Помоги проекту - поделись книгой:
Чтобы в дальнейшем не возникало путаницы, внесем ясность. В Положении об открытиях говорится: «Открытием признается установление неизвестных ранее объективно существующих закономерностей, свойств и явлений материального мира».
Речь идет, таким образом, о выявлении неизвестного прежде факта или закона природы. Гипотеза, пусть и оправдавшаяся, не в счет. В счет пойдет эксперимент, который гипотезу подтвердит. Поэтому Цвикки, конечно, не получит диплома на открытие нейтронных звезд. Он высказал идею, которая оказалась верной. А космические лучи, к примеру, были открыты. И явление радиоактивности.
Возможны открытия экспериментальные: они могут быть следствием настойчивого поиска, но очень часто совершаются вдруг, неожиданно, случайно. Возможны открытия теоретические: они неожиданными не бывают. Это всегда плоды упорного труда.
В дальнейшем мы будем называть открытиями лишь то, что обнаруживает наблюдатель или экспериментатор. Открыть можно факт, явление, процесс в материальном мире, регистрируемый прибором и нашими органами чувств. А объяснение факта, закон природы открыть нельзя — это плоды творческого воображения. Можно открыть, что существуют силы притяжения между всеми телами в той или иной области Вселенной. Для расчета же действия этой силы Ньютон изобрел способ выражения ее в виде формулы. Поэтому в дальнейшем теоретические открытия мы будем называть научными изобретениями. Такое название лучше отражает их суть. В том же Положении сказано: «Изобретением признается отличающееся новизной решение технической задачи».
По-видимому, открытия и научные изобретения можно предвидеть. Более того, можно научиться делать такие предсказания систематически. Первое приближение — метод направленной интуиции, морфологический анализ.
Конечно, такое мнение нуждается в аргументации. Разве можно было с помощью морфологического анализа, пользуясь законами только конца XIX века, предсказать радиоактивность? А разве Беккерель пробовал и ошибался? Он совершенно случайно обнаружил почернение фотопластинки, лежавшей поблизости от солей радия.
А постоянство скорости света? Разве можно было предвидеть результат опыта Майкельсона?
Попробуем доказать, что можно было предвидеть любой результат этого опыта, в том числе и правильный. И именно с помощью морфологического анализа.
Построим морфологический ящик для света. О каких свойствах света знал Майкельсон? Он знал, что свет обладает энергией, скоростью… Собственно, именно скорость его интересовала. Построим эту единственную ось. Вот варианты. Скорость света постоянна в данной системе отсчета. Скорость света переменна в данной системе отсчета. Но систем отсчета две: одну Майкельсон связал с Землей, другую — с гипотетическим эфиром. Какие возникают варианты? Скорость света разная в двух системах. Скорость одинакова в обеих системах. Скорость переменна в одной системе и постоянна в другой. Скорость переменна в обеих системах. Есть еще варианты? Кажется, нет. Вы заметили среди перечисленных вариантов постулат Эйнштейна?
Не будем преувеличивать. Такой анализ позволяет лишь поставить задачу о предсказании открытия. А задачу-то нужно еще решить. Кроме того, в реальных задачах вариантов не два, не три, а десятки и сотни, и перебор их, даже систематический, может отнять много времени и сил. Наконец, заранее неизвестно, в какой именно клетке морфологического ящика находится искомое предсказание. Шесть результатов опыта Майкельсона можно было предвидеть с помощью морфологического анализа. И лишь один из шести мог оказаться и оказался верным. Но мог ли Майкельсон заранее сказать — какой именно?..
Однако вернемся к расследованию гибели звезд. Построим морфологический ящик «Вспышки в космосе». Ящик перед входом в теорию, то есть ящик, позволяющий делать верные интерпретации уже обнаруженного явления, позволяющий делать научные изобретения. Вертикальная ось — характеристика явления. Горизонтальная — возможные варианты характеристик.
Посмотрим в таблице на сочетание клеток А5— Б6—В5—Г7—Д5—Е2—Ж4—32—И6—К4. Что это напоминает? Конечно, идею Шацмана о вспышках новых звезд!
А такое сочетание: А5—Б1—В5—Г2—Д5—Е7— ЖЗ—31—И6—К4? Это идея Зеелигера о разогреве звезды, пролетающей сквозь газовую туманность.
Попробуйте сами отыскать теперь в этой таблице все гипотезы о взрывах новых звезд, рассмотренные в первой главе. А заодно и гипотезы о взрывах сверхновых — в таблице есть и такие. Вот только какие из гипотез правильны?..
Ящик, который был сейчас построен, это ящик перед входом в теорию. Но морфологический анализ можно провести и на выходе из теории. В первом ящике содержатся потенциальные научные изобретения, во втором — потенциальные открытия. Ящик, который построил Цвикки для звезд, — это ящик второго типа.
Морфологический анализ в его сегодняшней форме — это лишь первая попытка модернизировать творческий труд ученого. Попытка систематизации — не больше. Главный недостаток метода— он оставляет на волю случая выбор правильной идеи. Для того чтобы найти верное решение, нужно перебрать и исследовать все клетки. И еще. Конструирование морфологических ящиков, конечно, расковывает фантазию, расшатывает психологическую инерцию, но ненамного. Нет гарантии, что все поле проб и ошибок покрыто сетью клеток. Правда, исследователю уже не приходится хаотически метаться, хватаясь за ближайшее решение и восклицая «а если». Но, возможно, при систематическом переборе вариантов исследователь все же упустит золотую рыбку-открытие из своей сети, потому что сделал сеть короче и уже, чем нужно.
Кроме того, не нужно недооценивать и роль случая. А она огромна! Делая теоретическое предсказание, нельзя знать точно, осуществится ли оно, как нельзя утверждать наверняка, что построенный морфологический ящик охватывает все свойства явления. Хороший тому пример — открытие планеты Плутон.
