астрофизики сомневались в их существовании.

В 1967 году два кембриджских астронома Джоселин Белл и Энтони Хьюиш изучали радиосигналы, идущие от звезд. Они заметили, что некоторые звезды излучали с потрясающей регулярностью и с периодами от 0,25 до 2,0 секунд. Примерно так же наблюдатель периодически видит луч маяка с вращающимся прожектором. Что бы это значило? Неужели это сигналы внеземной цивилизации? Импульсы излучения появлялись слишком часто, чтобы прийти от звезд типа цефеид, с периодом пульсации порядка недель. Это также не могло быть сигналом от горячего пятна на вращающемся белом карлике, так как при такой скорости вращения он разлетелся бы на куски[73]. На следующий год были зафиксированы пульсирующие радиоволны, исходящие из Крабовидной туманности, которая возникла после взрыва сверхновой.

Это было потрясающее астрономическое открытие. Радиоимпульсы никак не могли быть излучением белого карлика. Астрофизики предполагали, что белые карлики — конечная стадия звездной эволюции. Существование нейтронных звезд было лишь гипотезой, а идея о коллапсе хоть и подтверждалась строгим математическим расчетом, казалась полным абсурдом. Итак, мало кто верил в реальность нейтронных звезд, но только они могли испускать пульсирующие радиоволны. Появились первые экспериментальные доказательства, что звезды в конце эволюции могут превращаться не только в белых карликов. Все встало на свои места. Будучи ядром огромной сколлапсировавшей звезды, нейтронная звезда должна вращаться намного быстрее гиганта, из которого она образовалась, — как фигуристка на льду, которая вращается все быстрее и быстрее, прижимая руки к телу. Кроме того, магнитное поле нейтронной звезды почти в 10 миллиардов раз больше, чем у ее предшественника до коллапса. Эти вращающиеся нейтронные звезды назвали «пульсарами»[74].

С тех пор астрономы нашли более тысячи пульсаров, только в нашей Галактике их около миллиона[75]. Белл и Хьюиш обнаружили то, что еще в 1933 году предсказали Цвикки и Бааде и то, что Оппенгеймер и Волков положили в основу своей теории в 1938 году. Они доказали, что нейтронные звезды существуют. Хотя модель Колгейта пересматривалась и уточнялась в последующие десятилетия по мере увеличения мощности компьютеров, основную их идею никто не опроверг. Однако существовал еще один возможный и самый драматичный вариант завершения жизни звезды. После того как Чандра открыл максимально возможную массу белого карлика, астрофизики не переставали интересоваться этим вопросом. Расчеты Колгейта и Уайта, которые так взволновали Уилера, подтвердили результаты Чандры, но астрофизики по-прежнему отказывались верить, что коллапсирующая звезда может стать не только белым карликом или нейтронной звездой, но и практически полностью исчезнуть, превратиться в ничто. Бесконечный коллапс приводит к такой колоссальной плотности и такой сильной гравитации, что нарушаются все законы пространства и времени. Да это просто немыслимо! И только после 1970-х годов немыслимое стало казаться мыслимым…

ЧАСТЬ III

Глава 12

Челюсти тьмы

Компьютерное моделирование Стирлинга Колгейта и Ричарда Уайта было первым шагом, убедившим ученых в возможности полного коллапса звезд. Тем временем математики получили результаты, позволявшие разобраться с проблемой кажущегося противоречия в задаче о двух наблюдателях, описанной Оппенгеймером и Снайдером еще в 1939 году. В их статье речь шла о коллапсирующей звезде, стремящейся достигнуть радиуса Шварцшильда. Наблюдатель, находящийся рядом со звездой, видит, что она почти со скоростью света сжимается, причем все быстрее по мере приближения к радиусу Шварцшильда[76]. Но для удаленного наблюдателя коллапсирующая звезда кажется застывшей. На самом деле это иллюзия: когда звезда исчезает за горизонтом событий, ее гравитация возрастает настолько, что свет не может из нее вырваться. Для решения этого парадокса потребовалось составить уравнения, которые позволили сравнить визуальную информацию, получаемую обоими наблюдателями, а именно — что происходит с материей, захваченной в область пространства и времени с огромной гравитацией. Оказалось, что Эддингтон решил эту задачу еще в 1924 году, исследуя решения уравнений Шварцшильда с точки зрения общей теории относительности Эйнштейна, хоть и не применил их к коллапсирующим звездам.

Но как поверить в то, что звезда во много раз большая чем Солнце сжимается в бесконечно малую точку? Физики были готовы к любому сценарию, пусть даже странному, нелогичному, противоречивому и абсолютно невозможному, но доказанному математически. Астрофизики же мыслили совсем иными категориями.

В 1965 году, за год до того, как Колгейт и Уайт завершили свое компьютерное моделирование, у 34-летнего английского математика Роджера Пенроуза из лондонского Биркбек-колледжа возникла блестящая идея — применить топологию в исследовании эволюции звезд. Топология — это раздел математики, в котором изучают свойства предметов и их поверхностей, не меняющихся при деформации. Стандартным примером являются кофейная чашка и бублик. Они имеют разную форму, но одинаковую топологию: у каждого предмета есть отверстие, у бублика в центре, а у чашки — в ручке. Поэтому они могут трансформироваться друг в друга без разрывов. Пенроуз, используя топологию для изучения поверхности горизонта событий, нашел неопровержимое доказательство того, что, как только звезда исчезает за горизонтом событий, она неизбежно коллапсирует, пока не превратится в сингулярность[77]. Таким образом, он теоретически подтвердил существование черных дыр.

Дальше возникал вопрос: а можно ли увидеть эту бесконечно малую и бесконечно плотную звезду? Итак, коллапс звезд завершается сингулярностью. Но в сингулярностях законы физики нарушаются, то есть эволюция Вселенной становится непредсказуемой, что очень тревожит ученых. В 1969 году Пенроуз выдвинул «гипотезу космической цензуры» — он заявил, что не может быть голых сингулярностей. По определению, сингулярности и то, как в этих точках нарушаются законы физики, невозможно увидеть за горизонтом событий — оттуда ничто не способно выйти наружу. Скорее всего, для описания происходящего внутри черной дыры потребуется новая физика — квантовая теория гравитации. А пока по поводу сингулярностей беспокоиться не нужно.

Блестящая топологическая идея Пенроуза была, однако, не чисто математической абстракцией. Его вдохновило необычайное открытие, сделанное 34-летним голландским астрономом из Калифорнийского технологического института Маартеном Шмидтом, — за два года до работ Пенроуза он опубликовал свою поистине пионерскую статью. Шмидт исследовал спектральные линии в спектрах звезд, а практически все, что мы знаем о звездах, — от их химического состава до траекторий их движения — получено именно на основе анализа этих спектров. Ярким примером является эффект Допплера, который позволяет определить скорость звезды относительно Земли. Этот эффект, открытый австрийским ученым Кристианом Допплером, состоит в изменении частоты колебаний или длины волн, воспринимаемых наблюдателем, вследствие движения источника волн и наблюдателя относительно друг друга. К примеру, если «скорая помощь» удаляется от нас, то частота звука сирены уменьшается, а если машина приближается — то частота звука увеличивается. В 1842 году Допплер, исходя из волновой теории света, теоретически показал, что свет будет вести себя точно так же, как звуковые волны, — то есть цвет светящегося тела, например звезды, будет меняться в зависимости от скорости ее удаления от неподвижного наблюдателя.

Двадцать лет спустя астрономы подтвердили его предсказание. Чтобы измерить допплеровский сдвиг, ученые сравнивают длину волны спектральной линии определенного элемента в лаборатории с той же самой линией в спектре звезды. Таким образом определяется скорость движения звезды относительно Земли. У звезд, двигающихся к Земле, например, при вращении друг относительно друга в двойной системе, спектральные линии смещены в сторону коротких волн, в фиолетовую часть спектра. Это известно как фиолетовое смещение. У звезд, удаляющихся от Земли, спектральные линии смещены в длинноволновую область, в красную часть спектра. Это — оптическое красное смещение. Оно отличается от гравитационного красного смещения, которое является следствием влияния гравитации на свет.

В 1929 году 40-летний американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл, изучая оптическое красное смещение звезд, сделал важное открытие, которое во многом повлияло на наше понимание процессов, происходящих во Вселенной. Почти десять лет Хаббл наблюдал галактики в Маунт-Вилсоновской обсерватории близ Пасадины в штате Калифорния. Делал он это с помощью телескопа Хукера, тогда самого большого и лучшего телескопа в мире. В результате кропотливых измерений Хаббл обнаружил, что красное смещение галактик — другими словами, скорость, с которой галактики удаляются от нас, — зависит от их расстояния до Земли. Чем дальше галактика, тем быстрее она движется, причем ее скорость является произведением расстояния от галактики до Земли на постоянную Хаббла (закон Хаббла). Величина этой постоянной равна 70 километрам в секунду на 30,8 миллиона триллионов километров (мегапарсек). Другими словами, при увеличении расстояния от Земли до галактики на 30,8 миллиона триллионов километров скорость их удаления от нас увеличивается на 70 километров в секунду.

Открытие Хаббла стало первым доказательством расширения Вселенной. Оно легло в основу теории Большого взрыва, которую астрофизики предложили в конце 1960-х годов. Согласно этой теории, около 13 миллиардов лет назад произошел взрыв крошечного, сверхплотного, сверхгорячего сгустка материи, и с тех пор он расширяется как воздушный шар. При расширении Вселенной разные галактики, подобно пятнам на поверхности шарика, отдаляются друг от друга. Другими словами, красное смещение связано не с относительным движением галактик и Земли, а с расширением самой Вселенной. Ученые назвали его «космологическим красным смещением»[78]. Коротковолновое излучение — гамма-лучи, рентгеновские лучи, ультрафиолетовое излучение и часть инфракрасного излучения — поглощаются атмосферой, так что астрономы стараются наблюдать их с помощью телескопов на орбитальных спутниках.

Радиоволны относятся к низкочастотной, длинноволновой области спектра. Они свободно проходят через атмосферу, поэтому астрономы могут изучать их с поверхности Земли. Радиоастрономия появилась почти случайно, в 1932 году, когда Карл Янски из «Bell Telephone Laboratory» пытался определить природу шумов при переговорах по трансатлантическому кабелю. Оказалось, что их вызывали радиоволны, идущие из центральной части Млечного Пути, причем они оказались гораздо сильнее тех, что шли от Солнца. Первоначально радиоастрономы использовали вогнутую тарелку, которая фокусировала радиоволны в антенну-приемник. Но после изобретения радаров, сыгравших большую роль во Второй мировой войне, радиоастрономы вооружились значительно более совершенной аппаратурой. Благодаря радиоастрономии было сделано одно из самых революционных открытий в астрофизике. Заряженные частицы при ускорении испускают излучение. Электроны, вращаясь с высокой скоростью в магнитном поле галактик, излучают длинные электромагнитные волны, то есть радиоволны. Таким образом, каждая галактика излучает радиоволны. Однако некоторые галактики являются более мощными источниками излучений, чем другие, причем они излучают радио-и световые волны одинаковой интенсивности. Это весьма необычное явление, поскольку большинство галактик в основном испускают свет. Радиоволны, приходящие из некоторых далеких галактик, в миллиарды раз интенсивнее радиоволн, идущих к нам из Млечного Пути. В конце 1940-х годов астрономы обнаружили три гораздо более мощных источника радиоволн, чем все известные ранее. Это излучение приходит из определенных созвездий. Сами источники казались полной загадкой, и никто не имел ни малейшего представления, что же это такое[79].

Вальтер Бааде (бывший сотрудник Цвикки) и 56-летний астрофизик Рудольф Минковский решили попробовать найти оптические аналоги этих таинственных источников[80]. В 1954 году, используя крупнейший в мире оптический телескоп в Паломарской обсерватории, они обнаружили объект, который никак не мог быть звездой. Он находился примерно в центре одного из мощных источников радиоволн из созвездия Лебедя, за пределами нашей галактики. Они назвали его Лебедь А. Его красное смещение указывало на то, что он удаляется от нас со скоростью 16000 километров в секунду — примерно 5 процентов от скорости света. Согласно закону Хаббла, источник оказался поразительно далеким — его разделяет с нами 7300 миллионов триллионов километров. Сириус, самая яркая звезда, которую можно увидеть невооруженным глазом в ночном небе, находится на расстоянии 83 триллиона километров, а Солнце — на расстоянии лишь 150 миллионов километров. Лебедь А — самый мощный источник радиоволн в небе Северного полушария.

Изучая фотопластинки, Бааде и Минковский предположили, что источником этого шквала радиоволн могут быть две сталкивающиеся галактики. Но чтобы поддержать выход радиоизлучения такой мощности, галактики должны сталкиваться постоянно, что делало идею Бааде и Минковского сомнительной[81]. Примерно в то же время английские астрономы с помощью радиотелескопов в Джодрелл-Бэнк заметили, что это радиоизлучение приходит из двух удаленных друг от друга «лепестков», — оказалось, Лебедь А состоит из компактного ядра с очень высокой мощностью излучения и двух мощных источников радиоизлучения с обеих сторон этого ядра.

К 1963 году астрономы исследовали два других странных объекта. Они числились в каталоге как 3С 48 и 3С 273[82]. С помощью оптических телескопов астрономы обнаружили у этих объектов оптические двойники — как и у Лебедя А. Но они оказались еще более загадочными — некоторые линии в их спектрах выглядели очень странно. Они явно не могли принадлежать ни одному из знакомых ученым элементов.

Неужели во Вселенной существуют какие-то новые, неизвестные еще элементы? Маартен Шмидт и астроном из Калтеха Джесси Гринстейн, бывший коллега Чандры по Йерксу, часто обсуждали эту возможность с Вилли Фаулером, экспертом Калтеха по химии звезд. Обсуждение обычно проходило за чашкой кофе, правда, Фаулер предпочитал мартини. Он был убежден, что все эти разговоры о новом элементе — полная чушь. И он оказался прав — вскоре Шмидт понял, что таинственные спектральные линии 3С 273 — линии, испускаемые атомами водорода, но с невероятно большим красным смещением, на целых 16 процентов. Из этого следует, что 3С 273 удален от нас на 19,2 миллиарда триллионов километров, он даже дальше, чем Лебедь А, причем продолжает свое движение, можно сказать, мчится, со скоростью 40 тысяч километров в секунду (около 13 процентов от скорости света). Он выдвинул эту теорию как «достаточно очевидную и не вызывающую особых возражений».

В течение нескольких дней Гринстейн и Томас А. Мэтьюз из Калтеха определили, что спектральные линии 3С 48 сдвинуты в красную область спектра на 37 процентов. Это означает, что 3С 48 удаляется от нас со скоростью 74400 километров в секунду (примерно 25 процентов от скорости света) и по закону Хаббла находится на расстоянии 38 миллиардов триллионов километров. Другими словами, свет от этих звезд добирался до нас миллиард лет. Глядя на них, мы видим Вселенную такой, какой она была миллиард лет назад.

Объекты 3С 48 и 3С 273 находятся очень далеко, но все же могут быть сфотографированы, а значит, интенсивность их свечения огромна. И действительно, 3С 273 оказался в 25 триллионов раз ярче Солнца и в тысячу раз ярче, чем вся его галактика, которую он полностью затмевает. Этот звездоподобный объект находится в самом центре быстро движущихся галактик. 3С 273 в сто раз ярче, чем светящиеся галактики вокруг таких радиоисточников, как Лебедь А. Шмидт увидел и струи, простирающиеся от 3С 273 к одному из его лепестков, заметив, что тесная связь между струями и этим объектом является весьма интригующей.

Если воспользоваться уравнением Эйнштейна E = mc^2, то получится, что энергия этих необычайно ярких звездоподобных объектов соответствует массе миллиарда солнц, целой галактике звезд. Излучение такого объекта, как 3С 273, сильно отличается от излучения обычных звезд. Оно практически полностью состоит из гамма- и рентгеновского излучения очень высокой энергии, испускаемого веществом с температурой больше 100 тысяч градусов Кельвина.

Одна из возможных причин красного смещения — мощная гравитация. Гринстейн и Шмидт рассмотрели эту гипотезу и нашли ее маловероятной. Чтобы вызвать такое чрезвычайно большое красное смещение, объекты должны быть сверхплотными настолько, что с точки зрения современной физики совершенно невозможно. Гринстейн и Шмидт придумали название для этих звездных объектов — «квазизвездные объекты», или сокращенно «квазары». Но ученые все-таки не стали сбрасывать со счетов гипотезу гравитационного красного смещения — не исключено, что существуют условия, при которых оно возможно. Но вот откуда берется такая огромная энергия квазаров — по-прежнему было совершенно непонятно.

Бааде и Минковский предположили, что энергия создается при столкновении нескольких галактик. Но это потребовало бы фантастически высокой эффективности преобразования массы в энергию. А может быть, плотное скопление 100 миллионов звезд, каждая из которых в тридцать-пятьдесят раз тяжелее Солнца, внезапно взрывается, находясь на грани превращения в сверхновую? В 1967 году Стирлинг Колгейт смоделировал эти события и показал, что хоть такие небесные фейерверки и кажутся невероятными, но они довольно хорошо согласуются с экспериментальными данными. Это была гениальная идея, но теория получилась невероятно сложной[83].

Хойл и Фаулер тем временем работали над простой, но очень захватывающей моделью. Итак, радиоволны явно исходят из центра Галактики, но тогда очень вероятно, что квазар — это сверхмассивная звезда, образованная из плотного облака газа в центре Галактики. На определенном этапе давление излучения превышает силу тяжести, и звезда перестает захватывать газ. Фаулер и Хойл предположили, что такие сверхмассивные звезды должны быть в 100 миллионов раз массивней Солнца. После каждого периода горения звезда коллапсирует под действием собственной гравитации. И именно гравитационный коллапс сверхмассивных звезд и является источником чудовищной энергии квазаров. Эти две идеи — теория квазаров Шмидта и предположение Хойла и Фаулера, что источником энергии могут быть массивные звезды, сколлапсировавшие почти до размеров радиуса Шварцшильда, — вдохновили Пенроуза заняться математическим описанием коллапса звезды.

В один прекрасный день 1963 года, гуляя по территории кампуса Калифорнийского технологического института, Фаулер встретил своего коллегу, блестящего физика Ричарда Фейнмана. Фейнману было тогда 45 лет. (Спустя два года он был удостоен Нобелевской премии за решение задач квантовой электродинамики, с которыми не справились такие титаны теоретической физики, как Дирак, Гейзенберг и Паули.) Увидев Фаулера, Фейнман тут же заявил: «Вилли, дорогой, а знаете ли вы, что эти сверхмассивные объекты, над которыми вы и Фред сейчас работаете, неустойчивы: они будут коллапсировать согласно общей теории относительности?» Хойл и Фаулер в своей модели использовали теорию гравитации Ньютона, но общая теория относительности предсказывает гораздо большее гравитационное притяжение молекул газа, чем теория Ньютона. Это означало, что излучающие энергию сверхмассивные звезды должны непрерывно сжиматься. Фаулер тут же побежал к себе в кабинет и, как он потом рассказывал, «введя параметры общей теории относительности в свои расчеты, убедился, что Дик прав и эти проклятые звезды действительно должны коллапсировать». Он попытался спасти свою теорию, варьируя количество сжигаемого ядерного топлива и учитывая вращение звезды, но все было бесполезно.

А между тем в 1960 году Чандра решил снова вернуться к теории относительности — области физики, которой он долго избегал. К этому времени он закончил заниматься гидродинамической и гидромагнитной стабильностью (в 1961 году вышла его монография «Гидродинамическая и гидромагнитная стабильность»). Эта работа не принесла Чандре большого удовлетворения. Расчеты были долгими и трудными, и у него возникло чувство, что он впустую потратил десять лет, работая над не очень существенными проблемами. И тогда он решил обратиться к «более глубоким вопросам». Для него это было в некоторой степени и вопросом самоутверждения. Чандра хотел заняться тем, к чему стремился в течение многих лет, — теоретической физикой. Сможет ли он создать что-нибудь значительное? Он поделился своими сомнениями с коллегой по кафедре физики и другом Грегором Вентцелем, и тот его ободрил. «В любом случае, — сказал он, — вас ведь не уволят».

В 1962 году Чандра принял участие в III Международной конференции по гравитации и теории относительности в Варшаве. Там он увлеченно обсуждал проблемы астрофизики с Я. Б. Зельдовичем, с которым последний раз встречался во время поездки в Россию, двадцать восемь лет назад. Чандра вернулся из Варшавы вдохновленный. Теперь он понимал, чем стоит заняться.

Именно тогда Вилли Фаулер попал в затруднительное положение в связи с проблемой стабильности сверхмассивных звезд. Когда физик ранга Фейнмана пытается решить проблемы, находящиеся на переднем крае науки, это распространяется мгновенно. Чандра был знаком с компьютерными расчетами Фаулера, в которых звезды в 100 миллионов раз массивнее Солнца сжигают свое ядерное топливо и затем коллапсируют. Он также слышал об интуитивном отклике Фейнмана на эту работу и об отчаянных попытках Фаулера спасти свою теорию. Чандру эта тема задела за живое, он словно вернулся к событиям тридцатилетней давности, в Кембридж. Это напоминало задачу, которую Эддингтон поставил в 1916 году: каким образом остаются стабильными звезды, у которых чередуются периоды расширения и сжатия.

Чандра тогда просто использовал аппарат общей теории относительности и заявил, что Эддингтон мог бы получить аналогичные результаты пару десятилетий назад.

В 1964 году Чандра опубликовал свои первые работы по общей теории относительности. Он доказал, что, если звезда в 100 миллионов раз массивнее Солнца начнет пульсировать, она станет нестабильной. Если же она уменьшится до предполагаемого размера квазара — 160 миллиардов километров в поперечнике, — то ей придется полностью сколлапсировать и прекратить свое существование. Поэтому предполагаемая сверхмассивная звезда Хойла и Фаулера не может быть источником энергии квазаров. Чандра был в восторге от своего результата. Он заявил: «Я совершенно убежден, что сингулярности — звезды бесконечно малого размера и бесконечно большой плотности — на самом деле существуют. Огромные звезды с массой больше верхней границы для белых карликов, сжимаются в ничто и исчезают в пространстве и времени».

В декабре все основные действующие лица в исследовании квазаров собрались на симпозиуме по релятивистской астрофизике в Техасском университете в Остине. Информации и идей было в избытке. Сессия следовала за сессией, на которых Фаулер и его сотрудники представляли теории, соответствующие быстро расширяющейся базе данных. Некоторые из их теорий помещали квазары на край Солнечной системы, другие — на край Вселенной. Один день был посвящен гравитационному красному смещению, следующий — космологическому. Доклады по быстрым струям нужно было слушать в Далласе, и участникам симпозиума приходилось летать самолетом из Далласа в Остин. Они называли это «развозом молока». Возвращаясь обратно в Даллас после окончания сессии, Ричард Уайт обнаружил, что оказался среди таких корифеев астрофизики, как Маргарет и Джеффри Бербидж, Чандра, Фаулер, Уилер и Шмидт. Когда пассажирам разрешили отстегнуть ремни безопасности, Фаулер встал, драматически прижал руки ко лбу, оглядел всех присутствующих и объявил громовым голосом: «Пока этот самолет не упал, мы можем смело продолжить обсуждение квазаров».

Природа квазаров, причина их невероятной яркости до сих пор остается тайной. В 1964 году Эдвин Солпитер в США и Я. Б. Зельдович с сотрудниками в Советском Союзе предложили сценарий эволюции звезд с массой более чем в миллион раз больше массы Солнца. Такие огромные космические образования, проходя сквозь облако межзвездного газа, захватывают его молекулы, а затем, пережив гравитационный коллапс, превращаются в невообразимо малые точки, невероятно плотные и тяжелые. Далее они сворачивают вокруг себя пространство и продолжают движение, захватывая все новые и новые частицы газа, словно космические пылесосы. Частицы вблизи края горизонта событий будут врезаться друг в друга с околосветовой скоростью, нагреваясь и испуская мощное рентгеновское излучение. Теория Солпитера и Зельдовича предлагала способ генерирования огромного излучения — гораздо более мощного, чем при протекании ядерной реакции. Столько излучает целая галактика.

Удивительным образом самые различные пути и методы исследований дали результаты, которые сложились в единую картину. В 1965 году Пенроуз элегантно доказал с помощью топологии, что падающая за горизонт событий звезда исчезает навсегда. В 1966 году Колгейт и Уайт использовали компьютерное моделирование для изучения механизма коллапсирования звезд, а в 1967 году Джон Уилер нашел прекрасный и впечатляющий термин для описания области пространства, в которую коллапсируют звезды, — «черная дыра». Радиоастрономия помогла обнаружить квазары, черпавшие энергию из черных дыр: черная дыра находится в центре квазара, и частицы, улетающие за горизонт событий, излучают мощную радиацию. Теперь уже никто не сомневался в существовании черных дыр. А темпы исследований возрастали с каждым годом.

В 1969 году английский астрофизик из Королевской Гринвичской обсерватории в Сассексе Дональд Линден-Белл использовал модель Солпитера и Зельдовича для изучения центра галактики. Он предположил, что массивная звезда, полностью сколлапсировавшая за горизонт событий, станет таким сильным источником гравитации, что втянет в себя все вокруг с образованием вращающегося диска. Это натолкнуло на мысль, что черные дыры тоже могут вращаться. Массивные звезды выбрасывают в пространство часть своей массы, становятся все меньше и вращаются все быстрее и быстрее. То есть черные дыры — это не просто место для умирающих звезд, но нечто, что имеет структуру, определенные физические свойства. В 1963 году 29-летний математик из Новой Зеландии Рой Керр предложил математическое описание вращающихся черных дыр. Защитив диссертацию в Кембридже, он работал в Техасском университете в Остине.

Керр применил общую теорию относительности к пространству и времени вокруг вращающегося сферического объекта, например звезды. Разработанная им методика измерения расстояния и времени в пространстве, искривленном этим объектом, называется метрикой Керра.

В повседневной жизни мы используем евклидову геометрию — ту, что изучали в школе. В ней пространство имеет три измерения[84]. В общей теории относительности используется метрика Керра, которая отражает структуру геометрии искривленного четырехмерного пространства-времени. Шварцшильд при решении уравнений общей теории относительности Эйнштейна использовал метрику, названную его именем, для описания свойств этого пространства-времени вокруг покоящегося (невращающегося) сферического объекта. В 1939 году Оппенгеймер и Снайдер пришли к выводу, что на самом деле это метрика для области вокруг покоящейся черной дыры. Таким образом, вращающиеся черные дыры называются черными дырами Керра, а невращающиеся — черными дырами Шварцшильда. Метрика Керра переходит в метрику Шварцшильда, если черная дыра не вращается.

Преимуществом решения Керра является то, что оно применимо ко всем возможным черным дырам. Оно просто, а потому красиво — в нем для описания каждой черной дыры требуется только два параметра, а именно ее масса и спин. Массу черной дыры (она равна массе звезды и захваченного ею вещества) несложно определить, когда черная дыра находится в двойной системе, а ее спин (количество оборотов в секунду) составляет тысячи оборотов, если дыра возникла в результате коллапса огромной звезды.

Но возможна ли такая простая классификация? Каждая вращающаяся и коллапсирующая звезда имеет разные характеристики поверхности. Однако после коллапса звезды за горизонт событий его поверхность всегда оказывается идеально гладкой — как речная поверхность после того, как камешек, брошенный вами, достигнет дна. Каждая физическая характеристика сколлапсировавшей звезды, вследствие мгновенной деформации пространства-времени, исчезает — за исключением ее массы и спина, — как улыбка Чеширского кота. Это поразительное открытие было сделано в 1960-х годах Я. Б. Зельдовичем и его группой. И снова Уилер нашел эффектный образ: «черные дыры не имеют волос». Независимо от того, как звезда прошла свой горизонт событий, она не оставляет никаких следов своей прежней индивидуальности.

Гипотеза космической цензуры Пенроуза вводит ограничения на массу черной дыры и скорость ее вращения. Если черная дыра вращается слишком быстро, то горизонт событий отдаляется от дыры, делая сколлапсировавшую звезду видимой, — но этого быть не может. Так что черные дыры, одни из самых массивных объектов во Вселенной, описываются элегантно и просто.

Осенью 1971 года Чандра взял творческий отпуск на три месяца, чтобы поработать в группе ученых, которую возглавлял ученик Уилера, профессор теоретической физики Калифорнийского технологического института Кип Торн. Торну был 31 год. Он уже несколько лет занимался черными дырами, и его группа была одной из ведущих в этой области астрофизики. Высокий, худощавый и жилистый, с длинными волосами и большой бородой, Торн излучал уверенность в своих силах. Он блестяще разбирался как в сложной математической теории черных дыр, так и в сугубо технических вопросах. Торн внушал своим ученикам, что «мы одна команда», и они обожали своего руководителя.

Торн тепло вспоминал Чандру. Всегда безукоризненно одетый, в строгом деловом костюме, Чандра с удовольствием ходил обедать вместе с Торном и его неряшливыми аспирантами в студенческую столовую «Жирная», предпочитая ее гораздо более престижному и знаменитому калтеховскому клубу «Атенеум», где бывал даже Эйнштейн. Чандра всегда приходил в свой офис ни свет ни заря, его двери всегда были открыты, и ученый был готов побеседовать с любым проходившим мимо астрономом.

Два аспиранта Торна, Уильям Пресс и Саул Тьюколски, однажды обратили внимание Чандры на работу Керра. Чандра был поражен ее математической красотой: «Самым большим впечатлением за все годы моей жизни в науке — а это более сорока пяти лет — было осознание того, что решение уравнений эйнштейновской общей теории относительности, полученное Керром, дает точное представление об огромном числе массивных черных дыр, разбросанных во Вселенной. Невероятное открытие, сделанное с помощью изящных математических операций, оказалось полностью соответствующим реальности, и это убеждает меня, что в красоте заключена высшая целесообразность природы, а человеческий разум способен откликаться на эту красоту, на ее самые глубинные и наиболее скрытые стороны».

Тьюколски продолжал поиски методов расчета взаимодействия вращающихся черных дыр с электромагнитными и гравитационными волнами. Гравитационные волны, возникающие при движении материальных объектов в пространстве, были предсказаны общей теорией относительности, но до сих пор в прямом эксперименте не наблюдались[85]. Разбираясь с проблемами Тьюколски, Чандра почувствовал возможность связи между структурой черных дыр, электромагнетизмом и гравитационными волнами. Тьюколски вспоминал, что Чандра настаивал на интенсификации поиска этой связи. Это побудило Чандру заняться одним из самых сложных вычислений за всю его научную карьеру. К тому времени отношение к черным дырам в научном сообществе полностью изменилось. Они уже не отвергались как уродливые, неуклюжие объекты, портящие гармонию Вселенной, а считались, как говорил Чандра, «самыми совершенными макроскопическими объектами».

5 августа 1971 года космический корабль «Аполлон-15» готовился стартовать с поверхности Луны. Астронавты уже прогуливались по Луне и выходили из космического корабля в открытый космос для проведения ремонтных работ. Во время полета они провели множество научных экспериментов. В тот день полковник Дэвид Скотт и его экипаж отслеживали источники рентгеновских лучей из космоса. Они определили быстрые нерегулярные вспышки рентгеновских лучей, идущих от звезды Лебедь X-1, удаленной от Земли на 32 тысячи триллионов километров и являющейся спутником голубого сверхгиганта HDE 226868 в созвездии Лебедя[86]. Их результаты дополнили наблюдения, сделанные в предыдущем году с американских спутников.

После испытания Советским Союзом сверхмощной «Царь-бомбы», проведенного в 1961 году, Соединенные Штаты запустили спутники для обнаружения рентгеновского излучения от советских водородных бомб. Эти спутники стали получать удивительные сигналы, например, они зафиксировали интенсивное рентгеновское излучение, вероятно, от источника, находящегося за пределами нашей галактики.

2 декабря 1970 года НАСА запустило SAS-1 (первый из трех малых астрономических спутников) со стартового комплекса Сан-Марко в Кении для наблюдения этих рентгеновских лучей. Спутник был назван «Ухуру», то есть «Свобода» на суахили. Спутник был нацелен на источник рентгеновских лучей Лебедь Х-1. «Ухуру» мог изучать этот источник всего лишь в течение двух минут, зато экипаж «Аполлона-15» — в течение целого часа.

Лебедь Х-1 привлек внимание ученых прежде всего чрезвычайной изменчивостью рентгеновского излучения. Некоторые вспышки продолжались по нескольку месяцев, другие составляли тысячные доли секунды. Быстрые перемены указывали на очень небольшие размеры источника. Оказалось, что рентгеновские лучи действительно выходили из компактного объекта размером не более 3 тысяч километров в поперечнике — менее четверти диаметра Земли.

Но как такой крошечный объект мог быть столь мощным источником излучения?

Методом сравнения с другими голубыми сверхгигантами астрофизики подсчитали, что HDE 226868 тяжелее Солнца почти в 30 раз. Так как Лебедь Х-1 был его звездой-компаньоном, то с учетом формы орбиты и массы HDE 226868 астрономы сделали вывод, что этот объект по крайней мере в 7 раз тяжелее Солнца. Но тогда Лебедь X-1 оказывался слишком большим, чтобы быть белым карликом (максимальная масса 1,4 массы Солнца) или нейтронной звездой (максимальная масса две-три массы Солнца). Как же астрофизики заволновались, поняв, что у объекта Лебедь X-1 есть практически все необходимые характеристики черной дыры! Сегодня большинство ученых согласно с тем, что Лебедь X-1 действительно является черной дырой, безжалостно пожирающей своего компаньона. «Пасть» черной дыры, то есть ее горизонт событий, составляет всего лишь 42 километра в диаметре. Где-то глубоко внутри нее находится коллапсирующая звезда. Вещество, которое черная дыра высасывает из своего компаньона, голубого сверхгиганта, образует «аккреционный диск» — широкий плоский диск вещества, он вращается вокруг дыры, как огромный компакт-диск CD-плеера. Рентгеновские лучи исходят не от черной дыры — излучение не может выйти оттуда, а от газа в аккреционном диске. Внутренние части диска вращаются быстрее, чем наружные, трутся о своих медленных соседей, нагреваются от трения и испускают рентгеновские лучи. Материя аккреционного диска постоянно засасывается в черную дыру, как вода в канализацию. Наблюдаемое рентгеновское излучение показывает, что оно исходит от аккреционного газового диска диаметром около 6,4 миллиона километров. Излучающая рентгеновские лучи горячая часть диска — примерно 480 километров в диаметре. Сегодня мы принимаем все это как должное. Но несколько десятилетий назад ученые даже представить себе не могли, что звезда способна исчезнуть, превратившись в черную дыру.

Чандра понимал, что ему будет нелегко сделать что-то значительное в физике черных дыр. В этой области науки работало множество ярких, талантливых и молодых ученых, а кроме того, он занялся черными дырами лишь в 1975 году, когда казалось, что самые интересные открытия тут уже сделаны, и оставалось только уточнять и систематизировать детали. Однако Чандре именно это и было больше всего по нраву. Вместо жонглирования числами он будет заниматься только математическими символами, как Дирак.

Чандра начал с прямого и простого вывода метрики Керра, и это ему прекрасно удалось, хотя, по мнению экспертов и самого Керра, его вывод был невозможен без чудовищно сложных вычислений. Затем следовало проанализировать, что может случиться с вращающейся черной дырой, когда она подвергается воздействию электромагнитных или гравитационных волн, и каким образом черная дыра влияет на движущиеся рядом с ней частицы. Ученые обычно продвигаются в своих исследованиях от частного к общему, но Чандра решил сразу взять быка за рога. Он считал, что именно так подходил Бете к решению физических проблем.

В 1980 году дальнейшее развитие модели Керра и новые данные о наблюдении квазаров наконец-то позволили астрофизикам прийти к единому описанию всех источников радиоволн, от слабых радиогалактик до квазаров. Это было потрясающее бракосочетание общей теории относительности с теоретической и наблюдательной астрофизикой. Итак, квазар получает энергию от сверхмассивной вращающейся черной дыры, сопровождаемой вращающимся аккреционным диском. (Черная дыра, дающая энергию квазару 3С 273, имеет колоссальную массу в миллиарды раз больше массы Солнца.) При вращении диска газы, составляющие его, сжимаются. Наряду с трением частиц газа это создает невообразимо высокие температуры. Наибольшая энергия излучения исходит от внутренней части аккреционного диска, который вращается максимально быстро и потому имеет наибольшую температуру. Размер диска составляет триллионы километров в поперечнике, и при захвате его частиц черной дырой в 3С 273 (размером миллиард километров) испускаются гамма- и рентгеновские лучи.

В последние годы астрономы успешно наблюдают квазары с помощью приемников радиоволн, инфракрасного излучения и рентгеновских лучей. Оказывается, существуют два газовых лепестка по обе стороны от активной галактики, или квазара, в центре которой находится сверхмассивная черная дыра, окруженная аккреционным диском. Из внутренней части диска перпендикулярно ему вырываются в противоположные стороны две узких струи электронов (джеты), движущиеся с околосветовыми скоростями и излучающие радиоволны. Джеты простираются в окружающий космос на огромные расстояния — сотни тысяч триллионов километров, в пять-десять раз больше целой галактики, в которой находится квазар. Когда джеты врываются в лепестки газа, они возбуждают находящиеся в них атомы, и при этом излучаются радиоволны. Излучение самых больших квазаров настолько интенсивно, что оно затмевает звезды родной галактики, и может показаться, что существует только одна звезда, один квазизвездный объект — квазар[87]. Квазары встречаются только в старых галактиках. Они очень далеки от нас и во времени, и в пространстве. С течением времени аккреционный диск вокруг вращающейся черной дыры поглощает все частицы газа, и квазар гаснет. И мы можем только предполагать, что там, в этих областях, существуют миллионы черных дыр.

Открытия 1960-х годов полностью подтвердили теорию Чандры, высказанную им тридцать лет назад, и показали, насколько был не прав тогда Эддингтон.

Глава 13

Трепет перед Прекрасным

6 февраля 1960 года отец Чандры Айяр умер от внезапного сердечного приступа. Ему было семьдесят пять лет. Чандра не видел его с 1951 года. Чандра-старший всегда переживал, что его блестящий сын так и не вернулся в Индию. Это вызывало определенное напряжение в их отношениях. Кризис произошел в 1953 году, когда Лалита и Чандра решали, не следует ли им принять американское гражданство. Для них это был очень серьезный шаг, ведь он означал отказ от гражданства индийского. Но для него существовали веские причины. Например, приехав в Индию, Чандре было бы сложно вернуться в Соединенные Штаты с индийским паспортом. Кроме того, он не хотел возвращаться на родину — там были плохие условия для работы и острое соперничество в научных кругах.

Америка же становилась все более либеральной страной. В 1952 году блестящий и просвещенный демократ Э. Стивенсон начал избирательную кампанию за пост президента с требования избавить страну от маккартизма. Чандрасекары приняли участие в деятельности Демократической партии в Уильямс-Бей. Вскоре был принят закон, дающий небольшому числу лиц азиатского происхождения возможность стать гражданами США. После долгих размышлений Лалита и Чандра решили пройти через нелегкую процедуру и в октябре 1953 года стали американцами.

Айяр воспринял эту новость как пощечину не только себе, но и всей Индии. Он заявил, что Чандра забыл свои корни. Обиженный сын написал ему, что он с женой прожили в Соединенных Штатах семнадцать лет и намерены здесь и остаться. Они обсудили проблему с семействами Ферми, Койпер и Шварцшильд, то есть со всеми, кто решил натурализоваться. Чандра и Лалита не собирались терять тесные связи со своей родиной, но ничто не помогло — Айяр был глубоко оскорблен. Чандра и Лалита не общались с ним в течение нескольких лет.

И теперь он умер. Чандру эта новость повергла в шок. Без сомнения, он вспоминал свое одиночество в Кембридже, когда отец был его самым внимательным собеседником. Наверняка вспоминал и их встречу в Лондоне перед возвращением Айяра в Индию… Только через год после смерти отца Чандра смог совершить длительное путешествие по Индии. Приехав в родной дом, на «виллу Чандры», он нашел там все письма, которые посылал своему отцу из Кембриджа.

Чандра мучительно переживал смерть отца, а кроме того, его очень беспокоил выбор новой темы исследований. Теперь он хотел сосредоточить свои усилия на общей теории относительности. Его планы омрачались тем, что на этом поле одной из доминирующих фигур был его вечный демон — Эддингтон. Но однажды все вдруг остановилось — в 1974 году, сентябрьским воскресным утром, когда ему было шестьдесят три года, он почувствовал сильную боль в груди. Лалита отвезла его в больницу, где врачи диагностировали приступ стенокардии. Чандра запомнил, как доктор оценил его состояние: «По их шкале показание 5,5 является фатальным, у меня было 3,5». Если бы он не оказался вовремя в отделении интенсивной терапии, то наверняка бы умер. Три года спустя у Чандры был еще один сердечный приступ. Тогда ему сделали крайне рискованную операцию — шунтирование. Медицинский персонал ожидал послеоперационных проблем, и они не заставили себя ждать — начались уже ранним утром следующего дня. Чрезмерное кровотечение привело к опасному накоплению крови в легких и необходимости срочных действий. Предполагая, что операция прошла благополучно, Лалита уехала домой. Чандре пришлось самому подписывать бумагу о том, что он разрешает врачам делать то, что они считают нужным. Затем последовал длительный период выздоровления. «Это было очень болезненным», — с тоской вспоминал он то время. До 1980 года Чандра не смог полностью восстановиться. Его работы по черным дырам продолжались, но годы мрака и разочарований брали свое. Чандра всегда делал неформальные записи о проблемах, над которыми работал. Теперь они приняли болезненно интроспективной тон. 20 января 1976 года он переписал несколько строк из «Песни о земле» Густава Малера, которые попали в резонанс с его собственными ощущениями:

Судьба не была добра ко мне в этом мире!

Куда мне идти? Я брожу по горам,

Ищу отдых моему одинокому сердцу!

Весь ноябрь он занимался исследованиями черных дыр и пытался решить усложненные уравнения, но они ему никак не поддавались. «Я чувствую, что совершенно обескуражен, подавлен и одинок. Я отчаянно устал, и жизнь потеряла смысл. Я хочу преодолеть свой нынешний тупик: но три месяца передо мной как будто стоит каменная стена. <…> Я так хотел наконец-то закончить эту книгу. Вот тогда, думал я, покину этот университет и уйду от мирских дел, как древние святые. Однако столь многое мешает мне это сделать».

Чандра начал собирать все свои результаты по черным дырам в книгу, которую он думал назвать «Математическая теория черных дыр». Но он продолжал мучить себя вопросом: стоит ли всем этим заниматься? Возможно, Чандра утратил страсть к научным исследованиям. Он уже получил все престижные премии и награды, за исключением самой высокой — Нобелевской премии. Его работа по белым карликам была признана в 1974 году, когда Американское физическое общество вручило ему премию Дэнни Хайнемана за выдающиеся достижения в области математической физики, которая была его «первой любовью». Он был награжден золотой медалью Королевского астрономического общества и медалью Брюса. Но Чандра по-прежнему жаловался, что его главная работа, работа, которую он считал наиболее важной, — открытие верхнего предела масс белых карликов — так и не получила должной оценки мирового научного сообщества.

Прошло четыре года, но настроение Чандры по-прежнему было довольно мрачным. 18 октября 1980 года, незадолго до своего семидесятилетия, он писал: «Куда ушел оптимизм сороковых и шестидесятых годов? Как получилось, что я стал пессимистом, ни на что не надеюсь и ничего не жду?» На следующий день он на той же странице написал своим аккуратным почерком:

О! Пусть меня не волнуют пустые проблемы. Пусть моя книга будет мне утешением.

Чандре уже не удавалось скрыть своего подавленного состояния. Как-то раз заседание руководства физического факультета завершилось раньше времени. Профессора расслабились и предались воспоминаниям. Когда очередь дошла до Чандры, его глаза наполнились слезами. С горечью он признался, что сожалеет о прожитой жизни и боится, что все его достижения в науке не имеют никакого смысла. «Если главным для человека становится наука, то личная жизнь обязательно рушится, — грустно сказал он. — Так случилось и со мной — думаю, моей жене пришлось нелегко, у меня ведь, в сущности, ни на что другое, кроме науки, не хватало времени». Часто, обращаясь к Лалите, он называл ее «моя благородная жена» — она такой и была. Лалита сознательно приняла решение отказаться от собственной карьеры в физике и посвятила всю свою жизнь мужу, создавая ему условия для работы, дабы он мог полностью сосредоточиться на своих исследованиях. Она взяла на себя все бытовые проблемы, впрочем, за одним исключением — Чандра любил ходить в магазины, получая от шопинга огромное удовольствие. Однако как-то, оглядывая прошедшую жизнь, она грустно сказала: «Многое могло бы сложиться иначе». Лалита мечтала о совместной работе с мужем, но…

«Какой во всем этом смысл? Я чувствую себя глубоко обманутым», — писал Чандра в своем дневнике. Казалось, он полностью убежден в тщетности бытия, но, несмотря ни на что, упорно продолжал свои теоретические исследования. Работа стала его спасением и помогла преодолеть период тяжелой депрессии после сердечного приступа. Не исключено, что Чандра верил, как и Пикассо, что, пока работает, он не умрет. В конце 1982 года Чандра закончил книгу о черных дырах, и его снова стали посещать мысли о тщете бытия. Он записал в дневнике: «Во время 40, 50 и 60-х годов у меня были небольшие периоды депрессии и уныния, но наука помогала их преодолеть, а кроме того, все же некоторые надежды и устремления тогда были реализованы. И в целом я был вполне благополучен. А с 1969 года я работаю и живу практически без поддержки коллег; все мои надежды разбились в пух и прах. Однако настойчивость и желание сделать что-то полезное все-таки помогли мне сохранить присутствие духа. Светлые моменты случались редко — в мае 1976 года, когда я решил уравнения Дирака, в феврале 1978 года, когда я успешно применил уравнения Ньюмена-Пенроуза о возмущениях Рейснера-Нордстрема для черных дыр. Я отошел от мрачных 70-х годов, когда в 80-х писал книгу. Трудно представить, что было бы со мной в те годы, если бы не эта книга. Теперь же болеутоляющее, поддерживавшее меня в течение трех лет, кончилось, и я в полной растерянности, у меня нет никакого желания чем-то заняться. Книгу все-таки печатают, но будущее бесперспективно. Я стою перед темной непроницаемой стеной и не вижу никакого выхода». Это не было обычной усталостью, которую каждый автор испытывает после завершения большой работы. Нечто другое омрачало его сознание. Возможно, занимаясь исследованием черных дыр, он надеялся осуществить свою мечту стать физиком-теоретиком, как Дирак. Но его работа казалась ему недоделанной, недостаточно оцененной коллегами. К тому же книга была написана в конце жизни.

На страницах монографии «Математическая теория черных дыр» Чандра часто говорил, что ищет «простое решение». Однако тут изящество стиля и простота ему изменили. Это особенно проявилось в избыточно сложных расчетах взаимодействия черных дыр с гравитационными волнами, он никак не мог решить задачу простыми средствами. Чандра писал, что в будущем «эта сложность будет устранена при более глубоком понимании проблемы. Впрочем, уже проведенный анализ привел нас в царство рококо: великолепное, радостное, богато украшенное». Читатель может ознакомиться с деталями расчетов, изучая фолиант объемом 600 страниц и шесть рукописных блокнотов, которые он сдал в библиотеку Чикагского университета. Все это выглядит весьма впечатляюще.

Многие жаловались, что чрезмерное использование Чандрой математического аппарата затрудняло понимание физики явлений. Но именно таков был его стиль решения задачи. Коллеги шутили, что Чандра встает на рассвете и к семи утра записывает двести уравнений. На лекциях он пишет такие длинные уравнения, что они не умещаются на доске. Чандра отвечал: «Вы можете думать, что я разбиваю яйца молотком, но я делаю это весьма успешно». В своем отзыве о «Математической теории черных дыр» выдающийся британский астрофизик и астроном Мартин Рис цитирует эрудита XIX века Уильяма Уэвелла. Про доклад о теории движения Ньютона он пишет: «Мы словно находимся в старинном арсенале, где хранится оружие гигантских размеров, и поражаемся: какими же могучими были воины в далекие времена — сражались, нанося удары оружием, которое мы не в состоянии даже просто поднять». Таким же был стиль Чандры — классический, но так отличающийся от элегантного, современного, мощного топологического подхода к проблеме черных дыр, разработанного Роджером Пенроузом, работы которого Чандра, кстати, высокого ценил.

19 октября 1983 года он отметил свой семьдесят третий день рождения. В тот же день было объявлено, что он удостоен Нобелевской премии. Наконец-то он получил самую престижную награду в мире науки. На него обрушился вал поздравлений. Однако Чандра был недоволен. На церемонии в Стокгольме объявили, что премия является признанием «одной из самых известных работ Чандрасекара — изучения структуры белого карлика». Получается, огромное количество других его работ ничего не значат! Он опубликовал автобиографический отчет о семи периодах своей научной карьеры и основных работах: по структуре звезд (1929–1939), звездной динамике (1938–1943), переносу излучения (1943–1950), гидродинамической и гидромагнитной устойчивости (1952–1961), эллипсоидальным фигурам равновесия (1961–1968), общей теории относительности и релятивистской астрофизике (1962–1971) и математической теории черных дыр (1974–1983). «А работа, за которую меня наградили Нобелевской премией, была сделана мной еще в юности», — возмущался он. Друзья пытались убедить Чандру, что он получил Нобелевскую премию за все свои научные достижения, но Чандру их уговоры не утешали.

Нобелевскую премию Чандра разделил с Вилли Фаулером, который считался в то время выдающимся астрофизиком — в отличие от Чандры, которого уважали, но при этом считали скорее ученым прошлого, чем настоящего. Решение Нобелевского комитета было объявлено как раз в те дни, когда в Йерксе проходил симпозиум по ядерной астрофизике. Услышав о присуждении премии, Фаулер сделал довольно скромное заявление, а известный университетский астрофизик Дэвид Шрамм позвонил Чандре, желая его поздравить. Трубку взяла Лалита. Она сказала, что Чандра давным-давно должен был получить Нобелевскую премию, это было лишь вопросом времени. Так как Чандра начинал свою карьеру в Йерксе, Шрамм предложил ему присоединиться к торжеству, но Чандра вежливо отклонил приглашение.

Вскоре после объявления решения Нобелевского комитета Чандра дал интервью, в котором заявил, что если бы его работу признали в 1930-е годы, то не возникла бы так осложнившая его жизнь полемика с Эддингтоном. Тогда никто его не поддержал. Чандра напомнил о лекциях Рассела по структуре звезд без ссылок на его работы и неприветливое отношение к нему в Йерксе.

Жгучее желание получить Нобелевскую премию отравило жизнь не одному ученому — сделавший выдающееся открытие многие годы должен был ждать телефонного звонка в октябре[88]. Очень горько, когда тебя несправедливо забывают. Макс Борн стал лауреатом Нобелевской премии только в 1954 году, когда получение этой премии стало для него уже параноидальной идеей. Чандра помнил, как в 1933 году в Кавендишской лаборатории в Кембридже отмечали получение Нобелевской премии Дираком и Гейзенбергом. Когда они вошли в зал и все зааплодировали, глаза Борна наполнились слезами. «Я должен был там быть, я должен был там быть», — повторял он.

Большинство лауреатов Нобелевской премии были просто завалены предложениями о высокооплачиваемых выступлениях и приглашениями на высшие административные должности. Часто они даже бросали научную работу. У Чандры все произошло ровно наоборот — у него появился стимул начать новые исследования. Он решил посмотреть, что случится, когда гравитационные волны будут взаимодействовать друг с другом и воздействовать на звезды, изменяя их форму и инициируя «дыхание», «нерадиальные колебания», а также новые, рассеянные гравитационные волны — примерно как морские волны, ударяясь о скалы, отражаются обратно и встречаются с волнами, идущими им навстречу. Чандра опубликовал на эту тему двадцать семь статей — темп его работы нисколько не изменился.

Профессор физики Римского университета Валерия Феррари занималась вместе с Чандрой исследованием взаимодействия гравитационных волн. Они познакомились в Риме летом 1983 года. Валерия произвела на Чандру хорошее впечатление, и он пригласил ее в Чикаго. Через три дня после объявления о присуждении ему Нобелевской премии Валерия уже оказалась в Чикаго, в его офисе — она была готова приступить к работе. Увидев ее, Чандра был удивлен, поскольку телеграмма о ее приезде до него почему-то не дошла. Валерия до сих пор вспоминает его обходительность, его «желание изучать новое, копаться в трудных проблемах и стремление разгадать их». Чандра всегда искал в науке гармонию и симметрию. Он полагал, что «теория взаимодействующих гравитационных волн может быть построена по той же схеме, что и теория черных дыр». Задача была чрезвычайно трудной, но уже через год появилась их первая публикация, которую Чандра всегда называл «статья Валерии».