Помните, как был открыт Нептун? Леверье и независимо от него Адамс рассчитали, где на небесной сфере должна находиться планета, тяготение которой вносит возмущения в движение Урана. Именно в этой точке Нептун и был обнаружен. Открытие было четко предсказано, и Леверье с Адамсом по праву считаются его авторами. Но все же Нептун не мог полностью объяснить все аномалии в движении Урана. И тогда была выдвинута гипотеза — за орбитой Нептуна находится еще одна планета. В 1915 году Ловелл закончил необходимые расчеты и доложил на заседании Американской академии искусств и наук о том, где нужно искать планету Икс. После тщательных поисков планета была открыта. Это произошло 13 марта 1930 года — сотрудник Ловелловской обсерватории Томбо обнаружил планету Икс именно там, где предсказал Ловелл. Так значит, именно Ловелл открыл Плутон на кончике пера?
Когда измерили массу Плутона, оказалось, что она меньше той, что предполагал Ловелл. Плутон двигался совершенно не по той орбите, что была для него рассчитана. Предсказание оказалось начисто ошибочным! Но… ведь Плутон-то был найден там, где и было предсказано…
Ученым пришлось признать, что совершилось событие, немыслимое с точки зрения теории вероятностей. Его Величество Случай. Вернемся к теме нашего «расследования» и приведем еще пример случая — Крабовидную туманность. С ней связаны радикальные астрономические открытия XX века. Среди остатков вспышек сверхновых — это уникальнейший объект. Если бы Крабовидная туманность не была столь уникальна, развитие астрофизики за последние десятилетия могло пойти немного иначе. И самое удивительное в том, что уникальная эта туманность находится по астрономическим понятиям неподалеку от Солнца — в двух тысячах парсек. Вероятность такого соседства мала — и все-таки Крабовидная туманность рядом.
Итак, наше «расследование» продолжается. Мыл узнали, что существуют сверхновые: катастрофические звездные вспышки, в результате которых звезды погибают. Мы узнали о том, что на месте вспышки звезды-гостьи 1054 года возникла Крабовидная туманность — расширяющееся газовое облако. Обсудили идею Бааде и Цвикки о нейтронных звездах и метод, с помощью которого эта идея получена. Но действительно ли нейтронная звезда — именно тот объект, который можно назвать «трупом» погибшей звезды? Об этом — дальше.
Глава третья
Белые карлики. Эффекты теории относительности. Что такое гравитационный радиус! Нейтронные звезды. Коллапс
Ум человеческий имеет три ключа, все открывающих: знание, мысль, воображение — все в этом.
Итак, Бааде и Цвикки сделали важное предсказание. Что же за этим последовало? Много лет спустя, выступая на международном совещании по сверхновым звездам, Цвикки с горечью вспоминал:
«Генри Норрис Рассел, работавший на Маунт Вилсон, убеждал меня и тогда и потом, что взрывные процессы со сжатием слишком уж причудливы и не играют роли в эволюции вещества во Вселенной. Эддингтон в 1930 году, когда я читал лекции в Кембридже, говорил то же самое».
Астрономам сверхплотные звезды казались причудливыми образованиями, астрономы не нуждались в экстравагантных ненаблюдаемых небесных телах для объяснения наблюдаемых явлений. Были известны плотные звезды — белые карлики. Белые карлики можно было наблюдать в телескопы. А в существование нейтронных звезд верили только Бааде и Цвикки. Верили, потому что их подход к проблеме вспышек сверхновых отличался большой широтой. Остальные астрономы (и даже такой выдающийся ученый, как сэр А. Эддингтон) считали, что самые компактные объекты во Вселенной — белые карлики. Белые карлики хорошо увязывались и с теоретическими представлениями об эволюции звезд. Открытие белых карликов — успех наблюдательной астрономии, и это тоже важно знать, чтобы понять, почему наблюдатели к ним так относились.
А открыты были белые карлики так. Ф. Бессель, работавший в Кенигсбергской обсерватории, в 1844 году исследовал, как перемещается по небу Сириус, ярчайшая звезда северного неба. Оказалось, что движется Сириус не по прямой, а по странной волнистой линии. У Бесселя не было причин сомневаться в законах Ньютона. Если тело не движется по прямой, значит, на него действует сила. Единственная сила, влияющая на движение небесных тел, — сила тяготения. Значит, Сириус притягивается каким-то другим телом, находящимся поблизости от него. Поскольку траектория движения Сириуса подобна синусоиде, значит, невидимое тело постоянно находится около звезды, то с одной то с другой стороны. Иными словами, невидимое тело обращается вокруг Сириуса, заставляя и его описывать кривую линию. Бессель сказал: Сириус — это двойная система. Спутник его очень слаб и потому невидим.
Здесь тоже, заметьте, был вопрос доверия. Бессель, как и все астрономы, безгранично верил в справедливость законов Ньютона. Поэтому наличие невидимой звезды в системе Сириуса представлялось несомненным. А нейтронные звезды, хотя и не противоречили известным законам физики, были лишь нововведением, не освященным вековыми традициями. Еще не были известны многие свойства недавно открытого нейтрона, а тут уже заговорили о нейтронных звездах!
В 1863 году американский астроном А. Кларк, испытывая новый объектив для телескопа, заметил около Сириуса слабую звездочку. Провели наблюдения, и выяснилось, что звездочка и Сириус обращаются около общего для них центра масс 1 раз за 50 лет. Но загадка Сириуса В в то время еще не возникла. Лишь в 1914 году У. Адамсу удалось получить спектр Сириуса В, и тогда обнаружилось, что температура на поверхности этой слабенькой звездочки вдвое выше, чем температура поверхности Солнца. Что же получается? Количество энергии, излучаемой нагретым шаром (звездой), пропорционально четвертой степени температуры и квадрату радиуса звезды. Если бы Сириус В по размерам был подобен Солнцу, то должен был излучать в 24 = 16 раз больше, чем наше дневное светило. А он излучает значительно меньше Солнца. Значит, Сириус В должен иметь соответственно значительно меньшие размеры. Радиус его должен составлять около 10 000 километров — чуть больше, чем радиус Земли!
Это был наблюдательный факт, и все равно астрономы поверили в него не сразу. Эддингтон писал в книге «Звезды и атомы», опубликованной в 1927 году:
«Сообщение спутника Сириуса после его расшифровки гласило: «Я состою из вещества, плотность которого в 3000 раз выше, чем все, с чем вам когда-нибудь приходилось иметь дело; тонна моего вещества — это маленький кусочек, который умещается в спичечной коробке». Что можно сказать в ответ на такое послание? В 1914 году большинство из нас ответило так: «Полно! Не болтай глупостей!»
Но с наблюдениями не поспоришь. С существованием в природе белых карликов пришлось смириться. Сначала их приняли как факт, и лишь полтора десятилетия спустя поняли, почему белые карлики имеют такие маленькие размеры и такую большую плотность. Первым об этом написал английский астрофизик А. Милн в 1930 году. В белых карликах, утверждал он, находится вырожденное вещество.
Что это значит?
Любая звезда находится в равновесии, потому что в ней противоборствуют две равно могучие силы. Все частицы вещества притягиваются друг к другу — действуют силы тяжести. Тяжесть стремится сжать звезду. Но звезда горяча. Частицы в ней хаотически движутся, создавая газовое давление. Давление газа стремится звезду расширить. Температура на поверхности Солнца достигает 6 тысяч градусов, а в недрах — до 20 миллионов градусов! Обычное газовое давление тем больше, чем выше температура. В нормальных звездах, подобных Солнцу, давление газа способно уравновесить силу тяжести в любой точке звезды. Будь звезда чуть-чуть горячее, она стала бы расширяться (газовое давление оказалось бы больше, чем сила тяжести), но при расширении она стала бы остывать, как и положено газу. Давление упало бы, и расширение прекратилось. В стационарных звездах обе силы находятся в строгом равновесии друг с другом.
Но если сила тяжести существует в звезде всегда, то этого нельзя сказать о газовом давлении. Ведь для того чтобы газ был нагрет, нужна какая-то причина, какая-то, грубо говоря, «печка». Что же поддерживает температуру звезды? Это был главный вопрос астрофизики: почему звезды светят? Гипотез по этому поводу выдвигалось много. Лишь в тридцатые годы проблема стала проясняться — были открыты ядерные превращения. Между прочим, тогда выяснилось, что о возможности черпать энергию нагрева звезды из ядерных реакций (например, из слияния водорода в гелий) писал еще в 1919 году Р. Аткинсон. Но, естественно, эта работа никакого впечатления не произвела.
Однако какими бы ни были источники нагрева звезды, они должны себя в конце концов исчерпать. Что случится со звездой после этого? Звезда остынет, как печка без дров, и газовое давление уменьшится. Но тогда сила тяжести начнет сжимать звезду. До каких пор?
Одно из двух. Либо отыщется другой вид давления, отличный от обычного газового, и сжатие будет остановлено, либо… Либо такого давления не найдется, и звезда будет сжиматься бесконечно! До появления квантовой механики астрономы не знали иного давления, кроме давления нагретого газа. Квантовая механика позволила сделать шаг вперед. Оказалось, что даже абсолютно холодный газ (нуль градусов по шкале Кельвина) обладает вполне определенным остаточным давлением, причем настолько большим, что оно способно остановить сжатие звезды. Дело в том, что в квантовой механике существуют два сорта элементарных частиц, различных по своим характеристикам. Поскольку в микромире все свойства меняются не непрерывно, а порциями, квантами, то и вращение элементарных частиц тоже описывается не угловой скоростью, а дискретным квантовым числом — спином. Спин частицы может быть целым (0, 1, 2 и т. д.) или полуцелым (1/2, 3/2 и т. д.). Поведение частицы зависит от того, целый у нее спин или полуцелый. Еще в начале двадцатых годов, когда квантовая механика только начиналась как научная дисциплина, индийский физик Бозе (а затем Эйнштейн) описал поведение частиц, обладающих целым спином. Теперь такие частицы называют бозонами. А поведение частиц с полуцелым спином описывается квантовой статистикой, созданной Ферми и Дираком и названной их именами. Сами же частицы называют фермионами. Бозонами являются фотоны и нейтрино (тогда еще не открытое). А протон, электрон, нейтрон (тогда еще тоже не обнаруженный) являются фермионами.
В квантовой механике существует принцип Паули, который гласит: в одном и том же квантовом состоянии не могут находиться сразу две (и больше) частицы с полуцелым спином. Фермионы не могут обладать одинаковыми энергиями или импульсами!
А теперь заглянем внутрь звезды. Источники нагрева исчерпаны, звезда остывает. Представим, что она совсем остыла — температура ее стала равной абсолютному нулю. Естественно, что вся тепловая энергия частиц (энергия их хаотического движения) тоже исчезла. Нет хаотического движения, нет и давления. Ничто не противостоит тяжести, стремящейся сжать звезду. Ничто ли? Звезда ведь состоит из атомных ядер, протонов, электронов, нейтронов (не забудем, что нейтроны тогда еще не были открыты), в общем — из фермионов. И значит, в остывшей звезде действует квантовая статистика Ферми — Дирака, действует принцип Паули. Две частицы не могут обладать одинаковыми импульсами! Когда мы говорим, что в абсолютно холодной звезде прекращается всякое движение, это справедливо только для одной-единственной частицы. Одна частица действительно обладает нулевым импульсом. Но именно поэтому любая другая частица должна иметь импульс, отличный от нуля (действует принцип Паули!). Третья частица должна иметь еще больший импульс и так далее.
В звезде колоссальное число частиц (в Солнце их около 1057). И как бы мало ни отличались импульсы частиц друг от друга, все же импульс самой энергичной из них окажется огромным. Но если есть импульс, то есть и давление. Если импульс частиц может оказаться большим, то велико может быть и давление. Импульс самой быстрой частицы в такой системе называется граничным Ферми-импульсом, а описанный нами газ называется вырожденным Ферми-газом. Если такой газ нагревать, то вырождение исчезнет — частицы приобретают хаотическое тепловое движение, освобождают уровни, на которых находились раньше, все больше и больше увеличивая свои импульсы…
Итак, остывая, звезда сжимается. Частицы все сильнее прижимаются друг к другу. Частиц очень много, граничный импульс Ферми очень велик. Наступает вырождение — давление вырожденного газа становится больше, чем обычное тепловое давление. А если сжатие продолжается, то давление вырожденного газа способно даже уравновесить силу тяжести!