В середине 1980-х Чандре было уже хорошо за семьдесят, но он приступил к работе еще над одним проектом. В июне 1987 года Чандру пригласили выступить на конференции в честь трехсотлетия знаменитой книги Ньютона «Математические начала натуральной философии» («Philosophiae naturalis principia mathematica»), торжественно и коротко называемой «Начала». Как специалист по общей теории относительности, Чандра согласился рассказать о последних достижениях в изучении гравитации. Готовясь к выступлению, он со своей обычной скрупулезностью начал изучать магистерскую работу Ньютона. Чандру поразили элегантность результатов, полученных великим ученым и ставших основанием современной физики. Чандра назвал свою лекцию «Эстетический базис общей теории относительности». Он не представил руководству конференции текст своего выступления вовремя. «Я стал изучать „Математические начала натуральной философии“ [„Начала“ Ньютона], однако понял, что мне потребуется не меньше года, — писал он. — При рассмотрении его пятнадцати выводов и попытке самому их получить я был поражен оригинальностью его подхода. Это удивительно — даже рассуждая об истории, Ньютон использовал чисто естественно-научные приемы». Чандра был очарован Ньютоном. Великий английский ученый стал его последней любовью. Чандра был уже далеко не молод, но составил план своей работы на будущее. «Есть два проекта, которые хотелось бы завершить до моей смерти: 1. Написать и опубликовать хвалебную песнь Ньютону. 2. Подготовить текст лекции „Картины Клода Моне и общая теория относительности“. (Я напишу по этому поводу эссе — и не важно, прочту ли я когда-нибудь такую лекцию)». Два года он посвятил работе над этими проектами. Через восемь лет после Кембриджский конференции была опубликована его книга «„Начала“ Ньютона для общего чтения». Чандра написал ее очень быстро, как будто хотел обогнать время. Он посылал каждую главу издателю сразу после написания. Для себя он оставил краткие заметки под названием «Как я писал свою книгу о „Началах“». Чандра отметил, что он работал не так, как обычные историки, занимающиеся наследием Ньютона. Чандра полагал, что они избрали «легкий путь изложения в напыщенной, мягкой и расплывчатой манере», а он использовал строгий аппарат математики XX века. И именно он мог сделать это, так как был прекрасным знатоком ньютоновской механики.

Историки науки могут возразить, что такой подход несколько затушевывает образ мышления великого ученого — все-таки он был человеком XVII века и чрезвычайно интересовался библейской хронологией и алхимией. Р. Вестфолл, один из ведущих исследователей Ньютона, охарактеризовал «„Начала“ Ньютона для общего чтения» как «обязательное чтение», хотя и добавил: «Историки науки найдут, что она сбивает с толку». К счастью, этот отзыв был опубликован лишь в 1996 году, и Чандра, конечно, о нем не узнал.

Затем он завершил свое эссе о Моне и общей теории относительности. А потом чувствовал, что жизнь подходит к концу. Хотя ему было что еще сказать людям. В 1987 году он опубликовал несколько статей о взаимосвязи искусства и науки, которые потом были изданы в сборнике под элегантным названием: «Эстетика и мотивация в науке».

Чандра любил читать биографии известных людей. Находя различия и сходства в творчестве художников, писателей и ученых, он обнаружил, что они могут продолжать работать и создавать прекрасные произведения даже в пожилом возрасте. Правда, у всех это происходит по-разному. В 42 года Ньютон отказался от серьезных научных исследований. После того как Джеймсу Клерку Максвеллу исполнилось 35, этот великий ученый, объединивший электричество, магнетизм и свет, не смог сделать ничего, что соответствовало его предыдущим достижениям, а Эйнштейн не выдвинул никаких великих теорий после 36 лет. Чандра сравнивал их с лордом Рэлеем, который на протяжении своей долгой карьеры стремился внести ясность и математическую строгость во все свои теории, начиная от электричества и магнетизма до теорий о возникновении света, тепла и звука. И Чандра пришел к горькому выводу — самым важным из его открытий было самое первое, как посчитал и Нобелевский комитет. Но как же быть с другими его открытиями, не менее фундаментальными, чем работы лорда Рэлея?

Чандра считал, что важность научных исследований не имеет ничего общего с их практической пользой или понятностью для обывателей. Он всегда помнил, что сказал ему однажды Г. X. Харди в Кембридже: «Если кто-нибудь спросит вас, почему вы астроном и какая польза может быть от астрономии, то правильный ответ будет таким: астрономия бесполезна, и моя работа, вероятно, никому не нужна, но я убежден: то, что я делаю как астроном, — самая важная часть моей жизни. Да, я женат, получаю зарплату, брюнет, любим моими близкими, — но все это не имеет никакого значения для других. Зато моя профессиональная деятельность представляет ценность для отдельных людей, как бы мало их ни было, и имеет огромную ценность для меня. Ведь важно только то, что вы добавили к всеобщему знанию». Для Чандры, который всегда был одиночкой и никогда не считал себя частью астрономического истеблишмента, это высказывание Харди было вполне приемлемым объяснением смысла его исследований.

Чандра всегда любил живопись и литературу. Он считал, что искусство помогает совершенствовать науку. В своем эссе о Моне он рассуждал о красоте общей теории относительности Эйнштейна, «поскольку ученые обычно не стремились разъяснять красоту ее деталей». Он задавал себе вопрос: «Можно ли оценивать научные теории как произведения искусства?» — и напомнил о двух уже данных на него ответах. Первый из них принадлежит великому английскому философу Фрэнсису Бэкону: «Не может быть совершенной красоты, у которой не нарушены пропорции. В истинной красоте всегда есть изъян». Второе принадлежит Гейзенбергу, герою его юности: «Красота есть соответствие частей друг другу и целому». По мнению Чандры, критерий Гейзенберга применим и к искусству и к науке.

В общей теории относительности кажется «странным», что она связывает объекты, которые ранее считались совершенно несвязанными, а именно структуру пространства и материю в этом пространстве. Большие массы и очень плотные объекты, такие как белые карлики и нейтронные звезды, искажают пространство вокруг себя. (Стивен Хокинг преподнес еще больше сюрпризов, когда использовал квантовую механику для рассмотрения черных дыр и обнаружил, что они со временем — испаряются! Правда, за огромное время — триллионы и триллионы лет — дольше, чем предполагаемое время жизни нашей Вселенной[89]). Для Чандры решение уравнений общей теории относительности Эйнштейна по методу Керра было еще одним примером красоты науки, которую он проанализировал в своем эссе о Моне и общей теории относительности. Первоначальное решение Керра было математическим упражнением для анализа состояния пространства и времени вблизи вращающейся сферы, но последующие исследования показали, что эта сфера в реальности является вращающейся звездой внутри вращающейся черной дыры. Описание черных дыр с помощью всего лишь массы и спина потрясло астрофизиков. Чандра заявил: «Существует множество примеров, когда красивая идея, родившись в человеческом сознании, обязательно находила, рано или поздно, подтверждение своей верности в окружающем нас мире. Мне кажется, это весьма здравая мысль».

Моне был любимым художником Чандры. Глядя на картины со стогами сена и с Руанским собором глазами математика, Чандра видел вечные, неизменные образы, сотканные из света и цвета. «Для меня пейзаж не существует сам по себе — живым его делает все, что его окружает», — цитировал он Моне. Согласно общей теории относительности, структура пространства-времени определяется его геометрией и описывается сложными уравнениями. Как и художники, ученые работают с цветом, формой и симметрией. Для них геометрия и уравнения играют ту же роль, что свет и цвет для художника, — с их помощью можно описать существующую реальность.

Погружаясь в исследования черных дыр, Чандра вдохновлялся работами Пенроуза о сталкивающихся гравитационных волнах. Удивительным образом математические расчеты показывали, что после столкновения волны отражаются друг от друга, затем коллапсируют и образуют сингулярность — подобно происходящему в черной дыре. Этот результат можно было бы сравнить с открытием Чандры пятидесятилетней давности. Глубокое понимание сложного математического аппарата общей теории относительности привело Чандру к мысли, что теория встречных волн может быть построена подобно теории черных дыр. Чандра сумел обойтись без громоздких математических вычислений, которые описывают гравитационные волны, потому что структура пространства-времени после столкновения гравитационных волн подобна вращающейся черной дыре.

Картины Моне натолкнули Чандру на эффектный способ описания неожиданного сходства черных дыр и сталкивающихся гравитационных волн. Он выписал сложные уравнения этих двух явлений как две «картины», описанные с помощью метрик Керра, хотя внешне они полностью отличаются, как и два пейзажа Моне с Руанским собором.

С невероятной математической виртуозностью Чандра показал, что оба набора уравнений могут быть записаны «просто» как уравнение E = p + iq об искажении пространства-времени. «Это замечательный факт, — записал он, — весь набор уравнений в обеих картинах можно свести к одному и тому же уравнению». Не обсуждая смысла символов, скажем, что E — это блестящий «неизменный объект» Чандры[90]. Уравнение связывает два совершенно различных аспекта изучения звезд. Свойства черных дыр и рассеяние гравитационных волн — две стороны одной и той же общей теории, связанные математической величиной E. В этом уравнении проявилась красота общей теории относительности, и Чандра был чрезвычайно взволнован возможностью такого столь неожиданного упрощения. В своем эссе о Моне он процитировал изречение Гейзенберга о красоте науки: «Если природа приводит нас к простым и красивым математическим формам, ранее никому не встречавшимся, то легко поверить, что они истинны и раскрывают подлинную ее сущность».

Однако коллеги не разделяли энтузиазм Чандры. Валерия Феррари вспоминала: «Думаю, он был сильно разочарован, что они не смогли в полной мере оценить и понять глубину физической идеи — объединения этих теорий (черных дыр и сталкивающихся гравитационных волн) в одном представлении, результат, который он считал главным своим достижением». В книге «Математическая теория черных дыр» Чандра рассказывал о своих разговорах со скульптором Генри Муром — они обсуждали, как надо смотреть на скульптуры, с близкого расстояния или издалека. Мур считал, что скульптуру нужно рассматривать со всех расстояний — так красота раскрывается более полно. Подобно статуе Микеланджело, для Чандры «математическое совершенство черных дыр также проявляется особым образом на каждом уровне понимания». И в этом — их своеобразная красота.

Эддингтон писал о падении в черную дыру как о падении «в никуда». Но как мы понимаем термин «никуда»? В области сингулярности звезды, которая сократилась до бесконечно малой и бесконечно плотной точки, законы классической физики и общей теории относительности нарушаются. Однако квантовая механика умеет справляться с бесконечностями, перед которыми пасует классическая физика. В глубине черной дыры действуют законы квантовой гравитации. И физики предполагают, что в этой экстремальной области теряется связь между пространством и временем и нарушается причинный порядок событий. Пространство теряет определенную форму и превращается в колеблющуюся «квантовую пену», подобную аморфной массе мыльной пены. Это мир без конкретности, там царит вероятность.

Трудно представить себе, какие могут нас ожидать сюрпризы с черными дырами. С точки зрения математики сингулярность в этой бездонной гравитационной яме поразительным образом похожа на сингулярность, породившую Большой взрыв. Возможно, черные дыры могут рождать «беби-вселенные», пригодные для жизни. И вновь математика оказалась ключом к раскрытию самых удивительных тайн природы. Это чувство не покидало Чандру до самого конца жизни.

Формально Чандра ушел с работы в Чикагском университете в 1980 году. После выхода на пенсию за ним до 1985 года сохранялось звание профессора с прежней зарплатой. Вскоре он получил грант на исследования и пригласил на работу своих любимых учеников, в том числе и Феррари. 21 августа 1995 года Чандра проснулся от сильных болей в груди. Он не хотел беспокоить Лалиту, оделся и незаметно вышел из спальни, бросив быстрый взгляд на зеркало и на шкаф с репродукцией картины Моне, на которой была изображена маленькая девочка. «Это ты», — часто говорил он Лалите. Чандра поднялся по лестнице, сел в машину и поехал в университетскую клинику. У входа в здание он упал — это был обширный инфаркт. Чандра умер в тот же день, на руках у Лалиты.

Она развеяла часть его праха на территории университета, часть высыпала в озеро Мичиган, а часть праха увезла в Индию, «он всегда с нами, потому что он везде».

Глава 14

Внутрь черной дыры

Спустя четыре года после смерти Чандры, 23 июля 1999 года, с мыса Канаверал стартовал космический челнок «Колумбия». На нем находился самый современный рентгеновский телескоп — рентгеновская обсерватория «Чандра»[91]. Лалита была почетным гостем на презентации. Однако она не считала, что Чандра был бы рад присвоению спутнику его имени. Лалита говорила, что он всегда думал только о работе и в гораздо большей степени его бы порадовали будущие открытия обсерватории во Вселенной, чем ее название.

Рентгеновская обсерватория «Чандра» предназначалась для поиска черных дыр, и поиск этот оказался весьма успешным — ученым удалось проникнуть во многие тайны, долгие годы мучившие астрономов и астрофизиков. Одним из наиболее интригующих объектов оказалась галактика NGC 6240. Эта галактика находится в созвездии Змееносца на невообразимо далеком расстоянии от Земли в почти 3840 миллионов триллионов километров (мы видим NGC 6240 такой, какой она была 400 миллионов лет назад). Ранее рентгеновские обсерватории уже обнаружили таинственный источник рентгеновского излучения прямо в центре галактики. Совместные наблюдения в радио-, оптическом и инфракрасном диапазоне выявили и второй источник. С помощью приборов обсерватории «Чандра» со сверхвысоким разрешением удалось определить, что рентгеновское излучение испускается двумя активными ядрами галактик, получающими энергию от сверхмассивных черных дыр[92]. Астрофизики сделали вывод, что NGC 6240 представляет собой продукт столкновения двух галактик с активной черной дырой в каждой. В NGC 6240 с огромной интенсивностью рождаются звезды, они эволюционируют и время от времени взрываются. Слияние предыдущих галактик случилось примерно 30 миллионов лет назад. Две сверхмассивных черных дыры находятся на расстоянии 29 тысяч триллионов километров друг от друга, и каждая из них обладает огромным гравитационным потенциалом. Они постепенно дрейфуют, сближаются и формируют двойную спиральную систему, сливаются и в конце концов образуют черную дыру еще больших размеров. Это подтверждает гипотезу о том, что сверхмассивные черные дыры в галактических центрах образуются при слиянии меньших по размеру черных дыр.

«Слияние» идет около 400 миллионов лет и состоит из трех этапов. Сначала две черных дыры кружатся друг вокруг друга, затем они сближаются в этаком космическом «танго» и в результате сливаются. Этот заключительный «щелчок» наступает, когда дыра в координатах пространства-времени принимает симметричную форму. Астрофизики считают, что в результате возникает одна вращающаяся черная дыра, а две предыдущих исчезают без следа. Образующиеся при этом гравитационные волны могут предоставить информацию, доступную для математической обработки. Самые мощные волны появляются при слиянии и «щелчке». В зависимости от поведения гравитационных волн можно установить, что возникшая черная дыра — это результат слияния двух черных дыр или какого-то иного процесса. Астрофизики считают, что ежегодно во Вселенной происходит несколько подобных катастрофических слияний. Но если с NGC 6240 такое случится, то мы увидим это с Земли через 400 миллионов лет или даже позже. В последние годы ученые разработали наземные приборы для обнаружения гравитационных волн, возникающих при «щелчке» и иных катастрофах в космосе. Одним из них является лазерный интерферометр обсерватории гравитационных волн (LIGO), в котором лазерный луч расщепляется надвое. Эти лучи распространяются в двух взаимно перпендикулярных направлениях на 3200 метров. Затем они объединяются и интерферируют. Любое изменение длины пути лазерного луча изменяет интерференционную картину. Этот метод настолько чувствителен, что с его помощью можно обнаружить изменение одной триллионмиллиардной части пути лазерного луча. Предполагается, что пульсации структуры пространства-времени, вызванные такими космическими событиями, как взаимное вращение двух черных дыр или двух нейтронных звезд, должны изменить величину по крайней мере одного из этих путей, а также и интерференционную картину. Так ученые обнаружат гравитационные волны. NASA и Европейское космическое агентство (ESA) совместно разработали очень интересный проект космической антенны, использующей принцип лазерного интерферометра (LISA). Проект предусматривает запуск трех космических аппаратов с лазерами по углам равностороннего треугольника, на расстоянии 4,8 миллиона километров друг от друга. Лазерные лучи каждого аппарата направляются навстречу друг другу. Находящийся в космосе детектор LISA будет особенно чувствителен к гравитационным волнам низкой частоты. Фоновый шум из-за подземных толчков мешает наблюдать такие волны с помощью LIGO на Земле. LISA сможет обнаруживать двойные звезды, вращающиеся друг вокруг друга с минутными и часовыми периодами, a LIGO отметит гораздо более быстрые явления, например спиралевидное движение двойных черных дыр.

Ученые трудятся и над другими проектами. Одним из них является создание программы для суперкомпьютера в Лоуренсовской национальной лаборатории в Беркли. Предполагается определить характер гравитационных волн, создаваемых при слиянии пары вращающихся черных дыр Керра с произвольными осями вращения. При столкновении и слиянии двух черных дыр образуется новая черная дыра, излучающая гравитационные волны, обладающие импульсом. Этот процесс вызывает отдачу, которая может вытолкнуть новообразованную дыру из центра галактики. Ядро галактики при этом «травмируется» и демонстрирует необычный спектр излучения. Мартин Рис предположил нечто еще более впечатляющее — отдача оказывается столь сильной, что черная дыра вырывается из своей галактики и устремляется в пространство, словно запущенная катапультой.

Своеобразный компаньон обсерватории «Чандра», космический телескоп «Хаббл», обнаружил поразительное явление — черную дыру, двигающуюся в нашей Галактике со скоростью 110 километров в секунду. Занесенная в каталог как GRO J1655-40, она стала первым известным примером черной дыры, отлетающей от массивной сверхновой звезды после ее взрыва. Ее перемещение можно проследить, так как она движется вместе с сопутствующей звездой-компаньоном, которую постепенно поглощает. Астрономы считают эту пару остатками от взрыва сверхновой, породившей черную дыру. Звезда-компаньон вращается вокруг GRO J1655-40 с периодом 2,6 дня. К счастью, GRO J1655-40 находится на безопасном от нас расстоянии — нас разделяют примерно 58000-86000 триллионов километров.

Обсерватория «Чандра» предназначена также и для изучения струй (джетов), исходящих из квазаров. Наблюдения показывают, что струи вылетают из черной дыры в центре квазара со скоростью, примерно равной половине скорости света. С помощью обсерватории «Чандра» было обнаружено рентгеновское излучение в отдалении от центра галактики, где струи прорываются через облако газа и затормаживаются. Астрономы надеются, что данные, полученные благодаря «Чандре», помогут понять, как эти струи влияют на окружающее пространство.

Обсерватория «Чандра» даже «услышала музыку» черной дыры. Этот космический концерт создала сверхмассивная черная дыра в скоплении галактик созвездия Персея, на расстоянии 2400 триллионов триллионов километров от Земли. Почти трехсуточные наблюдения и последующая обработка изображений позволили обнаружить волны вблизи черной дыры, которые оказались звуковыми. Считается, что они вызваны многочисленными взрывами в окрестностях черной дыры, происходящими при падении на нее значительного количества газообразной материи из галактик, поглощаемых дырой. По тону звук соответствует си-бемоль, но мы не можем его слышать — он на пятьдесят семь октав ниже среднего до. А ведь клавиатура пианино имеет всего семь октав. Гул черной дыры более чем в миллион миллиардов раз ниже, чем звуки, улавливаемые человеческим ухом. Рев черной дыры — самая низкая нота во Вселенной.

Один из самых удивительных объектов обнаружен прямо в центре нашей Галактики — на Млечном Пути, на расстоянии 268 тысяч триллионов километров. Благодаря наблюдениям в радио-, инфракрасном и рентгеновском диапазонах, астрономы проникли сквозь мрак густой межзвездной пыли, окружающей ядро Галактики. Оказалось, что в самом ее центре находится невероятно мощный источник радиоволн и видимого света — слишком мощный, чтобы исходить от звезды, пульсара или фрагмента взорвавшейся сверхновой. Астрофизики предполагают, что в центре каждой галактики существует черная дыра и что наблюдаемый объект на Млечном Пути — такая массивная черная дыра, питаемая аккреционным диском. Ее назвали Стрелец A* (Sagittarius А*, или Sgr А*).

В 1996 году астрономы начали создавать точные трехмерные карты звездных скоплений, вращающихся в этом районе Вселенной. Данные, полученные в течение десяти лет с помощью камер высокого разрешения и телескопа Южной европейской обсерватории в Сьерро-Паранале в Чили, подтвердили, что звездные скопления перемещаются вокруг источника излучения, не являющегося звездой, и что темный объект находится именно там, где и компактный источник рентгеновского излучения Sgr А*. Ближайшая к нам звезда S2 делает полный оборот вокруг Sgr А* каждые 15,2 года на расстоянии 16 миллиардов километров. Эти данные позволили астрофизикам с большой точностью вычислить, что масса Sgr А* в 4 миллиона раз больше массы Солнца, а горизонт событий равен 22,4 миллиона километров — это меньше орбиты Земли вокруг Солнца. Sgr А* вращается вокруг своей оси с периодом 11 минут.

Нечто массивное и притом столь компактное — это может быть только сверхмассивная черная дыра, и прямо в центре нашей Галактики! Эта гипотеза полностью соответствует результатам наблюдений. Как и утверждал Чандра, красота и простота управляют миром…

Астрономы продолжают изучать Sgr А* и накапливать данные, которые позволят понять, как рождается и развивается сверхмассивная черная дыра в центре Галактики. Даже после вспышки Sgr А* испускает рентгеновские лучи сравнительно низкой интенсивности, характерные для «голодной» черный дыры, возникшей после взрыва сверхновой, который уничтожил большую часть межзвездного газа вокруг нее, и дыра испаряется, — ненасытный, пожирающий галактики космический пылесос. Чандра был бы очарован панорамой небесного свода — мозаикой из тридцати отдельных изображений, полученных обсерваторией «Чандра» в июле 2001 года. Она демонстрирует вытянутые части ядра Млечного Пути размером от 3800 до 8600 триллионов километров. При тщательном рассмотрении можно отметить сотни белых карликов, нейтронных звезд и вспышки рентгеновского излучения черных дыр в облаке раскаленных газов с температурой много миллионов градусов Кельвина. Sgr А* находится справа от яркого пятна в центре фотографии.

Коллапсирующая звезда вращается все быстрее и быстрее, а вращающийся аккреционный диск ускоряет это вращение. Однако данную теорию не удавалось проверить до сентября 2003 года, когда это было сделано с помощью космической обсерватории «Чандра». Перемещаясь в пространстве, черная дыра поглощает газ звезды-компаньона, вращающийся вокруг черной дыры и расширяющий ее аккреционный диск. Если дыра не имеет компаньона, она затягивает окружающий межзвездный газ с образованием диска. Перемещаясь в направлении черной дыры, газ нагревается до десятков миллионов градусов Кельвина. Атомы железа в этом газе излучают отчетливые сигналы в рентгеновской области спектра и позволяют определить орбиты частиц в окружении черной дыры. Расстояние частиц от черной дыры зависит от кривизны пространства-времени вблизи нее. Если черная дыра вращается, то она увлекает вместе с собой пространство-время и скручивает эту область в воронку, у которой горизонт событий меньше, чем у самой дыры. В результате орбиты частиц оказываются ближе к вращающейся черной дыре, чем к невращающейся. Уменьшение диаметра орбит может быть обнаружено по рентгеновскому излучению этих частиц, которое в случае вращающейся черной дыры имеет большую длину волны, чем для невращающейся. Для этих частиц гравитационное красное смещение должно быть более заметно, так как они ближе к горизонту событий. При наблюдении рентгеновского излучения атомов железа, вращающихся вокруг черных дыр, астрофизики обнаружили, что частицы находятся на расстоянии всего 32 километров от горизонта событий. Орбиты частиц вокруг Лебедя X-1 находятся более чем в 160 километрах от горизонта событий, что позволило астрофизикам признать Лебедь X-1 невращающейся черной дырой. Это следует из сложных математических моделей аккреционных дисков. Однако до сих пор не появилось надежных методов различения вращающихся и невращающихся черных дыр. У некоторых черных дыр звезда-компаньон прекращает свое существование до того, как у дыры образуется спин заметной величины. Возможно, так случилось и с Лебедем X-1, хотя астрофизикам еще предстоит выяснить, вращается ли эта звезда. Почему некоторые черные дыры вращаются быстрее других? Дело в том, что спин черной дыры может быть результатом сложения момента вращения коллапсирующей звезды, момента вращения ее компаньона и хаотического потока разогретого газа из аккреционного диска, а он не всегда вращается в том же направлении.

Обсерватория «Чандра» зарегистрировала множество фантастических космических событий. В одном из неравных гравитационных столкновений звезда с массой нашего Солнца была случайно сбита с курса другой звездой и исчезла вблизи сверхмассивной черной дыры в центре галактики RX J1242-11 в созвездии Девы. Черная дыра с массой в 100 миллионов больше Солнца разорвала в клочья незваного гостя и вызвала одну из самых мощных рентгеновских вспышек, когда-либо зарегистрированных в этой галактике. Обсерватория «Чандра» зарегистрировала эту катастрофу 9 марта 2001 года. Ее заметили также космическая рентгеновская обсерватория «XMM-Newton» и рентгеновская обсерватория ROSAT (разработанная учеными из Германии, Великобритании и США). Уникальное событие было предсказано сразу после появления теории черных дыр, но никогда до того не наблюдалось[93].