Теория вырожденных звезд была строго развита в 1931 году индийским астрофизиком С. Чандрасекаром. В статье «Сильно сжатая конфигурация звездной массы» он описал звезду из вырожденного газа протонов и электронов. Оказалось, что открытые почти сто лет назад белые карлики прекрасно описываются законами квантовой механики, законами статистики Ферми — Дирака. В белых карликах давление вырожденного газа как раз таково, что уравновешивает силу тяжести. Плотность вещества в белых карликах (1 т/см3) достаточна для создания нужного давления. Наконец, размеры звезд (10 000 км) достаточны для создания нужной плотности. Все прекрасно сходилось! Конечно же, температура белых карликов, наблюдаемых в телескопы, не равна абсолютному нулю. Спутник Сириуса нагрет до 10 тысяч градусов. Но что значит тепловая энергия, соответствующая этой температуре, по сравнению с энергией вырождения? Капля в море… Поэтому белые карлики хорошо описываются уравнениями, выведенными для абсолютно холодного вещества.
И еще один очень важный вывод сделал Чандрасекар. Дело в том, что давление вырожденного газа из протонов и электронов тоже не может расти безгранично. Наступит момент, когда и оно не сможет противостоять тяжести. Для этого нужно, чтобы тяжесть превысила некоторый предел. А для этого, в свою очередь, нужно, чтобы масса звезды была больше некоторого критического значения — ведь именно масса звезды и создает тяжесть! Вывод: должна существовать предельная масса белого карлика.
Чандрасекар рассчитал величину этой предельной массы. Она оказалась равной 1,4 массы Солнца в том случае, если белый карлик состоит из гелия.
Работа Чандрасекара произвела огромное впечатление — она объясняла существование наблюдаемого класса звезд, она определяла этим звездам место в общем ряду. Белые карлики, следовало из работы Чандрасекара, — это звезды после исчерпания источников энергии (правда, никто в то время не знал, что это за источники). Белые карлики — конечная стадия жизни звезд. Всех звезд — к такому выводу пришли астрофизики.
Казалось бы, здесь возникает противоречие. Белый карлик не может быть более массивен, чем 1,4 массы Солнца. Но ведь и в двадцатые годы астрономы знали, что есть гораздо более массивные звезды. Десять, двадцать масс Солнца. Гиганты и сверхгиганты. Что делать с ними? Они-то, видимо, не смогут стать белыми карликами?
Астрономы считали, что смогут! Ничего не зная об источниках звездной энергии, они все же выдвигали гипотезы о том, как звезды эволюционируют. Когда вышла из печати статья Чандрасекара, популярной была гипотеза (ошибочная!) о том, что все звезды рождаются голубыми гигантами большой массы. Постепенно они остывают, светимость их падает, они становятся красными карликами, а потом… А потом — белыми. Но масса красного карлика (и тем более — белого) значительно меньше массы голубого гиганта. Отсюда был сделан вывод: эволюционируя, звезды все время теряют свою массу в космическое пространство. В конце жизненного пути любая звезда потеряет ровно столько вещества, сколько нужно, чтобы ничто уже не помешало ей превратиться в белый карлик.
Так, казалось бы, наблюдательный факт (существование звезд разных масс) был состыкован с интерпретацией (звезды теряют вещество) и с теоретическими исследованиями (предельная масса белого карлика). Нуждались ли при этом астрофизики в звездах, которых никто никогда не видел? Если у вас есть удобно сшитое пальто, станете ли вы пришивать к нему третий рукав? Нет, конечно. Поэтому реакция астрофизиков на предсказание Цвикки вполне объяснима. Правда, на небосклоне астрофизики, как в свое время на физическом небосклоне, виднелось серое облачко — так и не объясненные сверхновые звезды. Но разве физики конца прошлого века обращали на свои облачка особое внимание? Нет. Астрофизики были не более прозорливы…
Теперь, разобравшись в том, какую роль сыграли белые карлики, вернемся к нейтронным звездам.
Снова сделаем отступление в прошлое — в XIX век. В век торжества ньютоновской теории тяготения. Помните, как Леверье «на кончике пера» открыл Нептун? Нужно ли было более надежное доказательство ньютоновской теории? Однако… Движения планет все же чуть-чуть отличались от рассчитанных по законам Ньютона и Кеплера. Особенно вызывающим было поведение Меркурия. Положение его перигелия (ближайшей к Солнцу точки орбиты) отклонялось от предвычисленного на 43 угловые секунды в столетие. Делались, конечно, попытки объяснить этот феномен. Появилось множество гипотез, из которых до нас дошли единицы, да и то для того чтобы украсить кунсткамеру научных ошибок. Сначала ученые вводили в Солнечную систему невидимые массы, отклонявшие планеты с их курсов. Но это не помогло. И тогда были сделаны отчаянные попытки спасти закон тяготения Ньютона, модернизируя его формулу.
Кроме таких, чисто эмпирических трудностей, были сложности, о которых физики знали еще во времена Ньютона, но до поры скромно умалчивали. Кого, например, могла в конце XIX века удовлетворить идея о том, что тяготение распространяется мгновенно? А если не мгновенно, то с какой скоростью? И наконец, без ответа оставался главный вопрос: почему тела притягивают друг друга? В чем причина тяготения?
Так что когда Эйнштейн создал частную теорию относительности и занялся теорией тяготения, это не было прихотью гения. Вопрос назрел. Со времен Ньютона физики знали, что вес тела пропорционален его массе. Знали, что существуют два типа массы — тяготеющая и инертная. Тяготеющая масса — это масса, которую нужно подставить в закон всемирного тяготения, чтобы рассчитать силу тяжести. Инертная масса — это масса, которую нужно подставить во второй закон Ньютона, чтобы рассчитать ускорение движения тела под действием силы. Физики знали, что эти массы численно равны друг другу. Эйнштейн сделал шаг, который нам сейчас может показаться маленьким, но произвел переворот в умах. Помните, что сказал Н. Армстронг, ступив на поверхность Луны? «Маленький шаг человека — большой шаг всего человечества». Вот эти-то «маленькие» шаги, преобразующие мир, сделать труднее всего. Эйнштейн был первым, кто твердо сказал: тяготеющая и инертная массы не просто численно равны, они одно и то же. И это утверждение, названное принципом эквивалентности, послужило опорой для создания самой совершенной физической теории XX века: общей теории относительности.
Эйнштейн доказал, что перигелий Меркурия должен перемещаться именно на 43 угловые секунды в столетие. Кроме того, из общей теории относительности следовало, что луч света, который прежде считался движущимся только прямолинейно (в пустоте), должен отклоняться от своей прямой траектории в поде тяжести. Ведь фотон, квант света — материальная частица, он также должен быть подчинен закону тяготения. Никто не знал, чему равна масса фотона (Эйнштейн нашел, что фотон существует только в движении, он не может стоять на месте, его масса покоя равна нулю), но физики знали, как измерить энергию фотона. А из принципа эквивалентности следовало, что и энергия тела эквивалентна вполне определенной массе — вспомните знаменитую формулу Е = Мс2! И значит, луч света должен, как обыкновенный камень, двигаться в поле тяжести по кривой линии, которую можно рассчитать. Это следствие из теории тяготения, в отличие от первого, предстояло еще доказать на опыте. И третье следствие тоже. Заключалось третье следствие вот в чем. Если подбросить вверх камень, то он будет лететь все медленнее, его кинетическая энергия будет расходоваться на преодоление пут тяготения. В конце концов она истратится вся, камень на мгновение остановится и начнет падать. Луч света, испущенный вверх, против поля тяжести, тоже должен разорвать путы тяготения, тоже должен, удаляясь от тяготеющего тела, терять свою энергию. Но тормозить движение фотон не может — ведь скорость света есть величина постоянная. Фотон в отличие от камня теряет энергию иначе — он «краснеет». Согласно теории квантов (тоже созданной Эйнштейном в 1905 году), энергия фотона пропорциональна его частоте. Меньше энергия — меньше частота. Частота фотона — это его цвет. Значит, цвет луча света меняется. Из голубого луч становится красным, причем тем больше, чем более сильное поле тяжести ему приходится преодолевать. Этот эффект называется гравитационным красным смещением.
В 1919 году Эддингтон, наблюдая солнечное затмение, обнаружил, что звезды около затемненного Луной края солнечного диска сместились со своих мест. Это означало, что луч света от далекой звезды, проходя по пути к Земле рядом с Солнцем, отклонялся от прямолинейной траектории. Измеренный эффект смещения практически точно совпал с предсказанным.
А пять лет спустя тот же Эддингтон объявил о том, что спектральные линии элементов в спектрах белых карликов должны быть смещены в красную сторону.
Ведь белые карлики — самые компактные из звезд. Поле тяжести на их поверхности в миллион раз больше, чем на поверхности Земли! Значит, и красное смещение света, испущенного белым карликом, должно быть самым большим из возможных. Эддингтон вычислил, на сколько именно должны смещаться в красную сторону спектральные линии. В том же 1924 году Адамс наблюдал спектры белого карлика Сириус В и обнаружил предсказанное красное смещение — именно такое, какое следовало из теории.
Размер белого карлика 10 тысяч километров, и в нем уже проявляются эффекты общей теории относительности. Оказывается, без них нельзя точно рассчитать ни предельную массу белого карлика, ни смещение линий в его спектре. Что же тогда говорить о нейтронной звезде, размер которой, если верить предсказаниям Цвикки, еще в сотни раз меньше! Ведь и поле тяжести на поверхности нейтронной звезды должно быть в сотни раз больше! Значит, и эффекты общей теории относительности должны играть весьма существенную, а может, и вовсе определяющую роль.
Посмотрим, так ли это. Чем ближе скорость движения тела к скорости света, тем больше влияние эффектов теории относительности. Так и здесь. Характеристикой величины поля тяжести может служить вторая космическая скорость (скорость убегания). Чем больше сила тяжести, тем большую скорость должно иметь тело, чтобы улететь в космос. Чтобы навсегда покинуть Землю, нужно разогнаться до 11 км/с. Чтобы улететь с поверхности Солнца, нужно развить скорость 600 км/с. Чтобы разорвать путы тяжести белого карлика, нужна скорость 5 тысяч км/с. Все больше и больше! Заметьте, что в белом карлике эффекты общей теории относительности уже ощутимы. А чтобы покинуть нейтронную звезду, нужно разогнаться до скорости 100 тысяч км/с! Всего втрое меньше скорости света. Если бы размер нейтронной звезды был втрое меньше, то скорость убегания с ее поверхности сравнялась бы со скоростью света. Улететь с поверхности нейтронной звезды стало бы просто невозможно…
Впрочем, последнее рассуждение не имеет отношения к нейтронным звездам. Нейтронная звезда в принципе не может иметь таких маленьких размеров — позднее мы еще вернемся к этому. Но само рассуждение безупречно и пришло в голову английскому физику Дж. Мичеллу еще в XVIII веке. Спустя несколько лет после Мичелла о том же писал и великий Лаплас. Конечно, они и понятия не имели о теории относительности. Это была прекрасная догадка, жемчужное зерно в куче ошибочных представлений того времени. Лаплас писал, что если свет распространяется не бесконечно быстро, то может найтись небесное тело, с поверхности которого свет не сможет улететь, потому что скорость убегания окажется больше световой. Такое тело невозможно обнаружить, потому что оно в принципе ничего не излучает.
Такими телами являются, например, гипотетические «адские звезды». Размеры у них должны быть меньше размеров атома, и это при массе, равной солнечной! Если бы такие звезды могли существовать, то скорость убегания с их поверхности превышала бы скорость света в миллионы раз. Но дело-то в том, что «адские звезды» согласно общей теории относительности не могут в принципе существовать как стабильные объекты. Однако об этом тоже немного позже…
Эйнштейн завершил разработку своей теории гравитации в 1916 году. Он создал такие уравнения полей тяжести, которые сводились к обычному ньютоновскому закону всемирного тяготения, если поля слабы. Но что значит — слабы или сильны? Это лишь слова, а чтобы придать им физический смысл, нужно описать их каким-то числом. Скажем, так: если поле тяжести больше некоторого «икс», то оно считается сильным, а если меньше — то слабым. Таким пробным камнем для теории тяготения и стала проблема поля тяготения звезды. В 1916 году немецкий астроном К. Шварцшильд, прочитав только что опубликованную работу Эйнштейна, решил так преобразовать уравнения общей теории относительности, чтобы с их помощью можно было бы описать гравитационное поле звезды, то есть поле тяжести вне некоторого сферического тела. Лишь бы только это тело не вращалось.