Идея о существовании черных дыр вызвала появление самых невероятных предположений и фантастических домыслов о Вселенной, незначительной частью которой мы являемся. Не сможем ли мы в один прекрасный день создать черные дыры в лаборатории? У физиков уже имеется программа соответствующих исследований. Не нужно сжимать вещество до его радиуса Шварцшильда — такой технологии пока нет. Предлагается совершенно иной способ — разогнать на ускорителе элементарные частицы до околосветовых скоростей и столкнуть их друг с другом. При столкновении выделится огромное количество энергии в очень малом объеме, и тем самым на долю секунды воспроизведутся условия, возникшие сразу после Большого взрыва, когда температура достигала десяти тысяч триллионов градусов Кельвина и образовывались черные дыры. Эксперимент планировали провести еще в 2005 году с использованием протонов и антипротонов на Большом адронном коллайдере в Европейском центре ядерных исследований. Физики уже говорят о «фабриках черных дыр», в которых они надеются получать эти дыры. Черная дыра будет в миллион раз меньше, чем размер атомного ядра (10-13 сантиметров) и с массой около массы протона (10-24 граммов). Хокинг предсказывает, что они испарятся за доли секунды и при этом произойдет вспышка излучения, анализируя которую физики надеются получить информацию об образовании черных дыр и о структуре пространства на самом микроскопическом уровне[94]. Согласно теории Хокинга, спектр этого излучения зависит от числа измерений пространства, в котором оно распространяется, и может предоставить информацию о свойствах пространства вблизи черной дыры. В теории ранней Вселенной предполагается, что в начале времен пространство имело больше четырех измерений — в отличие от наших привычных представлений. Размерности большего порядка не проникают в наше пространство и заметны только при чрезвычайно малых размерах — от одной десятой от одной триллионной одной триллионной размера атома (10-33 сантиметров). В таких невероятно малых областях ученые ожидают проявления эффектов квантовой гравитации[95]. Это так называемая планковская длина, наименьшее расстояние в теоретической физике. Она составлена из трех фундаментальных констант: гравитационной постоянной G, описывающей масштаб наблюдаемой Вселенной, постоянной Планка для атомного масштаба и скорости света. Некоторое представление о планковской длине дает такое сравнение: если атом увеличить до размеров всей Вселенной, то планковская длина будет равна примерно метру. Планковская длина невообразимо мала, но не равна нулю — она определяет область пространства с объемом 10-99 кубических сантиметров. И как это ни покажется удивительным, ученые умеют изучать объекты столь ничтожного масштаба. Для исследования их структуры физики используют длины волн примерно такого же размера. Радары настроены на длины волн, сравнимые с геометрическими размерами самолетов, а для исследования свойств атомов необходимо использовать волны с очень короткой длиной. Физики получают коротковолновое излучение чрезвычайно высокой частоты и энергии с помощью Большого адронного коллайдера. Можно надеяться, что им удастся воспроизвести условия ранней Вселенной, а излучение черных дыр Хокинга в коллайдере даст информацию о возможных дополнительных размерностях пространства. Не исключено, что в глубинных областях черной дыры, где приходится использовать законы квантовой гравитации, звезды коллапсируют не полностью. Вместо этого появляются дополнительные размерности пространства, и это может преподнести ученым неожиданные сюрпризы. Астрофизики рассуждают о вероятности совершенно фантастических вещей — например, могут ли черные дыры использоваться как порталы для путешествий в невообразимо далекие галактики. Серьезным препятствием является огромная гравитация коллапсирующей звезды, которая превратит космонавтов и их космический корабль в ничто. Но появилась хитроумная идея обнаружения черных дыр с «благоприятной» сингулярностью. Математические модели таких дыр уже разрабатываются[96]. Появилась и гипотеза, что некоторые сверхмассивные черные дыры имеют гибридную структуру с участками менее значительной гравитации. Пролет космических аппаратов через эти участки черной дыры обеспечит бесстрашным космонавтам больше шансов на выживание. Когда космический корабль попадет в такую черную дыру, искривление пространства и времени вблизи «благоприятной» сингулярности или в области слабой гравитации затянет корабль внутрь дыры. Это приведет к значительному ускорению и дальнейшей резкой остановке корабля, как бы уткнувшегося в тупик. В иллюминаторе космонавты увидят странную картину. Приборы покажут, что они высадились на планете, находящейся в миллионе триллионов километров от Земли. А по своим часам астронавты пролетят это огромное расстояние всего за несколько минут. Хотя бегущий по поверхности пространства-времени свет затратит миллион лет для этого путешествия, их полет через щель вблизи сингулярности будет почти мгновенным. Это как если добраться от Северного полюса до Южного сквозь планету, вместо путешествия по ее поверхности.

Путь напрямик — результат математического решения уравнений общей теории относительности Эйнштейна, называемый «кротовой норой». Это — дыра в пространстве-времени, которая позволяет астронавтам туннелировать вместо того, чтобы двигаться по поверхности. Туннель может возникнуть или же закрыться вследствие чудовищной гравитации в перемычке между двумя удаленными объектами. Гравитация здесь столь велика, что вырваться из нее не может даже свет. Для преодоления этого эффекта должен потребоваться материал с отрицательной гравитацией, теоретически предсказанный квантовой механикой. Такого рода объект откроет туннель на время, за которое путешественник пройдет через него. В будущем представители сверхпродвинутой цивилизации, надо надеяться, сумеют это сделать.

Пока же ученым не удается найти пространственно-временной туннель, но мы знаем, где находятся черные дыры. Близкий к нам Стрелец А* — неплохая цель космического путешествия, хотя до него все-таки 240 триллионов километров. Наверняка ученые когда-нибудь научатся вводить людей в состояние анабиоза, которое позволит им выжить в долгом межзвездном путешествии. А в один прекрасный день космонавт отправится в полет к черной дыре и возвратится обратно, на Землю, через пространственно-временной туннель[97].

Существование черных дыр следует из теории относительности, однако долгие годы они казались ученым чем-то абсурдным и нереальным, впрочем как и многие другие следствия этой теории. Так, сегодня уже доказано, что движущиеся часы идут медленнее, чем часы покоящиеся[98]. Предположим, что в будущем космонавты смогут совершить путешествие до ближайшей к нам звезды — Альфы Центавра, удаленной от нас на 38 триллионов километров, — с околосветовой скоростью. Во время полета на их звездолете прошло бы всего несколько лет, а на Земле — столетия. Вернувшись на Землю, путешественники окажутся в далеком будущем: родные отважных покорителей космоса давно умерли, сменилось множество поколений землян. Но вспомним про пространственно-временной туннель — ведь он тоже является математическим следствием теории относительности. Если бы наши космонавты смогли использовать антигравитационный материал и открыть вход в такой туннель, они добрались бы до Альфы Центавра за нескольких минут, и их часы показывали бы практически то же время, что и часы на Земле. А полетев обратно на Землю с околосветовой скоростью, они вернулись бы домой раньше, чем улетели.

Все это кажется просто математическим абсурдом, как и идея Чандры о белых карликах, сжимающихся до бесконечно малых точек бесконечной плотности. Идея, которая привела к открытию черных дыр — таинственных пропастей в ткани пространства и времени с диаметрами около миллионов километров, образований, способных поглощать звезды. Ученые не верили Чандре много лет, зато потом его прозрения привели к глубоким изменениям наших представлений о Вселенной, внесли огромный вклад в развитие астрофизики.

Чандра всю свою жизнь провел в мире сложнейших расчетов, в мире чисел и символов. Он помог раскрыть некоторые тайны Вселенной, но множество тайн его собственной жизни не раскрыты и по сей день. Уверенный в своем даре, Чандра постоянно испытывал горечь — ему казалось, что признание его заслуг научным сообществом недостаточно. Чандра часто вспоминал слова Эддингтона о Дедале и Икаре: такие ученые, как Дедал, создают теории и применяют их только в тех областях знания, где уверены в успехе, а ученые типа Икара — авантюристы, лезут в Незнаемое. Чандра относил себя к типу Икара — он всегда предпочитал рисковать.

В конце жизни Чандра часто ездил в Индию, он думал, что когда-нибудь они с Лалитой навсегда переберутся на родину. Однако после его смерти Лалита решила, что останется жить в их старой квартире, где все было пропитано воспоминаниями о долгих годах, проведенных рядом с ее великим мужем. Его кабинет должен оставаться точно таким же, как в день его ухода.

Главное место в кабинете занимал массивный деревянный стол. Напротив — большое окно, откуда Чандра смотрел на университетский городок, где вначале чувствовал себя нежеланным гостем. Справа от окна — стул, на котором Лалита обычно сидела и с обожанием смотрела на работающего Чандру. Иногда он поглядывал на жену и спрашивал, все ли в порядке, не хочет ли она чего-нибудь. «Просто люби меня», — говорила Лалита, и они обнимались. Пятьдесят девять лет они прожили душа в душу. Индийцев часто считают плохими слушателями, говорит Лалита, но к ней это не относилось. Она могла слушать мужа часами. Чандра поражался, насколько хорошо Лалита чувствует и понимает его. «Ты открыла меня», — часто говорил он.

Чандра любил водить машину. Однажды во время длительного путешествия по штату Огайо Лалита предложила включить радио и послушать музыку — дорога была скучной и утомительной. Однако радио не работало. Тогда Лалита предложила пройтись по алфавиту и выбрать тему для разговора, начиная с каждой буквы. Первой была буква «А», и естественным образом они попали на астрономию. Лалита попросила Чандру рассказать несколько историй про астрономов, и он сразу спросил: «Может, я буду диктовать?» — «Отлично! Но о ком ты собираешься говорить?» — «О ком? Конечно же, об Эддингтоне». «Он говорил непрерывно, а я записывала, — вспоминает Лалита, — так время пролетело незаметно».

Близкий друг и коллега Чандры по работе в Чикагском университете, нобелевский лауреат 1980 года Джеймс Уотсон Кронин рассказывал: «Несомненно, конфликт с Эддингтоном наложил отпечаток на всю его жизнь. Чандра действительно никогда публично не демонстрировал свою обиду на Эддингтона, но всегда помнил об инциденте 11 января 1935 года».

Кронин и другие его коллеги в Чикаго считали, что Чандра никогда не был счастлив или хотя бы удовлетворен собой. Одержимый наукой, он редко испытывал радость от хорошо сделанной работы и был предрасположен к приступам депрессии. После 11 января 1935 года он надолго потерял уверенность в себе. Всю оставшуюся жизнь Чандра пытался доказать свою научную состоятельность самому себе, а точнее, призраку Эддингтона, который преследовал его, как тень отца Гамлета. Чандра со слезами на глазах не раз говорил Лалите, что его напряженная работа помешала ему ощутить счастье личной жизни. К 1980 году Чандра получил все возможные научные премии и намного большее признание, чем Эддингтон. Однако тень этого человека продолжала его преследовать. Но Чандра умел прощать и, несмотря ни на что, продолжал дружить с Эддингтоном. Чандра не раз говорил, что события 11 января 1935 года «не влияют на наши личные отношения». Эддингтон часто приглашал Чандру на крикет и на теннис в Уимблдоне, иногда они вместе катались на велосипедах. А однажды Эддингтон открыл Чандре свой личный код, придуманный им для поездок на все более далекие расстояния (с помощью этого кода он заставлял себя больше заниматься спортом): пусть n — это количество миль, которые Эддингтон проехал в данный день; необходимо проехать n миль n раз в году и постоянно увеличивать это число. Эддингтон усердно придерживался этого правила. В 1938 году он писал Чандре: «Моя езда на велосипеде по-прежнему равна 75. Была довольно неудачная Пасха, когда у меня были только две поездки по 74 и три четверти мили, которые не в счет». В 1943 году он отметил, что «n теперь равно 77. Я помню, что при Вас было 75».

Чандра всегда любил читать биографии великих физиков, причем ко многим ученым относился весьма критически. Так, ему не нравилось, что у Эрвина Шрёдингера было много женщин. Чандра считал, что безупречная личная жизнь является важнейшим компонентом успешной научной деятельности.

Признание медленно приходило к Чандре. Однажды он с ужасом обнаружил, что некоторые физики называют верхний предел массы белых карликов пределом Ландау, а не Чандрасекара. Отсюда, по-видимому, была его некоторая жесткость и суровость. Эддингтон славился грубостью своих выступлений на собраниях Королевского астрономического общества. Но и Чандра вел себя таким же образом. Его кресло в зале заседаний было неприкосновенным. Если кто-то по неосторожности садился в него, Чандра подходил и выжидательно стоял рядом, пока тот не уйдет. Коллеги всегда знали, что от Чандры можно ожидать любых неприятностей. Вспоминают, как во время обсуждения доклада Чандра резко прокомментировал какой-то пассаж докладчика и тут же вышел из зала. Докладчика успокоили, сказав, что на самом деле ему был сделан комплимент. Если Чандре не нравилась лекция, он уходил задолго до ее конца.

На публике Чандра был строг, но, как и Эддингтон, всегда благожелательно относился к своим аспирантам и всячески их поддерживал. У Эддингтона было мало учеников и сотрудников, а у Чандры их было много — одних только аспирантов сорок пять человек. Начиная с 1954 года Чандра полностью отдавался физическому факультету Чикагского университета, который закончили все его ученики, а в 1964 году, когда он переехал в университетский кампус, они последовали за ним. В течение двадцати лет руководство Йеркской обсерватории не разрешало занимать кабинет Чандры в надежде, что он когда-нибудь к ним вернется. Но этого так и не произошло.

Чандра очень тщательно отбирал учеников. Определяющим условием был высокий математический уровень претендента. Исследования его студентов всегда касались той области, которая в данный момент интересовала Чандру, причем всем удавалось защитить диссертацию по этой теме. Чандра никогда не ставил своим студентам задачи, которые не мог бы решить сам. Его ученики вспоминают, что он всегда был доступен, внимателен, заботился об их будущей научной карьере, но строг и беспощаден, если качество работы учащегося не соответствовало его требованиям. И никто на это не жаловался — все понимали, что жесткая критика шла им на пользу.

Работавшие с Чандрой часто вспоминали его шутки, иногда довольно горькие. У него было прекрасное чувство юмора, он совсем не был сухим ученым мужем. В конце 1950-х годов математик Джон Сайкс с помощью йеркских коллег Чандры сочинил пародию на его работу. Подобно статье Чандры «О нестабильности слоя жидкости, нагреваемой снизу при одновременном воздействии вращающегося магнитного поля. II», она была озаглавлена: «О невозмутимости лифтеров. LVII». Это была веселая пародия на тяжелый стиль статей Чандры с многочисленными сносками на его предыдущие публикации. Сайкс отправил статью в «Астрофизический журнал» для опубликования 19 октября, в день рождения Чандры. Секретарь редакции на всякий случай решил показать статью Чандре, не думая, что она его позабавит. Но Чандра был в восторге, с огромным удовольствием всем давал ее читать и согласился, чтобы она была напечатана в «Астрофизическом журнале» в отдельном приложении за деньги автора статьи. Сайкс настолько хорошо спародировал стиль Чандры, что профессор всерьез рекомендовал его опус студентам как образец правильного написания научной работы.

Чандра постоянно анализировал все происходящее с ним и свои отношения с другими людьми. Конечно, наука имеет дело с абстрактными понятиями, и на фоне грандиозных событий космического масштаба человеческая жизнь кажется ничтожной. Но не будем забывать, что ученые, проводящие эксперименты, занимающиеся математическими расчетами и выдвигающие теории, — всего лишь люди. Ими могут двигать иррациональные побуждения, часто они отвергают результаты, не соответствующие их собственным представлениям, работают под влиянием страстей, зависти, страхов, амбиций и разочарований.

Чандра невероятно много сделал в науке. Его монографии стали настольными книгами каждого астрофизика. Но, несмотря на всеобщее признание и награды, Чандра долгие годы страдал — ему казалось, что его теорию эволюции звезд игнорируют. Когда же она наконец была признана и Чандра получил высшую научную награду — Нобелевскую премию, особой радости это ему уже не доставило. Однако он продолжал работать как одержимый, забывая о душевных муках и сопротивляясь приступам депрессии. Продолжал свой вечный поиск внутренней гармонии, который смогла прервать лишь его смерть…

Биографическая справка

АДАМС УОЛТЕР СИДНИ (1876–1956) — один из самых известных астрономов XX века. Совместно с Ч. Сент-Джоном и Т. Данхемом измерил количество водяного пара и кислорода в атмосфере Марса, а также обнаружил углекислый газ в атмосфере Венеры. В 1925 году по просьбе Эддингтона исследовал спектр белого карлика Сириус В с целью обнаружения гравитационного красного смещения спектральных линий, предсказанного общей теорией относительности А. Эйнштейна. Доказал наличие тяжелых элементов (в частности, железа) в облаках межзвездного вещества. Определил скорость вращения Солнца, изучал различия в спектре солнечных пятен.

АМБАРЦУМЯН ВИКТОР АМАЗАСПОВИЧ (1908–1996) — выдающийся советский астрофизик, основатель школы теоретической астрофизики в СССР. В 1946 году основал и возглавил Бюраканскую астрофизическую обсерваторию, директором которой был до последних дней жизни. Его исследования посвящены многим областям астрономии, в частности физике звезд и газовых туманностей, статистической механике звездных систем, внегалактической астрономии и космогонии.

АНДЕРСОН, ВИЛЬГЕЛЬМ РОБЕРТ КАРЛ (1880–1940) — родившийся в России физик немецкого происхождения. Он первым доказал, что для полного понимания эволюции белых карликов потребуется теория относительности.

АНДЕРСОН КАРЛ ДЭВИД (1905–1991) — американский физик, исследовавший космические лучи под руководством Роберта Милликена в Калифорнийском технологическом институте. В 1932 году Андерсон обнаружил античастицу позитрон, существование которой предсказал Дирак.

АРТИН ЭМИЛЬ (1898–1962) — выдающийся австрийский математик. Занимался теорией чисел.

АСТОН ФРЭНСИС УИЛЬЯМ (1877–1945) — английский физик, в 1922 году был награжден Нобелевской премией «за сделанное им с помощью им же изобретенного масс-спектрографа открытие изотопов большого числа нерадиоактивных элементов и за формулирование правила целых чисел».

АТКИНСОН РОБЕР Д'ЭСКУР (1893–1981) — астрофизик из Уэльса (Великобритания), который вместе с Фрицем Хоутермансом работал над теорией термоядерных реакций в звездах, используя идеи Георгия Гамова.

БААДЕ УОЛТЕР (1893–1960) — астроном немецкого происхождения. С 1931 по 1958 год жил в США и работал в крупнейших обсерваториях мира — Маунт-Вильсоновской и Паломарской. Вместе с Фрицем Цвикки в 1933 году предложил модель нейтронной звезды.

БАЛАКРИШНАН ПАРУСУ (1914–1998) — младший брат Чандры, выдающийся педиатр и писатель, чьи произведения на тамильском и английском языках завоевали широкую известность в Южной Индии.

БЕТЕ ГАНС АЛЬБРЕХТ (1906–2005) — американский физик немецкого происхождения. Указал наиболее вероятный конкретный цикл ядерных реакций, являющихся источником внутризвёздной термоядерной энергии. В 1967 году получил Нобелевскую премию. Сыграл важную роль в разработке атомных и водородных бомб.

БОР НИЛЬС ХЕНРИК ДЭВИД (1885–1962) — датский физик, известен как создатель первой квантовой теории строения атома. В 1922 году удостоен Нобелевской премии. Создал в Копенгагене крупную международную школу физиков и многое сделал для развития и укрепления сотрудничества между физиками всего мира.

БОРН МАКС (1882–1970) — немецкий физик, внес большой вклад в развитие квантовой механики (само название придумал именно он). Нобелевская премия присуждена в 1954 году. Применял методы и идеи квантовой механики к различным областям физики — к строению атомов и молекул, к физике твердого тела и др. Борн создал крупные научные школы, он — автор статей по философским и социальным проблемам науки. После Второй мировой войны активно участвовал в движении ученых за мир.

ВАРДЕН БАРТЕЛЬ ЛИНДЕРТ ВАН ДЕР (1903–1996) — голландский ученый. Опубликовал очень интересные статьи по математике, физике и истории математики. Был коллегой Гейзенберга в 1931 году в Лейпцигском университете.

ВЕНТЦЕЛЬ ГРЕГОР (1898–1978) — физик немецкого происхождения, близкий друг Чандры во время его работы в Чикагском университете. Первым применил квантовую механику для объяснения фотоэффекта.

ВОЛКОВ ДЖОРДЖ МАЙКЛ (1914–2000) — канадский физик, который в соавторстве с Оппенгеймером опубликовал свою наиболее известную работу о нейтронных звездах.

ВУСЛИ СТЭНФОРД (р. 1945) — американский астрофизик, изучающий эволюцию массивных звезд от их образования до взрыва сверхновой.

ГАМОВ ГЕОРГИЙ (1904–1968) — американский физик-ядерщик российского происхождения, первым начавший исследования термоядерных процессов, являющихся источниками энергии звезд. В 1933 году покинул СССР, став «невозвращенцем», и в 1940 году получил гражданство США. Основные работы — по квантовой механике, атомной и ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. Он — один из основоположников теории «горячей Вселенной». Широкую известность Гамову принесли его научно-популярные произведения.

ГАНЕЗАН АНГАРАЙ СЕШИЯ (1900–1986) — муж сестры Чандры Раджам. Защитив диссертацию в 1926 году в Имперском колледже в Лондоне, работал вместе с Раманом. Один из авторов открытия эффекта Рамана (комбинационного рассеяния).

ГЕЙЗЕНБЕРГ ВЕРНЕР КАРЛ (1901–1976) — великий немецкий физик, автор ряда фундаментальных открытий в области квантовой механики. Сформулировал принцип неопределенности, получивший его имя. Лауреат Нобелевской премии по физике (1932). Во время Второй мировой войны был ведущим теоретиком немецкого ядерного проекта. Гейзенберг сыграл большую роль в организации научных исследований в послевоенной Германии.

ГРИНСТЕЙН ДЖЕССИ ЛЕОНАРД (1909–2002) — известный американский астрофизик, был коллегой и другом Чандры в Чикагском университете. Впоследствии Гринстейн работал в Калифорнийском технологическом институте. Огромный вклад внес в исследования квазаров.

ДЖИНС ДЖЕЙМС ХОПВУД (1877–1946) — английский астрофизик и знаменитый математик, физик-теоретик и популяризатор науки, а также главный критик теории Эддингтона.

ДИНГЛ ГЕРБЕРТ (1890–1978) — английский физик, редактор «Ежемесячника Королевского астрономического общества», в 1951–1953 годах — председатель британского Королевского астрономического общества. Известен своими попытками опровержения специальной теории относительности Альберта Эйнштейна.

ДИРАК ПОЛЬ АДРИЕН МОРИС (1902–1984) — выдающийся английский физик-теоретик. Вывел квантовое уравнение движения электрона с высокими (релятивистскими) скоростями (уравнение Дирака). Дирак — один из создателей квантовой механики. Лауреат Нобелевской премии по физике 1933 года (совместно с Эрвином Шрёдингером).

ДУГЛАС ЭЛИС («ЭЛЛИ») ВИБЕРТ (1894–1988) — канадский астроном. Ученица Эддингтона. Защитив диссертацию по астрофизике в Макгиллском университете, стала первой женщиной в Северной Америке, получившей научную степень. Профессор астрономии в Университете Квинса (г. Кингстон, Канада) с 1946 до 1964 года. Дуглас была награждена высшими наградами Британской империи. Автор известной биографии Эддингтона.

ЗЕЛЬДОВИЧ ЯКОВ БОРИСОВИЧ (1914–1987) — выдающийся советский ученый. Один из создателей атомной бомбы (1949) и водородной бомбы (1953) в СССР. Внес огромный вклад в развитие астрофизики.

ЗОММЕРФЕЛЬД АРНОЛЬД ИОГАННЕС ВИЛЬГЕЛЬМ (1868–1951) — немецкий физик. Обобщил атомную теорию Бора и объяснил тонкую структуру спектров водородного атома, установил ряд спектроскопических закономерностей, ввел главное, азимутальное, магнитное и внутреннее квантовые числа, развил теорию металлов, а также создал свою научную школу.

КЕРР РОЙ (р. 1934) — физик из Новой Зеландии. Нашел решение уравнений общей теории относительности Эйнштейна, описывающее свойства вращающихся черных дыр.

КОЙПЕР ДЖЕРАРД ПЕТЕР (1905–1973) — астроном голландского происхождения. Его наблюдения белых карликов подтвердили теорию Чандры. Вместе с Чандрой работал в Йеркской обсерватории.

КОЛГЕЙТ СТИРЛИНГ (1925) — американский физик, применил свой опыт разработки термоядерной бомбы для создания первой модели сверхновой звезды.

КОМПТОН АРТУР ХОЛЛИ (1892–1962) — американский физик. В 1922 году обнаружил и теоретически объяснил эффект изменения длины волны рентгеновского излучения вследствие рассеяния его электронами вещества, чем доказал существование фотона. За это открытие Комптон был награжден Нобелевской премией. В 1941–1942 годах работал над созданием американской атомной бомбы.

КРИТЧФИЛД ЧАРЛЬЗ ЛУИ (1910–1994) — американский физик-ядерщик, ученик Георгия Гамова. В 1938 году независимо от Бете открыл протон-протонный цикл термоядерных реакций как источник энергии звезд. Принимал участие в Манхэттенском проекте, после его окончания преподавал в различных американских университетах, но потом вернулся в Лос-Аламос, где и закончил свою карьеру.

КРОНИН ДЖЕЙМС (р. 1931) — американский физик, в 1980 году получил Нобелевскую премию совместно с Валом Логсденом Фитчем, «за открытие нарушений фундаментальных принципов симметрии в распаде нейтральных К-мезонов». Был близким другом Чандры во время его работы в Чикагском университете.

ЛАНДАУ ЛЕВ ДАВИДОВИЧ (1908–1968) — выдающийся советский физик-теоретик, лауреат Нобелевской премии (1962). Ландау — легендарная фигура в истории российской и мировой науки. Квантовая механика, физика твердого тела, магнетизм, физика низких температур, физика космических лучей, гидродинамика, квантовая теория поля, физика атомного ядра и физика элементарных частиц, физика плазмы — во все эти области науки он внес огромный вклад. В частности, в 1932 году независимо от Чандры обнаружил предел Чандрасекара.

ЛИ ЦЗУНДАО (р. 1926) — китайский физик, учился в университетах Китая, а после переезда (1946) в США — в Чикагском университете. С 1953 года профессор Колумбийского университета. Совместно с Чжэньнином Янгом высказал гипотезу о несохранении четности в слабых взаимодействиях, подтвержденную экспериментально. В 1957 году получил Нобелевскую премию. Много занимался астрофизикой, его исследования по строению белых карликов проводились частично в Йеркской обсерватории, когда там работал Чандра.

ЛИТЛВУД ДЖОН ИДЕНЗОР (1885–1977) — английский математик, вместе с Г. Х. Харди сделал несколько важных работ в области теории чисел.

ЛЬЮИС ГИЛБЕРТ НЬЮТОН (1875–1946) — выдающийся американский физикохимик. Основные научные достижения — в области химической термодинамики, фотохимии, химии изотопов, ядерной физики. Предложил и развил электронную теорию химической связи, объяснил впервые ионную и гомеополярную связи, разработал методы расчета свободных энергий химических реакций. Вместе с Р. Магдональдом в 1933 году впервые получил тяжелую воду и выделил из нее дейтерий. В 1929 году ввел термин «фотон» для элементарных частиц света.

МАК-КРИ УИЛЬЯМ ХАНТЕР (1904–1999) — английский астрофизик. Основные научные работы относятся к различным областям теоретической астрофизики — теории звездных атмосфер, физике межзвездной среды, космогонии, космологии.

МАРШАК РОБЕРТ ЮДЖИН (1916–1992) — американский физик. Большой вклад внес в ядерную физику и физику элементарных частиц, в частности в теорию слабого взаимодействия. Исследовал источники энергии звезд, атомных ядер, диффузию нейтронов. Маршак — основатель (1950) известных Рочестерских конференций по физике высоких энергий. Выступал в защиту академика Сахарова.

МЁЛЛЕР КРИСТИАН (1904–1980) — датский физик. Его работы относятся к теории относительности, квантовой механике, квантовой теории поля, физике элементарных частиц. Вместе с Чандрой написал статью, где подтверждалась идея Чандры о верхнем пределе массы белых карликов.

МИЛЛИКЕН РОБЕРТ ЭНДРЮС (1868–1953) — американский физик, известный как талантливый экспериментатор. Осуществил прецизионное измерение заряда электрона разработанным им методом. Произвел экспериментальную проверку уравнения фотоэффекта А. Эйнштейна и впервые непосредственно определил численное значение постоянной Планка. Исследовал космические лучи с помощью ионизационной камеры. В 1923 году получил Нобелевскую премию за работы в области фотоэлектрического эффекта и за измерения заряда электрона. Впоследствии занимался изучением космических лучей.

МИЛН ЭДВАРД АРТУР (1896–1950) — английский астрофизик. Работал в Кембриджском университете, преподавал астрофизику и математику, был профессором прикладной математики Манчестерского университета, с 1928 года — профессор математики Оксфордского университета. Основные труды — в области физики звездных атмосфер, теории внутреннего строения звезд, космологии.

НЕЙМАН ДЖОН ФОН (1903–1957) — выдающийся американский математик венгерского происхождения. Его основные научные работы посвящены вопросам классической и квантовой механики. В последние годы жизни занимался главным образом разработкой вопросов, связанных с теорией игр, теорией автоматов; внес большой вклад в создание первых ЭВМ и разработку методов их применения.

ОППЕНГЕЙМЕР ДЖУЛИУС РОБЕРТ (1904–1967) — американский физик, внесший огромный, основополагающий вклад в теории образования нейтронных звезд и черных дыр, а также в решение отдельных проблем квантовой механики, квантовой теории поля и физики космических лучей. Оппенгеймер был учителем и пропагандистом науки, отцом-основателем американской школы теоретической физики. Был научным руководителем Манхэттенского проекта.

ПАЙЕРЛС РУДОЛЬФ ЭРНСТ (1907–1995) — английский физик немецкого происхождения, родился и учился в Германии, в 1932 году переехал в Англию, где решил остаться после прихода Гитлера к власти, получил британское гражданство в 1940 году. Работал в крупнейших английских университетах. Во время Второй мировой войны участвовал в Манхэттенском проекте. Пайерлс был инициатором приглашения в проект Клауса Фукса, который оказался советским шпионом. Впоследствии Пайерлс был активным участником Пагуошского движения. Научные труды Пайерлса посвящены квантовой механике и квантовой электродинамике, ядерной физике, физике твердого тела, вопросам магнетизма и математической физики.

ПАУЛИ ВОЛЬФГАНГ (1900–1958) — выдающийся австрийский физик. Ввел такое фундаментальное понятие квантовой механики, как спин элементарной частицы, предсказал существование нейтрино и сформулировал принцип запрета — принцип Паули, за что был удостоен Нобелевской премии по физике за 1945 год.

ПЕНРОУЗ РОДЖЕР (р. 1931) — английский математик, применивший топологию к исследованию черных дыр. Активно работает в различных областях математики, общей теории относительности и квантовой теории; автор теории твисторов. Роджер Пенроуз возглавляет кафедру математики Оксфордского университета, а также является почетным профессором многих зарубежных университетов и академий.

ПЛАСКЕТТ ХЭРРИ ХЕМЛИ (1893–1980) — канадский астроном, занимался физикой Солнца и звезд. Одним из первых детально изучил атмосферу горячих звезд класса О. Близкий друг Милна.

ПЭЙН-ГАПОШКИНА СЕСИЛИЯ (1900–1979) — студентка Эддингтона в Тринити-колледже (Кембридж). Защитила диссертацию по астрофизике в Рэдклифф-колледже и переехала в США — в Англии женщине трудно было заниматься наукой. Стала первой женщиной, получившей звание профессора и возглавившей кафедру в Гарвардском университете (1956). Основные труды — в области физики звезд: впервые рассмотрела физические условия в атмосферах звезд, определила химический состав звездных атмосфер и показала, что относительное содержание элементов у большинства звезд одинаково и не отличается от наблюдаемого на Солнце.

РАМАН ЧАНДРАСЕКАР ВЕНКАТА (1888–1970) — знаменитый индийский физик, удостоенный Нобелевской премии в 1930 году за открытие комбинационного рассеяния света (эффект Рамана). Первые исследования Рамана были посвящены оптике и акустике. В 1928 году совместно с К. Кришнаном открыл (независимо от Л. И. Мандельштама и Г. С. Ландсберга) комбинационное рассеяние света в жидкостях — рассеяние света, сопровождающееся заметным изменением его частоты. Созданная на основе эффекта Рамана спектроскопия комбинационного рассеяния — весьма эффективный метод исследования электронной структуры молекул. Раман многое сделал для развития науки в Индии, основал несколько научных журналов. На протяжении всей своей жизни имел очень сложные отношения со своим племянником Чандрой.

РАМАНУДЖАН ШРИНИВАСА (1887–1920) — выдающийся индийский математик. Не имея специального математического образования, сделал блестящие работы в области теории чисел. Его судьба вдохновляла многих индийских ученых.

РАССЕЛ ГЕНРИ НОРРИС (1877–1957) — глава американских астрономов и ярчайшая личность на американской научной сцене первой половины XX века. Разработал одну из первых теорий эволюции звезд, первым определил содержание химических элементов в атмосфере Солнца, получил оценки содержания химических элементов во Вселенной, занимался исследованием связи между спектрами звезд и их светимостью.

РЕЗЕРФОРД ЭРНЕСТ (1871–1937) — выдающийся британский физик новозеландского происхождения, заложивший основы учения о радиоактивности и строении атома (планетарная модель). Лауреат Нобелевской премии по химии 1908 года. С 1919 года и до конца жизни был директором Кавендишской лаборатории в Кембридже. 12 учеников Резерфорда стали лауреатами Нобелевской премии по физике и химии.

РИС МАРТИН ДЖОН (р. 1942) — английский космолог и астрофизик, внес существенный вклад в изучение процесса образования черных дыр. Глава лондонского Королевского общества с 2005 года. Основные работы посвящены астрофизике высоких энергий (ядра галактик, образование черных дыр и процессы излучения включая гравитационные волны), образованию космических структур, в особенности ранних поколений звезд и галактик, и общим вопросам космологии.

РОБЕРТСОН ГОВАРД ПЕРСИ (1903–1961) — американский ученый, работавший в области общей теории относительности и часто обсуждавший свои теории с Эйнштейном в Принстоне. Во время визита в Калифорнийский технологический институт давал ценные советы Оппенгеймеру и Снайдеру по исследованию коллапса звезд. Основные труды относятся к теории относительности и космологии.

РОЗЕНФЕЛЬД ЛЕОН (1904–1974) — бельгийский физик, поддерживал Чандру в 1930-е годы. Работал в Бельгии, Нидерландах, Англии. С 1958 года — профессор Института теоретической ядерной физики в Копенгагене. Основные работы посвящены квантовой электродинамике, квантовой механике, квантовой теории поля, ядерной физике, статистической механике, истории физики.

САХА МЕГНАД (1893–1956) — индийский физик и астрофизик, использовавший теорию строения атома Бора для определения химического состава атмосфер звезд по спектральным линиям. Основатель Института ядерной физики в Калькутте (1951) и его почетный директор. Член Королевского общества (с 1927). Занимался термодинамикой, статистической физикой, астрофизикой, распространением радиоволн.

САХАРОВ АНДРЕЙ ДМИТРИЕВИЧ (1921–1989) — советский физик, внесший огромный вклад в создание советской водородной бомбы и в разработку теории управляемого термоядерного синтеза. Трижды Герой Социалистического Труда. В последние годы жизни — политический деятель, диссидент и правозащитник. Лауреат Нобелевской премии мира за 1975 год.

СЕРБЕР РОБЕРТ (1909–1997) — американский физик-ядерщик и соавтор ранних работ Оппенгеймера по нейтронным ядрам внутри звезд. Близкий друг Оппенгеймера в конце 1930-х, играл важную роль в Манхэттенском проекте.

СНАЙДЕР ХАРТЛЕНД (1913–1962) — американский физик-теоретик. Работы в области общей теории относительности, физики ускорителей, теории элементарных частиц, физики плазмы и управляемого термоядерного синтеза. В 1939 году совместно с Р. Оппенгеймером предсказал черные дыры. Во время войны занимался теорией радиолокации. В 1950-е годы участвовал в создании самого мощного в те дни ускорителя частиц — космотрона в Брукхейвенской национальной лаборатории.

СТОНЕР ЭДМУНД КЛИФТОН (1899–1968) — английский физик, с 1951 года — профессор Кембриджского университета. Основные работы посвящены магнетизму, изучению атомной структуры, квантовой статистике. Занимался исследованием белых карликов. Одновременно, и независимо друг от друга, Стонер и Чандра получили одинаковые результаты.

СТРЁМГРЕН БЕНГТ ГЕОРГ ДАНИЕЛЬ (1908–1987) — датский астрофизик, друг Чандры в 1930-е годы и его коллега по работе в Чикагском университете. Стрёмгрен покинул Йеркс в 1957 году и стал профессором астрофизики в Институте перспективных исследований Принстонского университета. В 1967 году Стрёмгрен вернулся в Копенгаген и получил престижную должность, которую когда-то занимал Нильс Бор.

СТРУВЕ ОТТО ЛЮДВИГ (1897–1963) — американский астроном, один из крупнейших астрофизиков XX века, последний представитель династии астрономов Струве. Родился в Харькове. Поступив в Харьковский университет, вынужден был прервать учебу: был призван на военную службу, принимал участие в боевых действиях. С остатками врангелевских войск попал в Турцию, затем — в Европу. С 1921 года — в США. Основные научные работы Струве относятся к звездной спектроскопии. В 1921–1950 годах он работал в Йеркской обсерватории (Чикагский университет), в 1932–1947 годах был ее директором, и во многом благодаря ему обсерватория стала научным центром мирового уровня. Блестящий организатор, Струве многое сделал для развития астрофизики в США.

СТРЭТТОН ФРЕДЕРИК ДЖОН МЭРИАН (1881–1960) — английский астроном, известный своими работами по спектроскопии. Преподавал в Кембриджском университете и принимал активное участие в работе Королевского астрономического общества, а с 1933 по 1935 год был его президентом.

ТЕЛЛЕР ЭДВАРД (1908–2003) — американский физик, еврей венгерского происхождения, «отец» американской водородной бомбы. Кроме водородной бомбы, Теллер занимался исследованиями в области квантовой механики, ядерной физики, спектроскопии многоатомных молекул, физической химии, физики космических лучей и элементарных частиц. Многие годы посвятил политической деятельности — всячески настаивал на необходимости обеспечения приоритета США в сфере ядерных вооружений и выступал против запрещения ядерных испытаний в трех средах, за создание более эффективных и дешевых видов атомного оружия, поражающего цель с минимальным выпадением радиоактивных осадков, за развертывание лазерного оружия в космосе.

ТОМСОН УИЛЬЯМ (ЛОРД КЕЛЬВИН) (1824–1907) — известный британский физик ирландского происхождения. Занимался исследованиями электричества, магнетизма, гидродинамики, математической физикой, геологией и теорией теплоты (термодинамикой). Примечательно, что из его теорий следовали в высшей степени практические приложения. Так, например, исследуя вопрос о распространении электрических импульсов по металлическому проводу, Томсон показал возможность телеграфирования через океан. Томсон предложил абсолютную шкалу температур, которую удобно использовать в уравнениях термодинамики, — шкалу Кельвина.

ТОРН КИП СТИВЕН (р. 1940) — американский физик, специалист в области теории гравитации, астрофизики, квантовой теории измерений. Один из главных экспертов по общей теории относительности. Широко известны его работы по черным дырам, гравитационным волнам и машине времени. Один из основателей международного проекта поиска гравитационных волн.

ТРИМБЛ ЧАРЛЬЗ ДЖОН АГНЮ (1883–1958) — одноклассник Эддингтона в Тринити-колледже, а затем его близкий друг. Блестящий преподаватель математики — студенты запомнили его как «великого тренера умов».

УАЙТ РИЧАРД ГАРОЛЬД (р. 1934) — американский физик, работает в Ливерморской национальной лаборатории. Внес, благодаря владению методами компьютерных расчетов, большой вклад в исследование сверхновых звезд, проведенное им совместно со Стирлингом Колгейтом.

УИЛЕР ДЖОН АРЧИБАЛЬД (1911–2008) — американский физик, блестящий ученый, работал в области ядерной физики, занимался разработкой атомных и водородных бомб, общей теорией относительности и физикой черных дыр.

УИТТАКЕР ЭДМУНД ТЕЙЛОР (1873–1956) — английский физик, организовал посмертную публикацию книги Эддингтона по его фундаментальной теории.

УЛАМ СТАНИСЛАВ (1909–1984) — американский математик польского происхождения, участвовал в Манхэттенском проекте, внес большой вклад в разработку водородной бомбы.

ФАУЛЕР РАЛЬФ ГОВАРД (1889–1944) — английский физик, первым использовавший уравнения квантовой механики в астрофизике. Занимался вопросами статистической механики, термодинамики, квантовой теории, астрофизики, теории дифференциальных уравнений. Один из основоположников теоретической астрофизики. Дирак и Чандра были его аспирантами.

ФАУЛЕР УИЛЬЯМ АЛЬФРЕД (1911–1995) — американский астрофизик, изучавший сверхновые звезды и ядерные реакции, приводящие к формированию химических элементов во Вселенной. В 1983 году получил Нобелевскую премию по физике (поделив ее с Субрахманьяном Чандрасекаром) «за теоретическое и экспериментальное исследование ядерных реакций, имеющих важное значение для образования химических элементов Вселенной».

ФЕЙНМАН РИЧАРД ФИЛЛИПС (1918–1988) — выдающийся американский физик. Основные работы сделаны в области теоретической физики. Фейнман — один из создателей квантовой электродинамики. В 1943–1945 годах принимал участие в Манхэттенском проекте. Лауреат Нобелевской премии по физике (1965), совместно с С. Томонагой и Дж. Швингером. Фейнман славился своим остроумием. Автор знаменитого курса лекций по физике, множества популярных книг о науке и замечательных воспоминаний.

ФЕРМИ ЭНРИКО (1901–1954) — выдающийся итальянский физик, внесший большой вклад в развитие современной теоретической и экспериментальной физики, один из основоположников квантовой физики. За серию работ по получению радиоактивных элементов путем нейтронной бомбардировки и за открытие ядерных реакций под действием медленных нейтронов в 1938 году получил Нобелевскую премию по физике. Жена Ферми была еврейкой, и потому, выехав в 1939 году для получения премии в Стокгольм, он не вернулся на родину, а отправился в США. Там в военные годы работал в Манхэттенском проекте. В 1946 году стал профессором в чикагском Институте ядерных исследований, который сейчас носит его имя, с 1950 года — один из первых членов Комитета советников при Комиссии по атомной энергии, Ферми умер в возрасте всего лишь 53 лет от рака желудка.

ФИНЛЕЙ-ФРЕЙНДЛИХ ЭРВИН (1885–1964) — немецкий астрофизик, коллега Эйнштейна в Берлинском университете. В 1930-х годах был директором астрофизической обсерватории в Потсдаме и редактором «Астрофизического журнала».

ФУКС КЛАУС (1911–1988) — физик-ядерщик немецкого происхождения, работал в британском проекте создания атомной бомбы и в Манхэттенском проекте в Лос-Аламосе. Передал некоторые, довольно важные сведения по атомной и термоядерной бомбам в СССР. 4 февраля 1950 года был арестован британскими спецслужбами. В 1950 году был осужден на 14 лет (максимальный срок за шпионаж в форме передачи военных секретов дружественному государству, так как во время передачи секретов СССР и Великобритания были еще союзниками). В 1959 году был освобожден и приехал в ГДР, работал в Центральном институте ядерных исследований и преподавал в Дрезденском техническом университете.

ХАББЛ ЭДВИН ПАУЭЛЛ (1889–1953) — американский астроном. В 1914–1917 годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 года — в Маунт-Вилсоновской обсерватории. Его работы сильно повлияли на наши представления о Вселенной. Он подтвердил существование других галактик, кроме нашей, доказал, что величина эффекта Допплера («красное смещение»), наблюдаемого в световом спектре удаленных галактик, возрастает пропорционально их расстоянию от Земли (закон Хаббла). Создал теорию расширения Вселенной. В честь Хаббла назван знаменитый космический телескоп «Хаббл», выведенный на орбиту в 1990 году.

ХАРДИ ГОДФРИ ХАРОЛД (1877–1947) — известный английский математик, коллега Чандры по Тринити-колледжу в Кембридже. Именно он открыл индийского математического гения Сриниваса Рамануджана, организовав его приезд в Англию и работу в Кембридже.

ХОЙЛ ФРЕД (1915–2001) — английский астрофизик, занимавшийся теорией образования тяжелых элементов в звездах. В 1948 году вместе Г. Бонди и Т. Голдом создал стационарную модель Вселенной, которая постулирует независимость процессов появления материи и расширения Вселенной. Говорят, что именно Хойл впервые употребил термин «Большой взрыв», обозначив им модель, альтернативную его собственной. Он также являлся убежденным сторонником теории «панспермии» (распространения жизни во Вселенной через органические «споры», переносимые через межзвездное пространство). Хойл — автор множества научно-популярных книг и научно-фантастических романов.

ХОКИНГ СТИВЕН УИЛЬЯМ (р. 1942) — один из самых известных астрофизиков современности, сыгравший ключевую роль в изучении свойств черных дыр. Хокинг создал теорию «испарения» черных дыр, или излучения Хокинга. Автор замечательных научно-популярных книг по космологии. Его жизнь — настоящий подвиг. В 1962 году Хокинг закончил Оксфордский университет, и тогда же у него стали проявляться признаки бокового амиотрофического склероза, которые привели к параличу. В 1974 году Хокинг стал членом лондонского Королевского общества. После операции на горле в 1985 году он потерял способность говорить. Сейчас подвижность сохраняется лишь в мимической мышце щеки, напротив которой закреплен датчик — с его помощью физик управляет компьютером, позволяющим ему общаться с людьми. Несмотря на тяжелую болезнь, он ведет активную жизнь — занимается наукой, преподает, пишет книги.

ХОУТЕРМАНС ФРИДРИХ (ФРИЦ) ДЖОРДЖ (1903–1966) — польский физик, в конце 1920-х годов вместе с Гамовым и Аткинсоном сделал пионерские работы о термоядерной природе энергии звезд. Его жизнь — настоящий авантюрный роман, в котором присутствуют женщины, шпионские страсти, гитлеровские и сталинские застенки, побеги. Научные исследования относятся к ядерной физике, физике высоких энергий, ядерной геологии. В 1929 году с Р. Аткинсоном высказал мысль о термоядерном характере источников энергии звезд. Определял возраст геологических объектов метеоритов, измеряя их изотопный состав. Выполнил ряд исследований, подготовивших изобретение лазеров.

ЦВИККИ ФРИЦ (1888–1974) — американский астроном швейцарского происхождения. Большую часть своей жизни проработал в Калифорнийском технологическом институте в США. Он — автор смелой идеи, в соответствии с которой сверхновые — это переходная ступень от обычных звезд к нейтронным. Цвикки опубликовал эту работу в соавторстве с Вальтером Бааде.

ЧАНДРАСЕКАР СУБРАХМАНЬЯН (1910–1995) — американский астрофизик индийского происхождения (по национальности тамил), лауреат (совместно с У. Фаулером) Нобелевской премии по физике (1983). Основные работы посвящены гидродинамике, теории эволюции и внутреннего строения звезд, звездных атмосфер, звездной динамике, теории черных дыр. Доказал существование предельной массы белых карликов (предел Чандрасекара).

ШВАРЦШИЛЬД КАРЛ (1873–1916) — немецкий астроном и физик. В 1916 году получил первые точные решения полевых уравнений общей теории относительности Эйнштейна со сферической симметрией. То, что многие в течение длительного времени считали ошибкой в его вычислениях, оказалось черной дырой, вот почему несколько терминов в теории черных дыр получили его имя, например радиус Шварцшильда. Германское астрономическое общество с 1959 года ежегодно присуждает медаль Карла Шварцшильда, первым лауреатом которой стал его сын Мартин.

ШМИДТ МААРТЕН (р. 1929) — американский астроном голландского происхождения. В 1949–1959 годах работал в Лейденской обсерватории, в 1959 году переехал в США, работал в Маунт-Вилсоновской и Паломарской обсерваториях, преподавал в Калифорнийском технологическом институте (с 1964 года профессор, в 1975–1978 годах — заведующий отделом физики, математики и астрономии). Мировую известность ученому принесли исследования квазаров. Анализируя спектр одного из источников радиоизлучения. Шмидт пришел к выводу, что не поддававшиеся ранее дешифровке линии тождественны бальмеровской серии водорода, сильно смещенной в красную сторону. Это натолкнуло его на мысль, что источник излучения — быстро движущийся объект нового типа. Так были открыты квазары. Изучив спектры других квазаров, Шмидт предложил гипотезу об их внегалактической природе и построил первую модель этих объектов.

ШРЁДИНГЕР ЭРВИН (1887–1961) — один из самых выдающихся физиков XX века, автор ряда фундаментальных открытий в области квантовой теории (уравнение Шрёдингера и др.). Работал в Австрии, Германии, Англии. В 1933 году получил Нобелевскую премию (совместно с Полем Дираком) — «за открытие новых плодотворных форм атомной теории». Шрёдингер — автор множества работ в различных областях физики: статистической механике и термодинамике, физике диэлектриков, электродинамике, общей теории относительности и космологии; пытался построить единую теорию поля. В книге «Что такое жизнь?» Шрёдингер рассматривает феномен жизни с точки зрения физики. Шрёдингер обладал глубокими познаниями в философии и истории, а также в биологии, владел шестью иностранными языками, читал классические произведения в оригинале и переводил их, писал стихи и даже занимался скульптурой.

ЭДДИНГТОН АРТУР СТЭНЛИ (1882–1944) — выдающийся английский астрофизик, в 1913–1944 годах — профессор астрономии, с 1914 года — директор обсерватории Кембриджского университета. Получил ряд основополагающих результатов в таких областях астрофизики, как внутреннее строение звезд и строение звездных атмосфер, пульсация звезд, состояние межзвездной материи, движение и распределение звезд в Галактике. Внес существенный вклад в интерпретацию и разработку теории относительности Эйнштейна, в космологию. Одним из первых осознал значение и революционный характер теории относительности Эйнштейна. По словам А. Эйнштейна, Эддингтон был лучшим интерпретатором общей теории относительности. Он осуществил первую экспериментальную проверку одного из предсказаний этой теории — во время полного затмения Солнца в 1919 году обнаружил отклонение лучей света звезд в поле тяготения Солнца.

ЭЙНШТЕЙН АЛЬБЕРТ (1879–1955) — бесспорно, самый крупный и самый знаменитый физик XX века. Его основные открытия — специальная и общая теории относительности, перевернувшие все существовавшие до него представления человечества о Вселенной, о пространстве и времени. Вывел самое знаменитое уравнение в мире — E = mc^2, (но не желал признавать существование наиболее яркого следствия из своих работ — возникновения черных дыр). Лауреат Нобелевской премии по физике 1921 года. Жил в Германии, Швейцарии, с 1933 года и до конца жизни — в США. Эйнштейн — автор множества работ по физике, а также по истории и философии науки. Его вклад в физику XX века огромен. Кроме теории относительности, он разработал квантовую теорию фотоэффекта, квантовую теорию теплоемкости, статистику Бозе-Эйнштейна, теорию броуновского движения, рассеяния света, с 1933 года занимался космологией и единой теорией поля. Эйнштейн играл большую роль в общественной жизни — выступал против войны, против применения ядерного оружия, за гуманизм, уважение прав человека, взаимопонимание между народами.

ЯНГ ЧЖЭНЬНИН (р. 1922) — американский физик китайского происхождения. В 1948–1949 годах работал в Чикагском университете, где подружился с Чандрой, с 1949 года — в Институте высших исследований в Принстоне (с 1955 года — профессор). С 1966 года — профессор и директор Института теоретической физики Университета штата Нью-Йорк (Стоуни-Брук). В 1957 г. получил (вместе с Цзундао Ли) Нобелевскую премию. Основные труды — по квантовой теории поля, теории элементарных частиц и теории фазовых переходов.

Библиография

Использованные в книге письма Чандры и архивные материалы находятся в архивах Чандрасекара в библиотеке имени Джозефа Регенстайна Чикагского университета. Статьи и корреспонденция Милна хранятся в библиотеке имени Бодлея Оксфордского университета; письма Эддингтона Уолтеру Адамсу — в библиотеке Хантингтона в Сан-Марино в Калифорнии; велосипедные дневники Эддингтона и его корреспонденция — в Тринити-колледже Кембриджского университета, а корреспонденция Стонера — в архиве Стонера Лидского университета.

Сокращения:

AIP — Niels Bohr Library. American Institute of Physics, College Park. MD USA

OHP — Oral History Project, California Institute of Technology Archives

ADAMS WALTER SYDNEY. An А-type star of very low luminosity. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1914, 26, 198.

The Spectrum of the Companion of Sirius. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1915, 27, 236–237.

ALVAREZ LUIS. Alvarez: Adventures of a Physicist (New York, Basic Books, 1987).

ANDERSON WILHELM. Über die Grenzdichte der Materie und der Energie. Zeitschrift fur Physik, 1929, 56, 851–856.

ASTON FRANCIS WILLIAM. Forty years of atomic theory. In: Joseph Needham and Walter Pagel (eds.) Background to Modern Science (London, Macmillan, 1938).

ATKINSON ROBERT D’ESCOURT. Atomic Synthesis and Stellar Energy. Astrophysical Journal, 1931, 73, 250–295.

A model symposium, The Observatory, 1939, 62, 281–284.

AYYAR C. SUBRAMANYAN. Details of the biography of C. Subramanya Ayyar. B. A. Chandrasekhar Archives/Box 6/Folder 5.

BAADE, WALTER AND RUDOLPH MINKOWSKI. Identification of the radio sources in Cassiopeia, Cygnus A, and Puppis A. Astrophysical Journal, 1954, 119, 206–214.

AND FRITZ ZWICKY. Supernovae and cosmic rays. Physical Review, 1934, 45, 138.

BALAKRISHNAN PURASU. Subrahmanyan Chandrasekhar. Trevini, 1945, 17, 73–85.

My brother Chandra. Aside, 1983, December, 18–29.

Chandrasekhar re-reminisced. Typescript manuscript, Chandrasekhar Archives/Box 1/Folder 10.

BETHE HANS. Energy production in stars. Physical Review, 1939, 55, 434–456.

Interview by Charles Weiner and Jagdesh Mehra, 27 October 1966, AIP.

Supernova mechanisms. Reviews of Modern Physics, 1990, 62, 801–866.

Interview by Judith Goodstein, 28 February 1993, OHP.

BURBRIDGE GEOFFREY AND MARGARET BURBRIDGE. Quasi-Stellar Objects (New York, Freeman & Company, 1967).

CHADWICK JAMES. Frederick John Marrian Stratton. Biographical Memoirs of Fellows of the Royal Society, 1961, 7, 281–293.

CHANDRASEKHAR LALITHA. Our song. Talk given after the Symposium Banquet, 14 December, 1996. Videotape on deposit at the Chandrasekhar Archives. Unpublished speech and other notes on the occasion of the TRW hospitality reception for winners of the competition to name the X-ray Satellite, probably 1999.

CHANDRASEKHAR SUBRAHMANYAN. The thermodynamics of the Compton effect with reference to the interior of stars. Indian Journal of Physics, 1928, 3, 241.

A generalized form of the new statistics. Physical Review, 1929, 34, 1204–1211.

The Compton scattering and the new statistics. Proceedings of the Royal Society A, 1929, 125, 231–237.

The ionization-formula and the new statistics. Philosophical Magazine, 1930, 9, 292–299.

The density of white dwarf stars. Philosophical Magazine, 1931, 11, 592–596.

The highly collapsed configurations of a stellar mass. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1931, 91, 456–466.

The dissociation formula according to relativistic mechanics. The Observatory, 91, 1931, 446–455.

The maximum mass of ideal white dwarfs. Astrophysical Journal, 1931, 74, 81–82.

The Equilibrium of Distorted Polytropes. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1933, 93, 390–405, 449–461, 462–471, 539–574.

The Meeting of the Royal Astronomical Society on 9 June 1933. The Observatory, 1933, 56, 215–219.

The physical state of matter in the interior of stars. The Observatory, 1934, 57, 93–99.

Stellar configurations with degenerate cores. The Observatory, 1934, 57, 373–377.

On the hypothesis of the radial ejection of high-speed atoms for the Wolf-Rayet stars and the novae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1934, 94, 522–538.

The highly collapsed configurations of a stellar mass (second paper). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1934, 95, 207–225.

The Meeting of the Royal Astronomical Society on 11 January 1935. The Observatory, 1935, 58, 37.

Stellar configurations with degenerate cores. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 95, 226-60, and Christian Moller (1935c).

Relativistic degeneracy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 95, 673–676.

Stellar configurations with degenerate cores (second paper). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1935, 95, 676–693.

The highly collapsed configurations of a stellar mass (second paper). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1935, 95, 207–225.

AND L. ROSENFELD. Production of electron pairs and the theory of stellar structure’, Nature, 1935, 135, 999.

Partially degenerate stellar configurations. Astrophysical Journal, 1937, 86, 623–625.

The cosmological constants. Nature, 1937, 139, 757.

The white dwarfs and their importance for theories of stellar evolution. In: Conferences du College de France, Colloque International d’Astrophysique, 1939, 17–23 juillet.

Study of Stellar Structure (Chicago: University of Chicago Press, 1939).

AND MARIO SCHONBERG. On the evolution of the main-sequence stars. Astrophysical Journal, 1942, 96, 161–172.

Ralph Howard Fowler, 1889–1944. Astrophysical Journal, 1945, 101, 1–5.

James Hopwood Jeans: 1877–1946. Science, 1947, 105, 224–226.

Dynamical instability of gaseous masses approaching the Schwarzschild limit in general relativity. Physical Review Letters, 1964, 12, 114–116.

The dynamical instability of gaseous masses approaching the Schwarzschild limit in general relativity. Astrophysical Journal, 1964, 140, 417–433.

The Richtmeyer Memorial Lecture — some historical notes. American Journal of Physics, 1969, 37, 577–584.

The increasing role of general relativity in astronomy. The Observatory, 1972, 92, 160–174. (Chandra’s Halley Lecture for 1972, delivered in Oxford, 2 May 1972.)

How I came periodically to change the area of my active interest after writing a book. (Addenda Box 70/Folder 6), 8 January 1975.

Shakespeare, Newton, and Beethoven, or patterns of creativity. The Nora and Edward Ryerson Lecture, delivered at the University of Chicago, 22 April, 1975. Reprinted in S. Chandrasekhar, Truth and Beauty: Aesthetics and Motivations in Science (Chicago: The University of Chicago Press, 1985), p. 29–58.

On the equations governing the perturbations of the Schwarzschild black hole. Proceedings of the Royal Society A, 1975, 343, 289–298.

The solution of Dirac’s equation in Kerr geometry. Proceedings of the Royal Society A, 1976, 349, 571–575.

Interview by Spencer Weart, 17 May 1977, AIP.

The Kerr metric and stationary axisymmetric gravitational fields. Proceedings of the Royal Society A, 1978, 358, 405–420.

I. Edward Arthur Milne. Dictated to Lalitha on 22 January 1979, edited and transcribed by her; in Chandra Archives, Addenda Box 77/Folder5 — ‘Recollections of Milne, Einstein and Fowler’.

Edward Arthur Milne — recollections and reflections. Manuscript in the AIP Niels Bohr Library and in the Chandrasekhar Archives, University of Chicago, 1979.

II. Sir Arthur Stanley Eddington, dictated to Lalitha on 3July 1980, edited and transcribed by her; in Chandra Archives, Addenda Box 77/Folder 5 — Recollections of Milne, Einstein and Fowler.

III. Ralph Howard Fowler. Dictated to Lalitha on 4 September 1980, edited and transcribed by her, in Chandra Archives, Addenda Box 77/Folder 5 — Recollections of Milne, Einstein and Fowler.

Interview with D. J. R. Bruckner, 6 August 1980, Box 2/ Folder 10.

On stars, their evolution and their stability. Nobel Lecture delivered 8 December.

1983. In: Tore Frangsmyr (ed.), Nobel Lectures in Physics: 1981–1990 (Singapore: World Scientific, 1993), 142–163.

The Mathematical Theory of Black Holes (Oxford, Clarendon Press, 1983).

Eddington: The most distinguished astrophysicist of his time. In: S. Chandrasekhar. Truth and Beauty: Aesthetics and Motivations in Science (Chicago, University of Chicago Press, 1987), 95-109.

Edward Arthur Milne: His part in the development of modern astrophysics. In: S. Chandrasekhar. Truth and Beauty: Aesthetics and Motivations in Science (Chicago: University of Chicago Press, 1987), 74–91.

At the inauguration of the Ramanujan Centennial Symposium. 1987, Addenda/Box 77/Folder 3.

Foreword to the reissue of: Arthur Stanley Eddington. The Internal Constitution of the Stars (Cambridge, UK: Cambridge University Press, ist edn, 1926; 2nd edn, 1930 with a 'Note to the second impression: Reissued with a foreword by Chandrasekhar in 1988), VII–XII.

The series paintings of Claude Monet and the landscape of general relativity. Lecture delivered at the Inter-University Centre for Astronomy and Astrophyics, Poona, India, 28 December 1992. Reprinted in S. Chandrasekhar, Selected Papers, Volume 7 (Chicago, University of Chicago Press, 1997), 135–167. Newton’s Principia for the Common Reader (Oxford, Oxford University Press, 1995). (n.d.i), Science in pre- and post-independent India. (Addenda/Box 23/Folder 1).

(n.d.2), Fragment beginning ‘I shall strictly adhere <…>’ (Addenda Box 70/Folder 6).

(n.d.3). How I came to writing my book on the Principia (Addenda Box 70/Folder 7).

(n.d.4). Historical notes on some astrophysical problems (Addenda Box 70/Folder 6).

(n.d.5), Handwritten reminiscence (Box 2/Folder 1)

The problem of stellar energy. Nature, 1938, 141, 982.

COLGATE STIRLING AND MONTGOMERY H. JOHNSON. Hydrodynamic origin of cosmic rays. Physical Review Letters, 1969, 5, 235–238.

AND RICHARD WHITE. The hydrodynamic behavior of supernovae explosions. Astrophysical Journal, 1966, 143, 626-81.

Stellar coalescence and the multiple supernova interpretation of quasi-stellar Sources. Astrophysical Journal, 1967, 150, 163–192.

COMPTON HERBERT. Indian Life in Town and Country (New York, G.P. Putnam’s, 1904).

COWLING, T.G. On a point source model of a star. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1930, 91, 92-108.

The Development of the Theory of Stellar Structure. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 1966, 7, 121–137.

Interview by David DeVorkin, 22 March 1978, AIP.

CRONIN JAMES W. Letter to the Editors. The Observatory, 1996, 118, 24.

DALTIZ RICHARD H. Some recollections of S. Chandrasekhar. In: K.C. Wali (ed.), S. Chandrasekhar: The Man Behind the Legend (London: Imperial College Press, 1997), 142–155.

DANIN D.S. The Passionate Sobriety of Youth. In: I.M. Khalatnikov (ed.), Landau: The Physicist and the Man (Oxford: Pergamon Press, 1989), 78–83.

DARWIN CHARLES G. The wave equation of the electron. Proceedings of the Royal Society A, 1928, 118, 654–680.

DEVORKIN DAVID H. Henry Norris Russell: Dean of American Astronomers (Princeton, Princeton University Press, 2000).

DIMOPOULOS SAVAS AND GREG LANDSBERG. Black Holes at the Large Hadron Collider. Physical Review Letters, 1001, 87, 161602-161604.

DIRAC P. A. M. The effect of Compton scattering by free electrons in a stellar atmosphere. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1925, 85, 825–832.

The Principles of Quantum Mechanics (Oxford, Clarendon Press, 1930).

The cosmological constants. Nature, 1937, 139, 323–324.

AND R. PEIERLS AND M.H.L. PRYCE. On Lorentz invariance in the quantum theory. Proceedings of the Cambridge Philosophical Society, 1942 38, 193–200.

DOUGLAS ALLIE VIBERT. The Life of Arthur Stanley Eddington (London, Thomas Nelson & Sons Ltd, 1956).

EDDINGTON ARTHUR STANLEY. The radiative equilibrium of the stars. Reply to Mr. Jeans’s Criticism. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1917, 78, 113–115.

Letter to the Editor. Nature, 1917, 99, 445.

Report on the Relativity Theory of Gravitation (London, Physical Society of London, 1918).

Globular clusters, Cepheid variables, and radiation. Nature, 1919, 103, 25–27.

The internal constitution of the stars. Nature, 1920, 106, 14–20.

Mathematical Theory of Relativity (Cambridge, Cambridge University Press, 1923).

The relation between the masses and luminosities of the stars. Nature, 1924, 113, 786–788.

A comparison of Whitehead’s and Einstein’s formulas. Nature. 1924, 113, 192.

The Internal Constitution of the Stars (Cambridge, Cambridge University Press, ist edn, 1926; 2nd edn, 1930 with a ‘Note to the Second Impression: Reissued with a foreword by Chandrasekhar in 1988).

Stars and Atoms (New Haven, Yale University Press, 1927).

A symmetrical treatment of the wave equation. Proceedings of the Royal Society A, 1928, 121, 524–542.

The charge of the electron. Proceedings of the Royal Society A, 1928, 122, 358–369.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 8 November 1929. The Observatory, 52, 349.

Seen and Unseen World (London: Allen & Unwin, 1929).

The effect of stellar boundary conditions: A reply. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1930, 90, 808–809.

The problem of stellar luminosity. Nature, 1930, 125, 489.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 10 January 1929. The Observatory, 1929, 53, 39–40.

Letter to the Editors. The Observatory, 1930, 53, 208–211.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 9 January 1931. The Observatory, 1931, 54, 34–36.

Letter to the Editors. The Observatory, 1931, 54, 265–266.

Upper limits to the central temperature and density of a star. The Observatory, 1931, 91, 444–446.

The hydrogen content of stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1932, 92, 471–481.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 11 January 1935. The Observatory, 1935, 58, 37–39.

On «relativistic degeneracy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1935, 95, 194–206.

Note on «relativistic degeneracy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1935, 96, 20–21.

The pressure of a degenerate electron gas and related problems.

Proceedings of the Royal Society A, 1935, 152, 253–272.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 10 May 1935. The Observatory, 1935, 58, 176.

Relativity Theory of Protons and Electrons (Cambridge, Cambridge University Press, 1936).

Constitution of the stars. The Scientific Monthly, November 1936, 385–395.

Constitution of the stars. Annual Report of the Smithsonian Institution for 1932, 131–144. Lecture presented at the Harvard Tercentenary, 16–18 September 1936.

The hydrogen content of white dwarf stars in relation to stellar evolution. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1939, 99, 595–606.

Theory of white dwarfs. Conferences du College de France, Colloque International d’Astrophysique, 17–23 juillet 1939 (Paris: Hermann, 1941), 51–64.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 9 June 1939. The Observatory, 1939, 62, 171–174.

On Lorentz invariance in the quantum theory, II. Proceedings of the Cambridge Philosophical Society, 1942, 38, 201–209.

Review of Chandra’s An Introduction to the Study of Stellar Structure. Nature, 1943, 151, 91.

Fundamental Theory (Cambridge: Cambridge University Press, 1946).

The Nature of the Physical World (Cambridge, Cambridge University Press, 1928).

The Expanding Universe (Cambridge, Cambridge University Press, 1933).

The Philosophy of Physical Science (Cambridge, Cambridge University Press, 1939).

New Pathways in Science (Cambridge University Press, 1959).

EINSTEIN ALBERT. Fundamental ideas and problems of the theory of relativity. Nobel Lectures: Physics 1901–1921 (Amsterdam: Elsevier, 1967), 482–490.

On a stationary system with spherical symmetry consisting of many gravitating masses. Annals of Mathematics, 1939, 40, 922–936.

Reply to criticisms. In: Albert Einstein: Philosopher-Scientist (New York, Open Court, 1949).

ELBERT DONNA. On Working With Chandra. In: K.C. Wali (ed.), The Man Behind the Legend (London, Imperial College Press, 1997), 41–45.

EMDEN ROBERT. GASKUGELN: Anwendungen der mechanischen Warmetheorie auf kosmologische und meteorologische Probleme (Leipzig, Teubner, 1907).

ENZ CHARLES P. No Time to be Brief: A Scientific Autobiography of Wolfgang Pauli (Oxford, Oxford University Press, 2002).

FERMI LAURA. Atoms in the Family (Chicago, University of Chicago Press, 1954).

FEYNMAN RICHARD, NICHOLAS METROPOLIS AND EDWARD TELLER. Equations of state of elements based on the generalized Fermi-Thomas theory. Physical Review, 1949, 75, 1561–1573.

FOWLER RALPH H. AND EDWARD ARTHUR MILNE. The intensities of absorption lines in stellar spectra, and the temperatures and pressures in the reversing layers of stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1923, 81, 403–424.

General forms of statistical mechanics with special reference to the requirements of the new quantum mechanics. Proceedings of the Royal Society A, 1926, 113, 432–449.

On dense matter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1926, 87, 114-22.

Statistical Mechanics (Cambridge University Press, 1929; 2nd revised ed., 1936).

FOWLER WILLIAM A. The stability of supermassive stars. Astrophysical Journal, 1966, 144, 180–200.

Interview by John Greenberg, 3 May 1983, OHP.

Interview by John Greenberg, 31 May 1984, OHP.

FRISCH OTTO. What Little I Remember (Cambridge, Cambridge University Press, 1979).

GALISON PETER AND BARTON BERNSTEIN. In any light: Scientists and the decision to build the superbomb, 1942–1954. Historical Studies in the Physical Sciences, 1989, 19, Part 2, 267–349.

GAMOW GEORGE. Nuclear reactions in stellar evolution. Nature, 1939, 144, 575–577.

Physical possibilities of stellar evolution. Physical Review, 1936, 55, 718–725.

Interview by Charles Weiner, 25 April 1968, AIP.

GANDHI MOHANDAS K. Autobiography: The Story of My Experiments with Truth (ist edn London, Public Affairs Press, 1948; reprinted, New York, Dover Publications, 1983).

GIDDINGS STEVEN AND SCOTT THOMAS. High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics. Physical Review D, 2002, 65, 056010-1-056010-12.

GLEICK JAMES. Isaac Newton (New York, Harper Collins, 2003).

GREENSTEIN JESSE, J.B. OKE AND H. SHIPMAN. Effective Temperature, Radius, and Gravitational Redshift of Sirius B. Astrophysical Journal, 1971, 169, 563–556.

On the Redshift of Sirius B. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 1985, 26, 279–288.

Interview by Rachel Prud’homme, 16 March 1982, OHP.

HAMADA T., EDWIN E. SALPETER. Models for zero-temperature stars. Astrophysical Journal, 1961, 134, 683–698.

HANSEN CARL J. AND STEVEN D. KAWALER. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure and Evolution (New York: Springer-Verlag, 1994).

HARDY G. H. Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 9 January 1931. The Observatory, 1940, 54, 40.

Ramanujan (Cambridge, Cambridge University Press, 1941).

A Mathematician’s Apology (Cambridge, Cambridge University Press, 1941).

HARRISON B. KENT, KIP S. THORN, MASAMO WAKANO AND JOHN A. WHEELER. Gravitational Theory and Gravitational Collapse (Chicago, University of Chicago Press, 1965).

HAWKING STEPHEN AND WERNER ISRAEL. 300 Years of Gravitation (Cambridge, Cambridge University Press, 1987).

HEISENBERG WERNER. Mehrkörperprobleme und Resonanz in der Quantenmechanik. II. Zeitschrift für Physik, 1925, 41, 239–267.

Interview by Thomas. S. Kuhn, 30 November 1962, AIP.

Physics and Beyond: Encounters and Conversations. (New York, Harper, 1971).

Across the Frontiers. (New York, Harper Torchbooks, 1974).

HERANT MARC, STIRLING COLGATE AND CHRIS FRYER. Neutrinos and Supernovae. Los Alamos Science, 1997, №.25, 164–179.

HERREN GREGG. Brotherhood of the Bomb: The Tangled Lives and Loyalties of Robert Oppenheimer, Ernest Lawrence and Edward Teller (New York, Henry Holt, 2002).

HOLLOWAY DAVID. How the bomb saved Soviet physics. Bulletin of the Atomic Scientists, 50 (6) http://www.thebulletin. org/issues/1994/nd94/nd94Holloway.html

HOYLE FRED AND WILLIAM A. FOWLER. Nucleosynthesis in supernovae. Astrophysical Journal, 1960, 132, 565–590.

On the nature of strong radio sources. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1963, 125, 169–176.

ISRAEL WERNER. Dark stars: The evolution of an idea. In: Stephen Hawking and Werner Israel (eds.). Three Hundred Years of Gravitation (Cambridge: Cambridge University Press, 1987).

JEANS JAMES. The Radiation from the Stars. Nature, 1917, 99, 365.

The radiation of the stars. Nature, 1917, 99, 444–445.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 9 November 1917. The Observatory, 1917, 40, 432–434.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 9 January 1931. The Observatory, 1931, 54, 36–38.

JOHANSSON SVEN. The Nobel Prize for Physics. In: Tore Frangsmyr (ed.). Nobel Lectures in Physics: 1981–1990 (Singapore: World Scientific, 1993), 135–137.

KANIGEL ROBERT. The Man Who Knew Infinity: A Life of the Genius Ramanujan. (New York, Charles Scribner’s Sons, 1991).

KERR ROY. Gravitational Field of a Spinning Mass as an Example of Algebraically Special Metrics. Physical Review Letters, 1963, 11, 237–238.

KHAN K. A. AND ROGER PENROSE. Scattering of Two Impulsive Gravitational Plane Waves. Nature, 1971, 229, 185–186.

KHARITON YULI, KITOR ADAMSKII AND YURI SMIRNOV. The way it was. Bulletin of the Atomic Scientists, 1998, 54 (6); website http://www.bullatomsci.org/issues/1996/ nd96/nd96khariton.html

AND YURI SMIRNOV. (1993), ‘The Khariton version’. Bulletin of the Atomic Scientists, 1993, 49 (3); website http://www.thebulletin.org/issues/1993/may93/may93Khariton.html>

KHRIPLOVICH IOSIF B. The eventful life of Fritz Houtermans. Physics Today, 1992, 45, 29–37.

KILMISTER CLIVE W. Eddington’s Search for a Fundamental Theory: A Key to the Universe (Cambridge: Cambridge University Press, 1994).

KRAGH HELGE. Cosmo-physics in the thirties: Towards a history of Dirac cosmology. Historical Studies in the Physical Sciences, 1982, 13, 69-108.

DIRAC: A Scientific Biography (Cambridge: Cambridge University Press, 1990).

KUIPER G. P. White dwarfs: Discovery, observations, surface conditions. In: Conferences du College de France, Colloque International d’Astrophysique, 17–23 juillet 1939 (Paris: Hermann, 1941), 3-39.

LANDAU LEV. On the theory of stars. Physikalische Zeitschrift der Sowjetunion, 1932, 1, 285–288.

Origin of stellar energy. Nature, 1938, 141, 334–335.

LANG KENNETH AND OWEN GINGERICH. A Source Book in Astronomy and Astrophysics, 1900–1975 (Cambridge, MA. Harvard University Press, 1979).

LEE T. D. Hydrogen content and energy-productive mechanism of white dwarfs. Astrophysical Journal, 1950, 111, 625–640.

LITTLEWOOD J. E. Littlewood’s miscellany. Edited and with a foreword by Bela Bollobas. (Cambridge: Cambridge University Press, 1953), 1-22.

LUNDMARK KNUT, SERGE GAPOSCHKIN, BENGT EDLEN, C.P. GAPOSCHKIN, F.J.M. STRATTON AND C.S. BEALS (EDS.). Novae and White Dwarfs, Colloque International d’Astrophysique, 17–23 July 1939, under the presidency of Henry Norris Russell (Paris, Hermann, 1941).

MARSHAK ROBERT EUGENE. The Internal Temperature of White Dwarf Stars. Astrophysical Journal, 1940, 92, 321–346.

MCCREA WILLIAM H. The International Astronomical Union meeting in Paris 1935. The Observatory, 1935, 58, 256–265.

EDWARD ARTHUR MILNE: Obituary notice. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1951, 111, 161-70.

Interview by Robert Smith, 22 September 1978, AIP.

Harry Hemley Plaskett. Biographical Memoirs of the Royal Society, 1981, 27, 445–478.

Subrahmanyan Chandrasekhar. The Observatory, 1996, 116, 121–124.

Letter to the Editors. The Observatory, 1998, 118, 24.

MCVITTIE GEORGE C. Interview by David DeVorkin, 21 March 1978, AIP.

MERRILL PAUL W. The Nature of Variable Stars (New York, Macmillan, 1938).

MILLER ARTHUR I. The Myth of Gauss’ Experiment on the Euclidean Nature of Physical Space. ISIS, 1972, 63, 345–348.

Measurement problems in quantum field theory in the 1930s’. In: A. I. Miller (ed.). Sixty-Two Years of Uncertainty: Historical, Philosophical, and Physical Inquiries into the Foundations of Quantum Mechanics (London, Plenum Press, 1990), 139–152.

Early Quantum Electrodynamics: A Source Book (Cambridge, Cambridge University Press, 1994).

Albert Einstein's Special Theory of Relativity: Emergence (1905) and Early Interpretation (1905–1911) (Reading, MA, Addison-Wesley, 1981: Reprinted, London, Springer-Verlag, 1998).

Insights of Genius: Imagery and Creativity in Science and Art (New York: Springer-Verlag, 1996; Cambridge, MA, MIT Press, 2000).

Erotica, aesthetics and Schrödinger’s wave equation. In: Graham Farmeloe (ed.). It Must be Beautiful: Great Equations in Modern Science (London, Granta, 2002), 80-101.

MILNE EDWARD ARTHUR. Those in Authority: R. H. Fowler M. A. (Trinity), Senior Lecturer. The Granta, 1923, 32, 469.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 14 November 1930. The Observatory, 1930, 53, 330-4.

The analysis of stellar structure. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1930, 91, 4-55.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 9 January 1931. The Observatory, 1931, 54, 34.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 13 March 1931, 99-101; Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 10 April 1931, 126–129; Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 8 May 1931, 154–155; Letter to the Editors, 243–251. The Observatory, 1931, 54.

The theory of stellar structure II (Energy-generation). Zeitschrift fur Astrophysik, 1932, 5, 337–347.

Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 11 January 1935. The Observatory, 1935, 58, 52.

Relativity, Gravitation and World-Structure (Oxford, Oxford University Press, 1935).

Letter to the Editors. The Observatory, 1935, 58, 174–176.

The white dwarf stars. The Halley Lecture, delivered 19 May 1932, in Five Halley Lectures (Oxford, Oxford University Press, 1936). 3-32.

Ralph Howard Fowler. Obituary Notices of Fellows of The Royal Society, 1945, 5, 61–78.

Ralph H. Fowler. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1945, 105, 80–87.

Sir James Jeans. Obituary Notices of Fellows of the Royal Society, 1947, 5, 573–589.

MISNER CHARLES WITH KIP S. Thorne and John A. Wheeler. Gravitation (New York, Freeman, 1970).

MOORE WALTER. Schrödinger: Life and Thought (Cambridge, Cambridge University Press, 1971).

NASA. Apollo 15 Preliminary Science Report, Special Publication SP-289 (Washington, DC: Science and Technical Information Office, 1972).

OPPENHEIMER J. ROBERT AND ROBERT SERBER. On the stability of stellar neutron cores. Physical Review, 1938, 54.

AND HARLAND SNYDER. On continued gravitational contraction. Physical Review, 1939, 56, 455–459.

AND GEORG M. VOLKOFF. On massive neutron cores. Physical Review, 1939, 55, 374–381.

OSTERBROCK DONALD E. Walter Baade, observational astrophysicist, (2): Mount Wilson 1931–1937. Journal of the History of Astronomy, 1996, 27, 301–348.

Yerkes Observatory, 1892–1950: The Birth, Near Death, and Resurrection of Scientific Research Institution (Chicago, University of Chicago Press. 1997).

Chandra and his students at Yerkes Observatory. In: G. Srinivasan (ed.). From White Dwarfs to Black Holes: The Legacy of S. Chandrasekhar (Chicago: University of Chicago Press, 1999), 199–237.

Who really coined the word supernova/Who first predicted neutron stars? Bulletin of the American Astronomical Society, 2001, 33, 1330–1331.

PAIS ABRAHAM. Inward Bound: On Matter and Forces in the Physical World (Oxford, Oxford University Press, 1986).

The Genius of Science: A portrait gallery of twentieth-century physicists (Oxford: Oxford University Press, 2000).

PAULI WOLFGANG. The influence of archetypal ideas on the scientific theories of Kepler. In: C. G. Jung and W. Pauli. The Interpretation of Nature and the Psyche (New York, Pantheon, 1955).

Wissenschaftlicher Briefwechsel mit Bohr, Einstein, Heisenberg, U. A. I: 1919–1929 (eds., A. V. Hermann, K.v.Meyenn, V. F. Weiskopf). (Berlin, Springer, 1979).

PAYNE-GAPOSCHKIN C. The Relative Abundances of the Elements. In: Stellar Atmospheres. Harvard Observatory Monograph, №.1 (Cambridge, MA: Harvard University Press, 1925).

Interview by Owen Gingerich, 5 March 1968, AIP.

AND KATHERINE HARAMUNDANIS. Introduction to Astronomy (Englewood Cliffs, NJ, Prentice-Hall, 1970).

PEIERLS RUDOLF. Note on the derivation of the equation of state for a degenerate relativistic gas. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1935–1936, 96, 780–784.

PELLAM, J.R. Lev Davidovich Landau. In: I. M. Khalatnikov. Landau: The Physicist and the Man (New York: Pergamon Press, 1989), 198–204.

PENROSE ROGER. Gravitational collapse and space-time singularities. Physical Review Letters, 1965,14,57–59.

Gravitational Collapse: the role of general relativity. Revista del Nuovo Cimento, Numero speciale, 1969, 1, 252–276.

PLASKETT HENRY H. Edward Arthur Milne. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1951, 111, 170–172.

PLUMMER H. C. Arthur Stanley Eddington. Obituary Notices of the Royal Society, 1948, 5, 113–125.

RAMAN C. V. The molecular scattering of light. Lecture delivered 11 December 1930. In: Nobel Lectures in Physics, 1922–1941 (New York, Elsevier, 1965), 267–275.

RAMASESHAN S. S. Chandrasekhar and C. V. Raman — some letters. Current Science, 1996, 70, 104–107.

Chandrasekhar — some reminiscences. In: K. C. Wali (ed.). S. Chandrasekhar: The Man Behind the Legend (London, Imperial College Press, 1997), 101–102.

REES MARTIN. Reminiscing about Chandra’s research. In: K.C. Wali (ed.). S. Chandrasekhar: The Man Behind the Legend (London. Imperial College Press, 1997), 183–186.

Astrophysical evidence for black holes. In: R.W. Wald, (ed.). Black Holes and Relativistic Stars (Chicago, University of Chicago Press, 1998), 79-101.

RHODES RICHARD. The Making of the Atomic Bomb (New York, Simon & Schuster, 1986).

Dark Sun: The Making of the Hydrogen Bomb (New York, Simon&Schuster, 1995).

ROSENFELD LEON. Nuclear physics, past and future. In: M. Neve de Mevergnies, P. Van Assche and J. Vervier (eds.). Nuclear Structure Study with Neutrons (Amsterdam: North Holland, 1996).

Niels Bohr in the thirties. In: S. Rozenthal (ed.), Niels Bohr: His Life and Work as Seen by His Friends and Colleagues (New York, Wiley, 1967), 114–136.

RÜGER ALEXANDER. Atomism from cosmology: Erwin Schrodinger’s work on wave mechanics and space-time structure. Historical Studies in the Physical Sciences, 1988, 18, 377–401.

RÜSSELL HENRY NORRIS. Giant and dwarf stars. The Observatory, 1913, 36, 325.

Relations Between Spectra and Other Characteristics of Stars. Popular Astronomy, 1914, 22, 275–294.

The Problem of stellar evolution’, Nature, 1925, 116, 209–212. Address. In: Conferences du College de France, Colloque International d’Astrophysique, 17–23 juillet 1939 (Paris: Hermann, 1941), 1–6.

Arthur Stanley Eddington, 1882–1944. Astrophysical Journal, 1945, 101, 133–135.

SAHA MEGHNAD. Ionisation in the solar chromosphere. Philosophical Magazine, 1920, 40, 479–488.

SAKHAROV ANDREI. Memoirs (New York, Knopf, 1990).

SALPETER EDWIN E. Energy and pressure of a zero-temperature plasma. Astrophysical Journal, 1961, 134, 669–682.

Neutron stars before 1967 and my debt to Chandra. In: G. Srinivasan (ed.). From White Dwarfs to Black Holes: The Legacy of S. Chandrasekhar (Chicago, University of Chicago Press, 1999), 27–29.

SANDAGE ALLAN R. and Martin Schwarzschild. Inhomogeneous Stellar Models II: Models with Exhausted Cores in Gravitational Contraction. Astrophysical Journal, 1952, 116, 463–476.

SCHMIDT MAARTEN. A star-like object with large red-shift. Nature, 1963, 197, 1040.

SCHÖDEL R., et.al. A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way. Nature, 2002, 419, 694–696.

SCOTT DAVID R., Alexei Leonov, Christine Toomey. Two Sides of the Moon: Our Story of the Cold War Space Race (New York, Simon & Schuster, 2004).

SERBER ROBERT. The Los Alamos Primer (Berkeley, CA, University of California Press, 1992).

SINGH AMAR KUMAN. Indian Students in Britain: A Survey of Their Adjustment and Attitudes (London, Asia Publishing House, 1963).

SINGH SIMON. Big Bang: The most important scientific discovery of all time and why you need to know about it (London, Fourth Estate, 2004).

SLATER GILBERT. Southern India: Its Political & Economic Problems (London, George Allen & Unwin, 1936).

SMART W.G.M. Excerpt from the Meeting of the Royal Astronomical Society, 9 January 1931. The Observatory, 1931, 54, 38.

SOMMERFELD ARNOLD. Atomic Structure and Spectral Lines. (London, Methuen, 1923).

Zur Elektronentheorie der Metallen auf Grund der Fermischen Statistik. Zeitschrift für Physik, 1928. 47, 1-32.

Zur Elektronentheorie der Metallen auf Grund der Fermischen Statistik, insbesondre über den Volta-Effekt. Zeitschrift für Physik, 1928, 47, 38–60.

STONER EDMUND C. The limiting density in white dwarf stars. Philosophical Magazine, 1929, 7, 63–70.

The equilibrium of dense stars. Philosophical Magazine 1930, 9, 944–963.

The minimum pressure of a degenerate gas. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1932, 92, 651–661.

Upper limits for densities and temperatures in stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1932, 92, 662–676.

STRÖMGREN BENGT. The opacity of stellar matter and the hydrogen content of the stars. Zeitschrift für Astrophysik, 1932. 4, 118–152.

On the interpretation of the Hertzsprung-Russell-diagram. Zeitschrift für Astrophysik, 1932,7,222–248.

Interview by Lillian Hoddeson and Gordon Baym, 6 May and 13 May 1976, AIP.

STRUVE OTTO AND VELTA ZEBERGS. Astronomy of the Twentieth Century (New York, Macmillan, 1962).

STUEWER ROGER H. Gamow’s Theory of Alpha Decay’. In: Edna Ullman-Margalit (ed.). The Kaleidoscope of Science (Englewood Cliffs, NJ, Humanities Press, 1986).

SWERDLOW NOEL M. Chandrasekhar’s research on Newton’s Principia. In: K.C. Wali (ed.). S. Chandrasekhar, The Man Behind the Legend (London, Imperial College Press, 1997), 201–205.

TELEGDI VALENTIN. Recollections About Chandra. In: К. C. Wali (ed.). The Man Behind the Legend (London, Imperial College Press, 1997), 206–209.

TEUKOLSKY SAUL A. Chandra at Caltech. In: K.C. Wali (ed.). S. Chandrasekhar. The Man Behind the Legend (London, Imperial College Press, 1997), 76–79.

THORNE KIP. Black Holes and Time Warps: Einstein’s Outrageous Legacy (News York, Norton, 1994).

Probing black holes and relativistic stars with gravitational waves. In: R.M. Wald (ed.). Black Holes and Relativistic Stars (Chicago, University of Chicago Press, 1998), 41–78.

ULAM STANISLAW. Adventures of a Mathematician (New York, Scribner’s, 1976).

USAEC (United States Atomic Energy Commission). In the Matter of J. Robert Oppenheimer (Cambridge, MA: MIT Press, 1954).

VANDERVOORT PETER O. (n.d.). S. Chandrasekhar: Incidental lessons. Unpublished manuscript.

VAN MAANEN ADRIAN. Two Faint Stars with Large Proper Motion. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1917, 29, 258–259.

WALI KAMESHWAR C. Chandra: A Biography of S. Chandrasekhar (Chicago, University of Chicago Press, 1984).

WEINBERG STEVEN. The First Three Minutes: A Modem View of the Origin of the Universe (New York: Basic Books, 1977).

WESTFALL ROBERT S. Technical Newton. Isis, 1996, 87, 701–706.

WESTON-SMITH MEG. E. A. Milne and the creation of air defence: Some letters from an Unprincipled Brigand, 1916–1919. Notes and Records of the Royal Society, 1990, 44, 241–255.

WHEELER JOHN A., Ken Ford. Geons, Black Holes & Quantum Foam: A Life in Physics (New York, Norton, 1998).

WITH KENT HARRISON AND J. A. WAKANO Matter-energy at high density: End point of thermonuclear evolution. In: Solvay — Onzième Conseil de Physique — La Structure et l’évolution de i’univers (Brussels, R. Stoops, 1958).

WOLPERT STANLEY. A New History of India, 5th edn (Oxford, Oxford University Press, 1997).

WOOSLEY STAN E., A. HEGER AND T. A. WEAVER. The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modem Physics, 2002, 74, 1015–1071.

XANTHOPOULOS BASILIS C. FOREWORD. In: S. Chandrasekhar, Selected Papers, Volume 6: The Mathematical Theory of Black Holes and of Colliding Plane Waves (Chicago, University of Chicago Press, 1991).

ZWICKY FRITZ. On the theory and observation of highly collapsed stars. Physical Review, 1939, 55, 726–743.

Примечания

1

Этот лекционный зал был открыт в 1874 году, когда Королевское астрономическое общество переехало в Сомерсет-Хаус. В 1969 году зал был перестроен и разделен на два офисных помещения.

2

У Чандры было шесть сестер: Раялакшми (Рахам) (старшая), Балапарвати (Бала), Сарада, Видия, Савитри и Сундари — и три брата: Висванатан (Вишвам), Балакришнан и Раманатам.

3

Бабу — на тамильском языке «отец» (ласково), джи — «уважаемый». (Примеч. редактора.)

4

В 1905 году Эйнштейн предположил, что свет представляет собой поток частиц (фотонов). Отец и сын Томсоны сделали открытия, стоящие в ряду самых поразительных в истории физики. Дж. Дж. Томсон открыл электрон и получил за это Нобелевскую премию в 1906 году: Джордж, сын Дж. Дж. Томсона, продемонстрировал, что электрон обладает волновыми свойствами, и в 1937 году тоже получил Нобелевскую премию.

5

Две старших сестры Лалиты стали врачами, младшая получила диплом магистра по санскриту. Лалита всю жизнь занималась физикой.

6

В то время астрофизики предполагали, что звезды, и наше Солнце тоже, имеют в основном тот же химический состав, что и Земля, и состоят из таких элементов, как железо, калий, кадмий, кальций, натрий, магний и кремний. Они не включали в этот состав водород, так как его было очень мало на Земле. Но оказалось, что звезды как раз состоят в основном из водорода.

7

Уже незадолго до создания Гейзенбергом квантовой механики физики подвергали сомнению теорию Бора. Они понимали, что на самом деле атомы не являются крохотными солнечными системами и что такие представления о них не способствуют развитию физики. Одним из открытий квантовой теории было то, что электроны имеют волновую природу и распространяются в виде волн, а не движутся по орбитам вокруг ядра. Однако теория Бора стала неоценимым первым шагом в создании атомной физики и до сих пор полезна для понимания химических свойств элементов.

8

Предполагалось, что электроны крайне малы, и можно пренебречь их размерами и силой их взаимного отталкивания, нейтрализуемой положительным зарядом ядер.

9

Уравнение состояния идеального газа, в котором произведение давления газа на его объем пропорционально температуре, астрофизики обычно предпочитают переписывать в виде зависимости давления газа от его плотности, температуры и химического состава. Используется и понятие «неидеальные газы», для которых в уравнение состояния введен размер частиц и энергия взаимодействия между ними.

10

Яркость звезды, наблюдаемой на Земле, зависит от расстояния до нее. Количество световой энергии, испускаемое звездой в секунду, — это ее «светимость». Также вводится понятие «видимая яркость звезды», определяемая как светимость звезды, деленная на квадрат ее расстояния до Земли — его астрономы определяют, наблюдая изменение положения звезды относительно более удаленных звезд за шесть месяцев, то есть время, в течение которого Земля проходит половину орбиты вокруг Солнца. Это смещение называется «звездный параллакс». Если звезда находится так далеко, что ее звездный параллакс слишком мал, то расстояние до нее можно определить по яркости, спектральным линиям и температуре. Всю эту информацию можно получить из диаграммы Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграммы).

11

Рассматривая цефеиду как идеальный газ, Эддингтон построил модель, согласно которой произведение периода пульсации звезды на квадратный корень из ее плотности является константой. Это соответствовало наблюдаемому максимальному увеличению яркости звезды при прохождении фазы ее минимального радиуса, так как в это время температура и плотность звезды максимальны.

12

Чтобы измерить температуру поверхности звезды, астрономы предполагают, что звезда — это «абсолютно черное тело», гипотетический объект, который является прекрасным излучателем и прекрасным поглотителем радиации. Спектр излучения черного тела при различных температурах может быть представлен в виде графика зависимости интенсивности радиации от длины волны. Интенсивность равна нулю при нулевой длине волны, затем она растет, достигает максимума и спадает до нуля при увеличении длины волн. Максимум обычно находится не в середине кривой, а смещен к низким или высоким длинам волн в зависимости от температуры черного тела — положение максимума позволяет определить температуру тела. Измерения интенсивности света от различных звезд показывают, что они действительно излучают свет почти как абсолютно черные тела. Это позволяет астрономам использовать формулу излучения абсолютно черного тела, выведенную немецким физиком Максом Планком в 1900 году.

13

Диаграмма Рассела была впервые опубликована в 1913 году. Позднее Рассел улучшил ее. Поначалу диаграмму называли именно диаграммой Рассела. В 1933 году Бенгт Стрёмгрен, молодой датский астрофизик и близкий друг Чандры, из патриотических соображений решил исправить эту несправедливость и ввел новое название: диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма).

14

Несколькими годами позже 2 Эридана А и 2 Эридана В были переименованы в 40 Эридана А и 40 Эридана В.

15

Измерение орбитальных параметров — периода обращения двух звезд вокруг общего центра, расстояния двойной системы от Земли (по звездному параллаксу) и эксцентриситета орбиты достаточно для вычисления массы звезды. Радиус может быть вычислен по температуре поверхности звезды и ее яркости, среднюю плотность определяют по отношению массы звезды к ее объему.

16

В наше время астрофизики определили, что температура Сириуса В примерно 25 тысяч градусов, то есть он является звездой В-типа, намного более горячей, чем Сириус А, температура которого равна 10 тысячам градусов. По данным о температуре Сириуса В определен его радиус, примерно равный 4800 километрам, то есть немного меньше земного. В своей книге «Внутреннее строение звезд» Эддингтон получил почти в четыре раза большее значение. Пересмотренная оценка средней плотности Сириуса В составляет миллион граммов на кубический сантиметр, в сто раз больше, чем у Эддингтона. Эти ошибки были вызваны трудностями наблюдения, связанными с чрезвычайной яркостью Сириуса А, который почти полностью скрывал своего тусклого компаньона Сириус В.

17

Вычисление проводится следующим образом: количество энергии, которое выделяется из-за сжатия газовых частиц при уменьшении шара бесконечно большого радиуса до радиуса Солнца, делится на среднее количество энергии, испускаемое Солнцем в секунду.

18

До открытия нейтрона в 1932 году физики предполагали, что ядро состоит из протонов и электронов и, таким образом, ядро гелия состоит из четырех протонов и двух электронов, суммарный положительный заряд которых уравновешивает отрицательный заряд двух электронов на орбите. Так как масса электрона в 1836 раз меньше массы протона, в вычислениях она игнорировалась.

19

Астрофизики тогда не задумывались о происхождении более тяжелых элементов и только предполагали, что они были частью межзвездной пыли, из которой образовались звезды.

20

Эддингтон использовал данные для более яркой из двух звезд, составляющих двойную систему Капелла-Капелла А, расположенную на расстоянии 10^14 километров от Земли в созвездии Возничего. Согласно Эддингтону, данные наблюдений для Капеллы были «необычно полными» и позволили чрезвычайно точно определить ее массу, температуру поверхности, радиус и яркость.

21

После четырех лет, проведенных в Кембридже, Пэйн получила сертификат, означавший, что будь она мужчиной, то могла бы получить ученую степень бакалавра. Лекция, прочитанная Шепли в 1923 году на встрече Британской астрономической ассоциации, произвела на Сесилию огромное впечатление. Она подошла к Шепли и спросила, могла бы она продолжать свое исследование в Гарварде. С одобрения Эддингтона и Милна Пэйн оставила Кембридж и уехала в Гарвард, где стала доктором философии в Рэдклиффе (женский колледж в Гарварде). Пэйн была первой женщиной, получившей степень доктора философии за исследования, проводимые в Гарвардской обсерватории, и первой женщиной, ставшей профессором в Гарварде. Директор Йеркской обсерватории Отто Струве сказал, что ее диссертация — «самая блестящая диссертация, когда-либо написанная по астрономии».

22

Полагая, что электронный газ внутри белого карлика можно считать идеальным, Эддингтон определил, что его температура равна примерно миллиарду градусов Кельвина.

23

В 1915 году английский ученый Генри Мозли в возрасте 28 лет был убит в сражении при Галлиполи. Это вызвало крайнее возмущение английского научного сообщества. Правительству пришлось признать, что правильнее использовать ученых не на поле боя, а в исследованиях, направленных на военные цели. Если бы Мозли не погиб, он почти наверняка получил бы Нобелевскую премию за свои работы в области атомной физики.

24

Бор достигал этого, комбинируя физику Ньютона для планетарных движений со следствиями квантовой механики таким образом, чтобы атомы оставались стабильными. Затем он понял тщетность этого подхода и смело решил постулировать их стабильность. Он предположил, что для электронов в атоме допустимы только определенные орбиты, в отличие от планет, которые могут находиться на любом расстоянии от Солнца.

25

Теория белых карликов Фаулера основана на уравнении, которое связывает давление электронного газа с его плотностью. А уравнение идеального газа связывает давление газа не только с плотностью, но и с температурой. Отсутствие температуры в теории Фаулера — неожиданный вывод из квантовой механики. Когда белый карлик остывает полностью, его температура фактически становится равной нулю. Если бы это был идеальный газ, то его давление также было бы равно нулю, и произошел бы коллапс, как и предсказывал Эддингтон. Но принцип запрета Паули противоречит этому, поскольку появляется направленное наружу давление вырождения, даже если температура звезды равна нулю. Другими словами, несмотря на то что по измерениям астрономов белые карлики очень горячие и очень тусклые, физики могут изучать их состояние, как если бы они были холодными и невидимыми.

26

В 1931 году Дирак показал, что эти странные частицы — позитроны, частицы материи, идентичные электронам, только вот электроны имеют отрицательный заряд, а позитроны — положительный. При столкновении электрона и позитрона они взаимно уничтожаются (происходит аннигиляция), превращаясь в кванты света. В том же году позитроны были обнаружены в космических лучах Карлом Андерсоном, работавшим в Калифорнийском технологическом институте. Эддингтон должен был изменить свои представления о том, что звезды сияют в результате взаимоуничтожения электронов и протонов. В действительности это происходит в результате аннигиляции электронов и позитронов.

27

Эддингтон никогда не говорил, что означает буква «Е» в названии его Е-чисел. Возможно, это первая буква имени Эддингтон!

28

Эддингтон рассчитал скорость разбегания галактик и получил 778 километров в секунду на каждые 30 миллионов триллионов километров (один мегапарсек) расстояния галактики до Земли. Астрономы же получили величину 550 километров в секунду на мегапарсек. Вопрос о разбегании галактик рассматривается в главе 13.

29

Эддингтон предполагал, что Вселенная должна быть вырожденным газом. Он использовал квантовую статистику для расчета общего числа электронов, если заполнены все возможные уровни энергии вплоть до самого верхнего. Эддингтон полагал, что это будет энергия электрона, полученная из соотношения E = mc^2, где m — масса электрона. Эддингтон подогнал конечный результат, чтобы получить желаемое число электронов.

30

Комбинационное рассеяние света было почти одновременно открыто Раманом и советскими физиками Л. И. Мандельштамом и Г. С. Лансбергом в 1928 году (Раман сделал свое открытие на неделю позже). (Примеч. редактора.)

31

Чандра получил величину, равную 0,91 массы Солнца. К 1934 году он сделал более точный расчет и показал, что максимальная масса зависит от химического состава белого карлика. Точное значение менее важно, чем существование максимальной массы, выше которой белый карлик начинает коллапсировать. В настоящее время предел Чандрасекара считается равным 1,4 массы Солнца. Тогда же физик Ханс Бете открыл ядерные реакции, обеспечивающие звезды энергией, и внес значительный вклад в понимание процессов, идущих на звездах.

Строго говоря, давление вырождения зависит от температуры звезды. Фаулер и Чандра ограничились случаем белого карлика при нулевой температуре, когда звезда остыла и затвердела, то есть достигнуто максимальное вырождение. Это вполне разумное приближение для упрощения уравнений. Если бы белые карлики на самом деле имели нулевую температуру, они были бы невидимыми. Тем не менее астрофизики строили такие модели белых карликов, как если бы они были электронным газом при нулевой температуре.

32

В 1929 году Уильям Андерсон, 39-летний физик польского происхождения из эстонского Тартуского университета, сообщил Стонеру, что тот не принял во внимание специальную теорию относительности в своих ранних работах. Но Стонер быстро обнаружил, что использование специальной теории относительности Андерсоном было некорректным. Впоследствии Стонер получил правильный результат для релятивистского вырождения — такой же, как у Чандры, — его иногда называют уравнением Стонера-Андерсона. Эддингтон переписывался со Стонером по вопросу о новых данных для массы белых карликов и рекомендовал для публикации две последующие работы Стонера по релятивистскому вырождению.

33

Човла вернулся в правительственный колледж, провел большой объем исследований в Лахоре и доказал несколько теорем, названных его именем. Когда в ночь с 14 на 15 августа 1947 года страна была разделена на Индию и Пакистан, Човла и его семья улетели в Дели. Оттуда они направились в США, где Човла продолжил свою научную карьеру. Он умер 10 декабря 1995 года.

34

Фраза взята из письма Эйнштейна к Борну от 4 декабря 1926 года. Борн всегда считал, что его заслуги в разработке квантовой механики не оценены должным образом, и довольно позднее присуждение ему Нобелевской премии (1954) — результат интриг его бывших сотрудников, которые достигли большего авторитета и стали более известными, чем он. Будучи евреем, Борн был вынужден покинуть Германию в 1933 году. Он провел два года в Кембридже в качестве стоксовского лектора, а затем шесть месяцев в Бангалоре у Рамана в Индийском институте науки. В 1935 году Эдвард Т. Уиттекер добился для Борна должности профессора натуральной философии в Эдинбурге, с которой он и вышел в отставку в 1953 году. Уиттекер также добился для Борна полной пенсии — Борн потерял все свое имущество и деньги, бежав из Германии. Борн получил Нобелевскую премию вместе с Вальтером Боте. Борну это было весьма неприятно, поскольку Боте активно работал над разработкой немецкой атомной бомбы. Борн умер в 1970 году.

35

Институт Зоммерфельда находится в Мюнхене, институт Борна — в Гёттингене. Мюнхен, Гёттинген и Копенгаген считались тремя главными центрами исследований в области атомной физики.

36

Герасимович Б. П. (1889–1937) — известный советский астроном, с 1933 года директор Пулковской обсерватории. Репрессирован, реабилитирован посмертно. (Примеч. редактора.)

37

Имеется в виду теория политропных шаров. Эта теория, возникшая в начале XX века, позволяет вычислить температуру и давление внутри звезды по значениям этих величин на ее поверхности в предположении, что звезда представляет собой идеальный газ. Эддингтон широко использовал теорию политропных шаров в своих исследованиях цефеид. Более того, он распространил ее для моделирования звездных процессов, которые описаны в книге «Внутреннее строение звезд».

38

Чандра показал, что максимальная масса белого карлика равна 5,728 массы Солнца, деленной на средний молекулярный вес в квадрате. График, который он представил на заседании Королевского астрономического общества 11 января 1935 года, построен на основании математических расчетов; он демонстрирует процесс эволюции белого карлика и что произойдет, когда масса карлика превысит максимальную массу. График ясно показывает, что, если масса белого карлика M приближается к максимальной массе M_3, радиус R обращается в нуль и звезда сжимается до нуля.

39

Из общей теории относительности Эйнштейна следует, что законы физики одинаковы для всех наблюдателей в любой части Вселенной и не зависят от их движения. Это утверждение называется принципом относительности. Милн же считал, что теория гравитации Эйнштейна есть следствие всеобщего распределения материи. Но распределение материи неодинаково во Вселенной. Она сконцентрирована в галактиках, поэтому только для наблюдателей, находящихся в центре галактик, законы гравитации будут одни и те же. Милн хотел вывести новые законы гравитации, которые бы объясняли формы галактик, однако это ему не удалось.

40

В этой статье, представленной 9 июня на заседании Королевского астрономического общества, Эддингтон, используя результаты Фаулера, сделал вывод, что Сириус В содержит большое количество водорода. Он признал, что это противоречит общему мнению, что белый карлик является сгоревшей звездой. Он предположил, что звезда в начале своей эволюции проходит через стадию квазибелого карлика, который состоит почти полностью из водорода. При сжатии водород загорается и превращается в азот и кремний. В этот момент звезда начинает расширяться и эволюционирует обычным образом. То есть она дважды за свою жизнь становится белым карликом, что невероятно. Эддингтон пришел к заключению, что формула Стонера-Андерсона, «обычно используемая в теории белых карликов, ошибочна, а первоначальная формула Фаулера, по-видимому, правильна». По его мнению, высокое содержание водорода в Сириусе В позволяет сделать разумное предположение, что он возник из верхних слоев Сириуса А.

41

В настоящее время астрономы не полностью разобрались в эволюции звезд Вольфа-Райе. Считается, что они постепенно теряют свою оболочку атмосферных газов, оставляя незащищенными внутренние области, в которых происходят ядерные реакции.

42

Звезды Ван Маанена были открыты в 1917 году голландским астрономом Адрианом ван Мааненом.

43

Массу белых карликов, которые не являются частью двойной системы, подобно звездам Ван Маанена, астрофизики определяют по их гравитационному красному смещению, а радиус — из их звездных параллаксов, видимой яркости и температур.

44

Из теории Фаулера следует, что произведение массы белого карлика на куб его радиуса является константой, то есть чем меньше радиус карлика, тем больше его масса.

45

Это было важное предвидение Эддингтона. Физики уже обсуждали возможность существования нейтронных звезд. Не прошло и тридцати лет, как они были открыты.

46

Кришнан, один из самых выдающихся физиков Индии, внес большой вклад в открытие рамановского комбинационного рассеяния, а также в исследования магнитных свойств кристаллов. (Примеч. редактора.)