Шварцшильд получил выражение для той критической величины, вблизи которой поле тяжести можно назвать сверхсильным. Случайно математическое выражение этой величины оказалось в точности таким, какое получил Лаплас для радиуса своей гипотетической невидимой звезды.
И тогда выяснилась странная вещь. В уравнении оказалась, как говорят математики, сингулярность. То есть область, в которой поле тяжести обращается в бесконечность. В обычной ньютоновской формуле закона всемирного тяготения тоже есть сингулярность. Если расстояние между двумя телами равно нулю, то и в ньютоновской теории сила притяжения таких тел друг к другу равна бесконечности. Но эта сингулярность никому не мешает — в природе не может реализоваться случай, когда расстояние между телами точно равно нулю! А Шварцшильд в рамках общей теории относительности нашел, что сила тяжести становится бесконечно большой при конечном, не равном нулю, расстоянии. Достаточно сжать звезду до некоторого критического размера, и сила тяжести на поверхности такой звезды станет бесконечно большой. Этот критический радиус и был назван гравитационным радиусом, или радиусом Шварцшильда. Гравитационный радиус — та граница, с приближением к которой эффекты общей теории относительности неограниченно нарастают.
Переменной величиной в формуле радиуса Шварцшильда является только масса звезды. Чем больше масса звезды, тем больше ее гравитационный радиус. Гравитационный радиус Солнца равен 3 км. Запомните эту цифру — достаточно знать массу звезды, выраженную в массах Солнца, и мы, умножив массу на три, получим величину гравитационного радиуса звезды в км. Так вот, если радиус звезды ненамного больше гравитационного, то поле тяжести сверхсильно. Радиус Солнца больше гравитационного в 200 тысяч раз, и эффекты общей теории относительности очень малы, поле тяжести Солнца хорошо описывается ньютоновской теорией (эффекты малы, но все же измеримы — ведь измерено же отклонение луча света в поле тяготения Солнца!). А радиус нейтронной звезды всего 10 км — в 2–3 раза больше гравитационного. Сила тяжести очень велика, без общей теории относительности не обойтись.
Теперь становится ясно, почему не могут существовать «адские звезды». Если их размеры меньше размеров атома, то они подавно меньше гравитационного радиуса, и сила тяжести в таких звездах должна быть бесконечно большой. Но звезду удерживает в равновесии газовое давление. Значит, и газовое давление должна быть бесконечно велико, чтобы уравновесить тяжесть. Чтобы давление было бесконечным, нужна бесконечно большая плотность вещества. Но плотность бесконечна, если тело сжато в точку. А это невозможно. И потому газ в нашей звезде имеет вполне конечную плотность. Вычислим ее. Сожмем Солнце до размеров его гравитационного радиуса — 3 км. Разделим массу Солнца, равную 2*1033 г, на объем шара радиусом 3 км и получим, что плотность такого шара равна 2*1016 г/см3. Конечно, это очень много — 20 миллиардов тонн в кубическом сантиметре. Но ведь не бесконечно много! А сила тяжести на поверхности такой звезды именно бесконечна. И значит, никакое газовое давление в принципе не удержит в равновесии звезду, радиус которой равен радиусу Шварц-шильда. Сила тяжести начнет распоряжаться бесконтрольно. И вещество звезды под действием тяжести начнет падать… падать… падать…
Задача, которую решил Шварцшильд, долго казалась астрономам чисто академической, не имеющей отношения к реальным небесным явлениям, хотя объекты, о которых шла речь у Шварцшильда, и назывались звездами. Больший интерес к этой задаче проявляли физики, но и их в астрономии больше интересовала важная, но чисто физическая проблема источников звездной энергии. Один из пионеров таких исследований — замечательный советский физик Л. Д. Ландау. Его небольшие заметки об источниках энергии звезд подействовали на физиков сильнее, чем эффектные предсказания астронома Цвикки. Именно статьи Ландау были стимулом, побудившим Р. Оппенгеймера и его сотрудников обратиться к исследованию строения нейтронных звезд.
Первая заметка Ландау появилась в 1932 году — еще до сообщения об открытии нейтрона. Называлась она «К теории звезд». Ландау поставил вопрос: какой может быть масса звезды, состоящей из вырожденного ферми-газа? Чандрасекар поставил тот же вопрос раньше и ответил на него (судя по всему, Ландау не знал о работе индийского ученого, поскольку ни словом о ней не обмолвился — пример отсутствия контактов между физиками и астрофизиками). Но Ландау пошел дальше. Он писал: «При М > М0 во всей квантовой теории не существует причины, которая предотвратила бы коллапс системы в точку». Именно то, о чем мы только что говорили! В 1937 году Ландау вновь обратился, к теории звезд, опубликовав статью «Об источниках звездной энергии». Нейтроны уже были известны. Нейтронный газ можно сжать значительно сильнее, чем газ из протонов и электронов, ' ведь нейтроны не заряжены, между ними не действуют силы электрического отталкивания. Естественно был поставлен вопрос: а если? А если звезда состоит из нейтронов? А если во всех звездах есть нейтронные ядра? А если эти нейтронные ядра и являются источниками звездной энергии?
Такие вопросы поставил Ландау в своей статье. На первый из вопросов ответили американские физики Оппенгеймер и Волков через год после того, как прочитали статью советского ученого. Интересно, что Оппенгеймер с Волковым тоже не обратили внимания на работу Бааде и Цвикки!