47

Дядя Чандры Раман также испытал подобное унизительное отношение во время визита в Америку в 1920 году. В Бостоне его отказались поселить в нескольких отелях, пока водитель такси не привез ученого в пригородный отель, принадлежавший чете японцев.

48

Первая сверхновая звезда была открыта в 1572 году датским астрономом Тихо Браге, а вторая — в 1604 году его бывшим помощником Иоганном Кеплером. Эти открытия были сделаны невооруженным глазом, без помощи телескопа, который тогда еще не изобрели. В телескоп сверхновую звезду впервые увидели в августе 1885 года, в созвездии Андромеды.

49

Так как свету требуется время, чтобы долететь от звезд до Земли, мы наблюдаем то, что случилось во Вселенной в далеком прошлом.

50

Это было еще до открытия нейтрона, и предполагалось, что альфа-частицы состоят из четырех протонов и двух электронов и в результате имеют положительный заряд, равный двум. В ядре атома гелия два положительных заряда нейтрализуются двумя отрицательными зарядами двух электронов. Резерфорд получал альфа-частицы из атомов газа радона, хотя и не понимал сути процесса рождения этих частиц. Только после открытия нейтрона в 1930-х годах физики узнали, из чего состоят ядра атомов. Они выяснили также, что некоторые ядра являются нестабильными или «радиоактивными» в зависимости от количества содержащихся в них протонов и нейтронов. Испуская альфа-частицы, электроны, позитроны, нейтроны, протоны или гамма-лучи, ядра становятся более стабильными.

51

Сначала он должен был доказать, что протон-протонные реакции могут идти достаточно быстро, чтобы образовывался гелий и начался процесс слияния. Это был главный вывод статьи Бете-Критчфилда. Они определили цепочку ядерных реакций, начинающихся со слияния двух протонов и формирования на краткий миг «дипротона». Один из протонов при бета-распаде превращается в нейтрон, позитрон и нейтрино. Позитрон и нейтрино оказываются внутри звезды, а другой протон остается рядом с нейтроном и образует дейтрон, который затем сливается с другим протоном и нейтроном, образуя ядро атома гелия. Таким образом, в звездах с массами близкими к солнечной возникает энергия излучения. Бета-распад, казалось бы, нарушает закон сохранения энергии, так как энергия ядра до распада оказывается больше, чем суммарная энергия — ядра после распада и вылетевшего электрона. (Электронов в ядре нет, электроны образуются и испускаются в момент распада нейтрона.) Паули сделал смелое предположение, что самый простой способ объяснить различие энергий такой: существует неизвестная пока частица (нейтрино) с нулевой массой и нулевым электрическим зарядом, испускаемая из ядра при бета-распаде, то есть нейтрон превращается в протон, электрон и нейтрино. Нейтрино обнаружили более двух десятилетий спустя, в 1956 году.

52

По словам Бете, он систематически исследовал «реакции между протонами и ядрами элементов Периодической системы», которые могут существовать при высоких температурах внутри звезд гораздо более ярких, чем Солнце. Он обнаружил самоподдерживающуюся цепочку реакций, в которых водород сгорает с образованием гелия в течение миллионов лет, что соответствует времени жизни таких звезд. Цепочка начинается со взаимодействия водорода с углеродом, при этом расходуется около одного процента массы молодой звезды. Гелий является конечным продуктом последовательности реакций, в которых образуется азот и кислород. Последовательность циклична, и углерод действует как катализатор происходящих реакций. Этот углеродно-азотно-кислородный (CNO) цикл может длиться в течение миллионов лет. Теория Бете объясняет эволюцию звезд типа Сириуса А, примерно в два раза массивнее, чем Солнце, а также звезд типа Y Лебедя в созвездии Лебедя с массой примерно в 20 раз больше массы Солнца и в 600 раз ярче (недавние измерения увеличили эту цифру до 10000 раз).

53

После Бете этой проблемой занялись Оппенгеймер и его группа. Оппенгеймер настаивал на экспериментальной проверке протекания ядерных реакций, которые он и его группа считали источниками энергии в звездах тяжелее Солнца. По словам Роберта Сербера, кто-то дал неверные данные Оппенгеймеру, что не позволило группе открыть углеродно-азотно-кислородный (CNO) цикл, зато «у Бете не было этих неверных данных и он предположил, что именно такие реакции протекают в звездах».

54

В простейшем случае сферической симметрии черной дыры горизонт событий равен радиусу Шварцшильда. (Примеч. редактора.)

55

Астрофизические исследования Чандры потребовали множества компьютерных вычислений. В начале работы в Йерксе аспиранты помогали ему в особо длинных вычислениях. У него были и внештатные сотрудники для вычислений, в частности уроженка Уильямс Бей по имени Донна Элберт. Она работала с Чандрой более тридцати лет и переехала с ним в Чикаго.

56

Астрофизики впервые предсказали это явление в 1960-х годах, но только в феврале 2004-го астрономы нашли такой объект. В созвездии Центавра, на расстоянии 480 триллионов километров, находится белый карлик ВРМ 37093, который имеет алмазное ядро массой около 10 миллиардов триллионов триллионов карат. ВРМ 37093 в 1,1 раза тяжелее Солнца, и 90 % этой массы кристаллизовалось. Его назвали Люси, в честь героини песни группы «Битлз» «Люси в небесах с алмазами».

57

В повседневной жизни мы различаем левое и правое — например, наше сердце находится слева. Долгое время считалось, что в законах физики нет различия между правым и левым, что было выражено в законе сохранения четности. Его нарушение означает, что эксперимент и его зеркальное изображение могут приводить к различным результатам. Ли и Янг в 1956 году предсказали, что в таких реакциях, как бета-распад, закон сохранения четности может нарушаться. В том же году их теория была проверена. Две группы ученых поставили опыты по наблюдению бета-распада ядер кобальта, которые были зеркальными отражениями друг друга. В этих экспериментах было зарегистрировано разное число электронов, испускаемых ядрами кобальта, что доказывало асимметрию между левым и правым. В следующем году Ли и Янг получили Нобелевскую премию по физике за предсказание нарушения закона сохранения четности.

58

Юри получил Нобелевскую премию 1934 года по химии за открытие дейтерия, Либби стал лауреатом Нобелевской премии 1960 года за разработку радиоуглеродного датирования и Гепперт-Майер — в 1963 году за открытия, касающиеся оболочечной структуры ядра.

59

Через определенное время ядра радиоактивных элементов превращаются в ядра других элементов, испуская элементарные частицы и электромагнитное излучение. Время, в течение которого распадется половина радиоактивных ядер, называется периодом их полураспада. Период полураспада любого ядра — его внутреннее свойство, оно не зависит ни от его плотности, ни от температуры. Период полураспада урана составляет четыре миллиарда лет, что приблизительно равно возрасту Земли, поэтому к настоящему времени распалась только половина исходного количества урана.

60

Ферми предположил, что открыл элемент с периодом полураспада 13 минут, который содержал на один протон больше, чем уран. Он решил, что этот элемент имеет номер 93, он — следующий за ураном с номером 92 в периодической таблице. На самом деле Ферми наблюдал распад ядра урана на два больших радиоактивных фрагмента: барий и криптон.

61

Природный уран содержит 99,3 % урана-238 и 0,7 % урана-235. В 1939 году Бор обнаружил, что уран-235 расщепляется легче, чем уран-238, так как для его расщепления требуются более медленные нейтроны.

62

ЭНИАК (ENIAC, сокр. от Electronic Numerical Integrator and Computer) — электронный числовой интегратор и вычислитель), первый широкомасштабный электронный цифровой компьютер. МАНИАК (MANIAC, сокр. от Mathematical Analyser, Numerical Integrator and Computer) — математический анализатор, числовой интегратор и вычислитель. (Примеч. редактора.)

63

Плутоний-239 производится в реакторах при столкновении быстрых нейтронов с ядрами урана-238. Плутоний распадается так же эффективно, как и уран-235, и оказалось, что его производство проще. Уран-235 получали в массовом масштабе в Оук-Ридже, штат Теннесси, главным образом отделением его от более тяжелого изотопа урана-238 диффузионным методом. Плутоний-239 производили в ядерных реакторах в Хэнфорде, штат Вашингтон, а затем химически выделяли в металлургической лаборатории Чикагского университета.

64

Сахаров, вернувшись к научной работе в 1965 году, опубликовал несколько важных статей по физике частиц и космологии.

65

Американские ученые утверждают, что это была не настоящая водородная бомба, а обычная атомная бомба, усиленная термоядерным топливом и инициированная химической взрывчаткой. Американцы считали, что низкая мощность бомбы — доказательство того, что русские еще не открыли схему Теллера-Улама.

66

Российские ученые утверждают, что она остается непревзойденной по эффективности, в ней используется 97 % энергии термоядерных реакций. Так, например, у бомбы «Майк» 75 % энергии было получено от взрыва атомной бомбы и от реакции распада оболочки бомбы, сделанной из урана-238.

67

В рассказе автора о советском атомном проекте много неточностей, не упомянуты многие выдающиеся физики и организаторы работ, такие как И. В. Курчатов, Ю. Харитон, И. Е. Тамм и др. Подробнее об этом — например, в книгах В. Губарева «Атомная бомба. Хроника великих открытий» (Москва: Алгоритм, 2009) и «Секретные академики» (Москва: Алгоритм, 2008). (Примеч. редактора.)

68

Масса железного ядра в этот момент на самом деле меньше предела Чандрасекара, и поэтому коллапс не должен возникать. Это озадачивало астрофизиков в течение ряда лет. В конце 1980-х годов они поняли, что значение предела Чандрасекара требует уточнения. Чандра получил значение максимальной массы «идеального» белого карлика для случая релятивистских электронов, не взаимодействующих друг с другом. С начала 1960-х годов стали вводится различные корректировки. Так, например, Солпитер рассчитал поправки, связанные с учетом взаимодействия электронов. Напомним, что Эддингтон критиковал Чандру и за то, что тот не учитывал взаимодействие между электронами. Для расчета «реальной» максимальной массы должны быть приняты во внимание ряд факторов. В то время как поверхность белого карлика не находится под давлением, железное ядро испытывает огромное давление порядка 10 миллионов граммов на квадратный сантиметр. В результате максимальная масса оказывается ниже ожидаемой — примерно в 1,3 раза больше массы Солнца. Также должны учитываться электрические взаимодействия между ядрами железа, температура ядра и эффекты общей теории относительности. Все это изменяет «традиционную» величину предела Чандрасекара от 1,4 массы Солнца для белых карликов до 1,15 массы Солнца для вырожденного железного ядра.

69

Никто точно не знает, что произойдет, если водородная бомба взорвется в космическом пространстве. Почти наверняка разлетится много опасных частиц с высокой энергией — таких легких, как электроны и протоны, а также тяжелых ядер, возникших в процессе деления-синтеза-деления ядер. В этом процессе первое ядерное деление воспламеняет термоядерное топливо. Второе вызывается быстрыми нейтронами, которые попадают на оболочку бомбы, сделанную из урана-238.

70

Нейтрино — это незаряженная частица с нулевой массой. Ее существование было предсказано Паули в 1930 году, открыта она была в 1956 году, за год до публикации статьи B2FH.

71

Физики предполагают, что протоны и нейтроны состоят из кварков, фундаментальных неделимых «строительных блоков». Кварки никогда не наблюдались как свободные, изолированные объекты. Наблюдение кварков в свободном виде значительно продвинуло бы теорию элементарных частиц. Звезды могут предоставить такую возможность.

72

Фаулер и Хойл предположили, что отражение от ядра происходит после того, как альфа-частицы (ядра гелия) расщепляются под действием излучения большой энергии, увеличивая тем самым плотность частиц в ядре и предотвращая дальнейшее сжатие. Но они не проводили компьютерное моделирование и были поражены, когда Колгейт и Уайт обнаружили, что звезды при этом не прекращают коллапсировать. Взрыв, который предсказывали Фаулер и Хойл, оказался имплозией (сжатием).

73

Звезды вращаются вокруг своей оси, как и планеты. Солнце совершает оборот за 25 дней, белые карлики — от нескольких часов до нескольких дней.

74

Астрофизики подозревают, что радиосигнал от пульсара исходит от заряженных частиц, находящихся вблизи его северного и южного магнитных полюсов, ускоряемых интенсивным магнитным полем вращающейся звезды. Линия, соединяющая северный и южный полюса, наклонена относительно оси вращения звезды, в результате чего свет от пульсара периодически достигает Земли.

75

В 1974 году Хьюиш получил Нобелевскую премию по физике за открытие пульсаров. Беллу премию не дали, что вызвало возмущение научного сообщества. Другим лауреатом стал кембриджский радиоастроном Мартин Райл.

76

Радиус Шварцшильда здесь — это расстояние от центра черной дыры до поверхности, которая получила название «горизонт событий». Звезды не исчезают, когда они падают в черную дыру, подобно тому, как Луна существует, даже если она находится за горизонтом и мы ее не видим.

77

Сингулярность — точка пространства, в которой его кривизна стремится к бесконечности, то есть пространство-время в этой точке как бы рвется. (Примеч. редактора.)

78

Расстояния от различных галактик до Земли измерить не так легко, и величина постоянной Хаббла определяется с погрешностью 10 %. Возможно также, что Вселенная не всегда расширялась с одинаковой скоростью и постоянная Хаббла в прошлом имела другое значение. По величине постоянной Хаббла можно легко вычислить, что возраст Вселенной составляет примерно 13–16 миллиардов лет (с учетом 10 %-й погрешности). В 1950-е годы были две противоречащие друг другу теории о происхождении Вселенной. В соответствии со «стационарной моделью» Вселенная сегодня такая же, какой была и много-много лет назад, она не меняется. Теория Большого взрыва по Хабблу предполагает, что Вселенная возникла 13 миллиардов лет назад из некоторого начального, сингулярного, состояния и с тех пор непрерывно расширяется. Теория Большого взрыва предсказывает существование фонового микроволнового излучения, соответствующего температуре три градуса Кельвина. (Термин «Большой взрыв» придумал сторонник стационарной модели Вселенной Фред Хойл, выступая на ВВС в 1950 году, чтобы отличать ее от своей собственной теории.) Самым энергичным сторонником теории Большого взрыва был Георгий Гамов. В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон обнаружили излучение, спектр которого соответствовал излучению абсолютно черного тела с температурой около трех градусов Кельвина. Это излучение пронизывает всю Вселенную и, скорее всего, является «эхом» Большого взрыва. Поразительно, но именно такую температуру предсказывала теория Большого взрыва. Изначально невероятно горячие и плотные массы материи охлаждались по мере расширения Вселенной до трех градусов Кельвина. Работа Пензиаса и Уилсона стала стимулом для современных исследований происхождения Вселенной и считается поворотным моментом в современной космологии. В 2003 году с помощью зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона были сделаны самые точные на сегодняшний день измерения температуры Вселенной и, следовательно, определен ее возраст, который, как и предсказывалось, оказался равным 13,7 миллиарда лет, с погрешностью несколько сотен миллионов лет.

79

Впервые источник радиоволн был обнаружен Янским еще в 1932 году. Как и в случае Чандры, никто не поверил в это открытие.

80

Термин «оптический» используется потому, что эти объекты «видны» с помощью телескопа и могут быть сфотографированы, хотя невооруженным глазом их и не видишь.

81

В 1980-е годы с помощью инфракрасных телескопов было показано, что явление, интерпретированное Бааде и Минковским как столкновение двух галактик, на самом деле оптический обман, вызванный поглощением света облаком пыли вблизи радиогалактики Лебедь А.

82

Обозначения взяты из Третьего Кембриджского каталога источников радиоволн, составленного группой, руководимой радиоастрономом Мартином Райлом.

83

Ричард Уайт вспоминает, что статья Колгейта была так сложна, что рецензент из Ливермора попросил помощи Уайта. А Уайт, в свою очередь, попросил помощи у ливерморских экспертов в других областях физики. Коллективная рекомендация была такова: хотя некоторые разделы статьи требуют уточнения, ее следует опубликовать. Полностью понять ее никому из них не удалось.

84

В евклидовой геометрии сумма углов треугольника всегда равна 180 градусам. Такой треугольник может быть изображен на плоскости независимо от ее ориентации по отношению к Земле. Одним из необыкновенных аспектов общей теории относительности является обширное использование неевклидовой геометрии, в которой сумма углов треугольника не равна 180 градусам. Этот подход оказался правильным способом представления структуры пространства-времени и привел к предсказанию ряда физических явлений, связанных с чрезвычайным искривлением пространства вблизи массивных тел типа звезд. Одно из таких явлений — отклонение света звезд вблизи Солнца, которое Эддингтон наблюдал в 1919 году.

85

В 1978 году Рассел Халс и Джозеф Тейлор обнаружили косвенное подтверждение существования гравитационных волн при наблюдении характеристик двойного пульсара PSR 1913 +16, состоящего из двух нейтронных звезд. Для анализа такой системы следует использовать общую теорию относительности. Халс и Тейлор с помощью точных расчетов обнаружили, что скорость убывания периода орбитального движения связана с испусканием гравитационных волн. В 1993 году они получили Нобелевскую премию по физике «за обнаружение пульсара нового типа, открывшего новые возможности в изучении гравитации».

86

Сверхгиганты, подобные HDE 226868 и Бетельгейзе, — редкие звезды, которые в тысячу раз больше, чем Солнце, и в сотни тысяч раз ярче его. Если бы на месте Солнца находился сверхгигант, то орбита Земли была бы внутри звезды.

87

С помощью джетов энергия распространяется из области вокруг сверхмассивной черной дыры и передается лепесткам. Каким образом черные дыры производят эти струи? Одной из возможностей является скопление частиц газа во внутренней части аккреционного диска с образованием такого высокого давления, что часть материи выбрасывается, для предотвращения взрыва. Двигаясь по пути наименьшего сопротивления, частицы вылетают под прямым углом к диску.

88

В своей речи в Йерксе Фаулер посетовал на то, что Фред Хойл не получил Нобелевскую премию, хотя внес большой вклад в их ранние совместные работы. Скорее всего, Хойл был исключен по двум причинам. Во-первых, он продолжал поддерживать стационарную модель Вселенной, несмотря на убедительные доказательства теории Большого взрыва, а во-вторых, везде и всюду ругал Нобелевский комитет за то, что Джоселин Белл не получила премию за открытие пульсаров, а награда досталась руководителю ее диссертации Энтони Хьюишу.

89

Согласно квантовой теории, такого понятия, как пустое пространство, не существует. Космос наполнен бурлящими частицами вещества и антивещества, которые появляются и исчезают, постоянно возникая и аннигилируя. Представьте себе, что где-то вблизи горизонта событий интенсивное гравитационное поле черной дыры порождает частицу и ее античастицу. Во время своего мимолетного существования одна из них проваливается за горизонт событий черной дыры. Другая частица не может объединиться со своим партнером и аннигилировать, а потому улетает в космос. В соответствии с уравнением Эйнштейна E = mc^2, улетающие частицы уносят энергию из черной дыры. То же самое происходит, когда создаются два кванта света и один из них улетает. Хокинг сделал предположение, что черные дыры будут с течением времени испаряться из-за подобной «утечки» энергии. Улетающие частицы называются «излучением Хокинга». Время испарения составляет более 10^67 лет — невероятно большое по сравнению с возрастом Вселенной — 13 млрд (10^10) лет, так что черные дыры, которые образуются из коллапсировавших звезд, не могут испариться. Но легкие черные дыры с массами в миллиард миллиардов (10^18) раз меньше, чем масса Солнца (10^33 грамма), имеют время испарения, сравнимое с возрастом Вселенной. Эти «мини»-черные дыры могли образоваться в момент Большого взрыва, когда Вселенная была сверхплотным, невероятно горячим, кипящим супом, в котором непрерывно возникали квантовые флуктуации. Некоторые из этих дыр должны быть на грани испарения из-за излучения Хокинга, состоящего из элементарных частиц и гамма-лучей, которые в принципе могут быть обнаружены орбитальными обсерваториями. Однако пока ничего подобного не наблюдалось.

90

E — это функция Эрнста, величина, используемая в математическом аппарате общей теории относительности.

91

Орбитальная обсерватория, создание которой было запланировано еще в 1977 году, первоначально называлась Advanced X-ray Astrophysics Facility (AXAF). Новое название было выбрано в честь Чандры. Рентгеновская обсерватория «Чандра» находится на вытянутой эллиптической орбите: ее ближайшая точка от Земли — 9600 километров, а период вращения — 64 часа. Благодаря вытянутости орбиты чувствительные рентгеновские детекторы обсерватории удалены от помех, создаваемых поясами радиации Земли, что позволяет проводить непрерывные наблюдения в течение 55 часов при каждом обороте. Длина обсерватории — 13,5 метров, ширина с развернутыми солнечными панелями — 19,2 метра и вес — более 4 тонн. Сердцем обсерватории является рентгеновский телескоп, собранный из тщательно отполированных зеркал весом около тонны. Зеркала с большой точностью фокусируют рентгеновские лучи в камеру с высоким разрешением. Космический телескоп «Хаббл» и рентгеновская обсерватория «Чандра» часто дополняют друг друга. Телескоп «Хаббл» работает в ближнем инфракрасном, видимом и ультрафиолетовом диапазонах, а «Чандра» — в рентгеновском диапазоне. Чтобы получить представление о полном спектре излучения, «Хаббл» и «Чандра» объединяют свои данные с данными радиотелескопа-интерферометра Very Large Array («Очень большой телескоп»), который представляет собой систему из двадцати семи радиотелескопов, расположенных в пустыне в штате Нью-Мексико. «Хаббл», первая большая обсерватория, была выведена на орбиту на космическом корабле «Дискавери» в 1990 году. Следующей была обсерватория «Комптон» (Compton Gamma Ray Observatory), выведенная на орбиту кораблем «Атлантис» в 1991 году. Космический телескоп «Спицер», работающий в инфракрасном диапазоне, был запущен 25 августа 2003 года. Рентгеновская обсерватория «Чандра» часто работает в связке с обсерваторией «ХММ-Ньютон», построенной Европейским космическим агентством (ЕКА) и выведенной на орбиту 10 декабря 1999 года космической ракетой «Ариан-504». Совершенно случайно даты запуска обеих обсерваторий совпали. Задержка с запуском обсерватории «Чандра» возникла из-за аварии «Челленджера» в 1986 году, проблем с зеркалами телескопа «Хаббл» и капризов правительства США, финансирующего программы НАСА. Зная о планах НАСА, агентство ЕКА спроектировало «ХММ-Ньютон» как дополнительное устройство. Регистрирующая аппаратура, созданная для улавливания максимального количества рентгеновских лучей, позволяла проводить более детальные измерения слабых рентгеновских источников, чем обсерватория «Чандра».

92

Активная галактика — это галактика, излучающая огромное количество радиации и радиоволн; активное галактическое ядро — источник энергии в ее центре, порождающий огромное количество энергии, больше, чем можно объяснить просто результатом ядерных реакций. Квазары — один из видов активной галактики. Другой тип галактик, менее ярких, чем квазары, но проявляющих признаки большой активности в их центрах, — это так называемые сейфертовские галактики, найденные Карлом Сейфертом из Маунт-Вилсоновской обсерватории.

93

ROSAT (Рентгеновский спутник, названный по имени Конрада Рентгена, открывшего рентгеновские лучи в 1895 году) был запущен 1 июня 1990 года и завершил свою миссию 12 февраля 1999 года.

94

Хокинг недавно отказался от своего поразительного утверждения, что существование черных дыр нарушает самую фундаментальную теорию — квантовую механику. Согласно квантовой механике, информация может быть недоступной, но вот исчезнуть не может никогда. Любой процесс можно проследить с самого начала, как бы «прокрутить фильм назад». Черные дыры, как предсказывает общая теория относительности, — черные дыры Керра — не обладают никакими физическими параметрами, за исключением массы и спина. Вся информация о том, что попадает в черную дыру, теряется — будь то слоны, автомобили или звезды, — потому что ничто не способно вырваться из нее. Однако, хоть эта информация недоступна, она должна в той или иной форме сохраняться. Проблема возникла, когда Хокинг с помощью уравнений квантовой механики показал, что черные дыры могут испаряться в результате излучения, которое является случайным и не дает ключ к пониманию того, что находится внутри. Он предсказал, что в конечном итоге все черные дыры испарятся вместе с содержащейся в них информацией. Но если они уничтожают информацию, то это разрушает квантовую теорию. Такое заключение Хокинг сделал тридцать лет назад. Теперь он полагает, что горизонт событий на самом деле не образуется никогда, то есть настоящих черных дыр не существует. После испускания некоторой порции Хокингового излучения «черная дыра» открывается и высвобождает поглощенную ранее информацию. Эта теория еще нуждается в дальнейшей разработке.

95

Самые передовые современные теории астрофизики и физики, например теория струн, предполагают, что помимо общепринятых четырех измерений существует еще семь, то есть всего одиннадцать. Ожидается, что уравнения при переформулировке законов физики более чем в четырех измерениях будут включать в себя уравнения, лежащие в основе таких теорий взаимодействий, как электромагнитное, электрослабое и др. Вот почему о теории с одиннадцатью измерениями говорят как о всеобъемлющей теории, которая может описывать квантовые и гравитационные явления без сингулярности.

96

Такая сингулярность действительно может возникнуть при коллапсе пространства-времени из-за мощного рентгеновского излучения, исходящего от вещества, поглощаемого с околосветовой скоростью.

97

Свет долетает от Земли до Стрельца А за двадцать пять лет. Но скорость света — это предельная скорость, с которой могут двигаться лишь объекты с нулевой массой. Космический корабль должен мягко ускоряться в течение длительного периода времени для достижения скорости, близкой к скорости света, чтобы астронавты могли выжить. Максимальное ускорение, которое может выдержать тренированный космонавт, — это примерно 10 g.

98

Это замедление времени было проверено в эксперименте. Элементарные частицы, движущиеся со скоростью, близкой к скорости света — например, в космических лучах, — распадаются медленнее, чем неподвижные.

Content

Артур Миллер
ИМПЕРИЯ ЗВЕЗД, или Белые карлики и черные дыры

Благодарности

Пролог

ЧАСТЬ I

Глава 1 Роковое столкновение

Глава 2 Меж двух миров

Глава 3 Гиганты астрофизики

Глава 4 Звездная буффонада

Глава 5 Топка Вселенной

Глава 6 Недовольство Эддингтона

Глава 7 Приключения в Америке

Глава 8 В конце времен

ЧАСТЬ II

Глава 9 Как звезды светят и как они умирают

Глава 10 Сверхновые звезды в небесах и на Земле

Глава 11 Как немыслимое стало мыслимым

ЧАСТЬ III

Глава 12 Челюсти тьмы

Глава 13 Трепет перед Прекрасным

Глава 14 Внутрь черной дыры

Биографическая справка

Библиография

Примечания