Оппенгеймер и Волков первыми решили задачу о том, как может выглядеть нейтронная звезда, какова ее структура. И помогла им в этом общая теория относительности. Допустим, сказали они, что звезда целиком состоит из нейтронов. В нейтронном газе существует давление вырождения, которое в принципе способно уравновесить поле тяжести. Уравновесить в любой точке звезды. Но чему равна сила тяжести в любой точке звезды? Чтобы рассчитать это, Оппенгеймер и Волков применили общую теорию относительности. И уравновесили тяжесть давлением вырожденного нейтронного газа. Не простого газа, а идеального! Впрочем, в физике именно идеальный газ и является самым простым для расчетов. В идеальном газе частицы друг с другом не взаимодействуют, и это существенно упрощает вычисления.
Всегда ли давления идеального вырожденного нейтронного газа достаточно для того, чтобы поддержать равновесие звезды? Нет, ответили Оппенгеймер и Волков. Не может существовать нейтронная звезда с массой большей, чем 0,7 массы Солнца. Это меньше предельной массы белого карлика! Впрочем, эта странность не заинтересовала Оппенгеймера с Волковым, как не интересовали их и сами белые карлики — астрофизические проблемы были им чужды. Как бы то ни было, в 1938 году физики теоретически доказали: да, нейтронные звезды могут существовать.
Правда, сами Оппенгеймер и Волков не очень, надеялись, что их теоретические расчеты когда-нибудь реализуются в астрономических открытиях. Они писали:
«Представляется неправдоподобным, чтобы статические нейтронные ядра играли большую роль в звездной эволюции».
Важность проблемы была таким образом снята, и сама задача стала выглядеть не более чем физическим ребусом.
Но ребус этот не был еще решен окончательно. Что же случится с нейтронной звездой, если масса ее окажется больше найденного предела 0,7 массы Солнца? «Звезда будет бесконечно сжиматься», — сказали Оппенгеймер и Волков, повторив слово в слово вывод, сделанный ранее Ландау. Но что стоит за этими словами?
За этими словами стояло предсказание черных дыр.
О звездах, с поверхности которых не может улететь свет, писали в свое время Мичелл и Лаплас. Но физика черных дыр гораздо богаче! И прежде всего, черная дыра — объект не только невидимый, но принципиально нестационарный. Вот это впервые сказали Оппенгеймер и Волков. А несколько месяцев спустя Оппенгеймер и Снайдер впервые описали, как должна выглядеть черная дыра для нас, наблюдающих с Земли, и для гипотетического космонавта, падающего вместе с веществом звезды к ее центру.
Оказывается, далеко не все равно — откуда смотреть!
Одно и то же явление может протекать по-разному, если наблюдать его из различных физических систем отсчета, — так утверждает теория относительности. Время, как вы знаете, сокращается, если двигаться со скоростью, близкой к скорости света. Но если и вы, и космонавт в ракете движетесь равномерно и прямолинейно, то как узнать, кто из вас имеет субсветовую скорость, а кто — черепашью? С вашей точки зрения, летит он, а с его точки зрения, летите вы. С вашей точки зрения, быстрее состариться должны вы, а с его точки зрения — он. Как это проверить? Вам нужно опять встретиться и сравнить показания часов. Но встретиться-то вы не можете — ведь и вы, и он летите равномерно и прямолинейно в разных направлениях. Чтобы иметь возможность встретиться, кто-то из вас должен развернуться и полететь в обратном направлении. Но тот, кто начнет разворачивать свой корабль, сразу испытает действие ускорения. Тот же, кто летит по-прежнему, никаких ускорений не испытает. А ускорение, согласно принципу эквивалентности, то же самое, что и поле тяжести. Значит, можно считать, что тот, второй космонавт, вовсе не разворачивал звездолет, включая двигатели, а просто оказался на время в поле тяжести какого-то тела. В поле тяжести — мы уже говорили об этом — часы идут медленнее, даже световые колебания совершаются с меньшей частотой. И чем больше ускорение при развороте (то есть чем больше поле тяжести), тем больше замедление времени. Когда вы снова встретитесь с космонавтом, который улетел и вернулся, окажется, что именно он остался молодым — ведь именно его, а не ваши часы шли медленнее…
А теперь вернемся к черной дыре. Представьте, что звезда начала неудержимо сжиматься. Произошел, как говорят астрофизики, катастрофический коллапс, и вы начали падать к центру звезды вместе с ее веществом. Все кругом падает вместе с вами. Вам просто не за что зацепиться взглядом, падает ведь все вещество звезды! И получается, что вы совершенно неподвижны относительно тех частиц вещества, которые летят поблизости от вас и с которыми вы можете сравнивать показания своих часов и длины своих линеек. Вы неподвижны друг относительно друга даже в момент пересечения сферы Шварцшильда. Для вас при пересечении этой страшной поверхности ничего страшного не произойдет! Вы будете все ускорять свое падение и за доли секунды — по вашим часам — окажетесь в центре звезды вместе со всем ее веществом, которое свалится вам на голову (хотя о какой голове можно говорить, если плотность вещества в центре звезды окажется бесконечно большой).
А теперь взглянем на ваше падение с точки зрения астронома, следящего за коллапсом звезды в телескоп.
Вот он видит, как в момент, когда газовое давление перестает уравновешивать тяжесть, звезда вдруг начинает быстро уменьшаться в размерах. За полчаса она сжимается (падает…) от размеров Солнца до радиуса нейтронной звезды. Сжатие продолжается, и вы начинаете замечать странности. Вместо того чтобы ускоряться — ведь сила тяжести растет, — падение замедлилось! Да, с приближением к сфере Шварцшильда сила тяжести устремляется к бесконечности.
Но ведь и время начинает течь бесконечно медленно! Если падающая частица сигнализирует о своем движении, ежесекундно испуская по фотону (по часам, установленным на частице), то вы улавливаете эти фотоны один раз в секунду, один раз в две секунды, один раз в три секунды, в четыре… И при этом энергия фотонов, преодолевших возрастающее поле тяжести, становится все меньше и меньше, пойманные вами фотоны оказываются все «краснее». Те фотоны, которые частица излучит вблизи самой сферы Шварц-шильда, будут отделены для вас друг от друга интервалами в тысячи, десятки тысяч, миллионы лет. А последний фотон, который частица испустит, пересекая сферу Шварцшильда, дойдет до вас за бесконечное время и будет иметь бесконечно малую энергию. Иными словами, вы этот фотон никогда не увидите.
Что же получилось? Звезда для вас как бы застыла. Процессы, которые вы наблюдаете, протекают все медленнее, пока не застывают окончательно. Впрочем, вряд ли вы вообще сможете что-нибудь наблюдать. Ведь красное смещение света будет так велико, что обычные видимые световые волны станут длинными радиоволнами и будут смещаться все дальше и дальше. Вы увидите, как звезда, начав сжиматься, попросту погасла…
Вот какие странные метаморфозы произойдут со звездой, если в ней нечем будет поддерживать равновесие и если начнется катастрофический коллапс. Так утверждает общая теория относительности. А сами эти звезды получили название коллапсирующих. Впоследствии появилось еще одно название — застывшие звезды. Но укоренилось и стало общепринятым более звучное и экстравагантное название — черные дыры. Черные дыры, откуда ни один луч света не может выйти к наблюдателю. Черные дыры, которые все заглатывают своим тяготением. Черные дыры, которые, в сущности, не звезды, а растянутый до бесконечности процесс сжатия звезды. Черные дыры, которые и сейчас представляют для теоретиков, для всех знатоков теории относительности увлекательную и не разрешенную пока загадку. И эти странные особенности коллапсирующего тела были впервые описаны в 1939 году Оппенгеймером и Снайдером…
Итак, следующая проблема в нашем «расследовании»: найти доказательства того, что гибель звезд в 1054, 1572, 1604 годах, как и другие вспышки сверхновых, действительно приводила к появлению таких странных небесных тел, как нейтронные звезды и черные дыры.
К этому мы вернемся в следующей главе, а пока опять немного поговорим о методах. Эйнштейн не пользовался морфологическим анализом и, прежде чем сформулировать свой принцип эквивалентности, не опубликовал на эту тему ни одной ошибочной работы. Дело в том, что в конце прошлого и начале нашего века предлагалось много гипотез для спасения ньютоновской теории тяготения. Проб было достаточно. А Эйнштейн пришел и нашел зерно. Сразу? Нет, этому предшествовали годы размышлений над проблемой тяготения. Годы мысленных проб. И ошибок, конечно. Мышление подобно айсбергу, и чем мудрее ученый, тем глубже погружен этот айсберг. То, что находится над водой, то, что сам ученый называет работой мысли, — это работа сознания. А под водой, скрыто от всех и даже от самого ученого, идет бессознательная работа, идет неосознаваемое решение задачи, подсознательный перебор вариантов.
Психологическая инерция, преодолевать которую мы пока не научились, не позволяет сознанию безумствовать всегда, вводит его в рамки здравого смысла. Из-за этого сознанию бывает очень трудно нащупать решение — оно часто выглядит безумным. Похоже, что у подсознания такого тормоза нет. Далекие ассоциации, невероятные аллегории и аналогии — в эту невидимую игру подсознания и вклинивается вдруг ассоциация, аналогия, несущая решение. Потому часты озарения «во сне» или «на прогулке». Алогичность снов не имеет ничего общего с логикой науки. Этим же отличается гениальная идея от обычной. Уже потом, найдя правильное решение, выплывшее будто бы из «ниоткуда», можно навести мосты логики, построить дорогу от старой идеи к новой. Подсознание проводит пробы, а интуиция выбирает из них верную. Роль интуиции — в выборе, но для того чтобы выбрать, нужно иметь из чего выбирать!.. Поэтому, говоря об Эйнштейне, мы вовсе не опровергаем метод проб и ошибок. Дело в неисследованной пока роли подсознания.
Неизвестно, как работает наше подсознание, но то, что оно перебирает различные идеи — это гипотеза, которая выглядит вполне правдоподобно. То, что решение как бы «всплывает» из подсознания, доказано психологами, да и сами ученые подтверждают. Сократ говорил, что у него есть личный демон, который подсказывает ему мысли. Многие ученые говорят о «внутреннем голосе». Г. Селье писал: «Построение гипотез гораздо меньше зависит от логического мышления, чем думает большинство людей. Ни одна гипотеза не может быть создана, путем только логического рассуждения, потому что она… основывается на недостаточном количестве данных…»
Работа подсознания скрыта от взгляда, и нередко самому ученому кажется, что он просто отгадал верный закон. И сам метод предсказания законов сводится именно к правильному угадыванию. Известный американский физик Р. Фейнман пишет: «Угадывание уравнений по-видимому очень хороший способ открывать новые законы». И дальше поясняет свою мысль; «Вообще говоря, поиск нового закона ведется следующим образом. Прежде всего о нем догадываются… Для того чтобы угадать, что сохранить и что отбросить, требуется немалое мастерство. По правде говоря, я вполне допускаю, что дело здесь только в удаче, но выглядит все именно так, как если бы для этого требовалось большое мастерство».
Довольно странное утверждение! Сказать, что новые законы нужно угадывать — это сказать, что все решает лотерея. Ты не угадал, угадает другой. Ты попробовал и ошибся, другой попробует и попадет в точку. Почему же гений чаще попадает в точку?
Нужно попытаться нащупать систему. Морфологический анализ — первый шаг к системе. Он позволяет сознательно делать то, что обычно выпадает на долю подсознания. Но ведь должен еще существовать какой-то метод выбора! Из подсознания обычно «всплывают» наиболее интересные и перспективные идеи. Часто — верные. Как из морфологического ящика сознательно выбирать такие идеи? Вот о чем нужно подумать…
Глава четвертая
Патруль сверхновых. Загадки Крабовидной туманности. Мозговой штурм. Синектика
Чтобы узнать истину, нужно вообразить миллион неправильностей.
Цвикки оказался настоящим ученым — он не отступил. В течение почти тридцати лет он да еще В. Бааде и Р. Минковский были, пожалуй, единственными астрономами, твердо убежденными в том, что нейтронные звезды существуют.
Чтобы найти нейтронную звезду, предсказанную методом направленной интуиции, Цвикки полностью посвятил себя исследованию сверхплотных звезд.
Но как увидеть вспышку сверхновой?
Поделиться книгой: