Идеальная теория. Битва за общую теорию относительности
Шрифт:
Чандра был очарован только что возникшей квантовой физикой. Он прочитал все новые учебники, которые попадали к нему в руки, в том числе недавно изданную книгу Эддингтона «Внутреннее строение звезд». Но больше всего его привлекла книга немецкого физика Арнольда Зоммерфельда, посвященная квантовым свойствам материи. Вдохновленный работой Зоммерфельда, он занялся написанием статей о статистических свойствах квантовых систем и способах их взаимодействия. Один из его первых трудов был опубликован в журнале Proceedings Королевского общества, когда Чандре еще не исполнилось восемнадцати лет. Чувствуя в себе потенциал к совершению открытий в области новой квантовой Физики, Чандра выбрал для реализации своего призвания Англию и отправился в долгое путешествие за докторской степенью в Кембридж.
Во время длительного плавания на корабле компании Lloyd Triestino Чандра
Взяв принципы неопределенности и запрета, Фаулер применил их к Сириусу В. Он рассудил, что вещество, из которого состоит этот белый карлик, является настолько плотным, что его можно представить как сжатый газ из электронов и протонов. Электроны, как более легкие, могли свободнее перемещаться и совершать более энергичные колебания. Принцип запрета означает, что им приходится быть крайне осмотрительными, чтобы не вторгаться в пространство друг друга, но по мере роста плотности у каждого из электронов остается все меньше пространства для движения. При фиксации электронов в пространстве в соответствии с принципом неопределенности растет скорость электронов, заставляя их быстрее перемещаться друг относительно друга. Эти быстро колеблющиеся электроны стимулируют направленное наружу квантовое давление, которое может противодействовать силе тяжести. В определенном состоянии это давление уравновешивает гравитационное притяжение, и белый карлик получает возможность спокойно существовать, практически не светясь, но сопротивляясь своей гибели. Объяснение Фаулера прояснило проблему Эддингтона. Возникло впечатление, что звезды, умирая, могут превращаться в белых карликов. Это обстоятельство завершало историю звездной эволюции и решало проблему, поднятую в книге «Внутреннее строение звезд». По крайней мере, так тогда казалось.
Внимательно изучив результаты Фаулера, Чандра сделал крайне простую вещь. Он выразил в цифрах ожидаемую плотность электронного газа в белых карликах. Полученная цифра была огромной, но не удивительной, собственно, как и предсказывал в своей статье Фаулер. Однако Фаулеру не удалось показать, какими должны быть скорости электронов. Произведя несложные вычисления, Чандра испытал шок: электронам пришлось бы колебаться со скоростью, близкой к скорости света. В этом месте аргументация Фаулера начинала давать сбой, так как он совершенно проигнорировал правила специальной теории относительности, которые начинают сказываться при перемещении объектов со скоростью света. Фаулер сделал ошибку, предположив, что электроны внутри белого карлика могут двигаться так быстро, как им заблагорассудится, даже если это означало бы скорость большую, чем скорость света.
Чандра задался целью исправить эту ошибку. Он проследил за рассуждениями Фаулера до момента, когда скорость электронов приблизилась к скорости света. Для слишком плотного белого карлика, в котором частицы перемещаются практически со скоростью света, он воспользовался постулатом специальной теории относительности, гласящим, что эту скорость превзойти невозможно. Результат получился интересным. Оказалось, что как только белый карлик становится слишком тяжелым, его плотность также чрезмерно возрастает, в результате электроны больше не могут сопротивляться гравитационному притяжению. Другими словами, у белых карликов существует предел массы. Чандра рассчитал, что этот предел не превосходит 90% от массы Солнца. (Годы спустя было показано, что корректное значение — это более чем 140% от массы Солнца.) Завершившая свое существование звезда с массой выше указанного предела не в состоянии себя поддерживать. Побеждает гравитация, и неизбежно наступает коллапс.
Прибыв в Кембридж, Чандра показал Эддингтону и Фаулеру проект своих расчетов, но они оставили его без внимания. В нестабильности,
которая могла разрушить столь многообещающую доктрину, выдвинутую Эддингтоном и поддерживаемую Фаулером, было нечто пугающее, поэтому ученые мужи из Кембриджа предпочли держаться на расстоянии. За следующие четыре года Чандра усовершенствовал свою доказательную базу, и его уверенность в собственных выкладках возросла. В 1933 году он завершил работу над диссертацией и в возрасте двадцати двух лет был зачислен в штат колледжа Тринити. К 1935 году Чандра доработал свои расчеты и был готов представить полученный результат на ежемесячном заседании Королевского астрономического общества.11 января 1935 года он предстал перед группой выдающихся астрономов Королевского астрономического общества в Берлингтонхаузе в Лондоне. Тщательно и скрупулезно Чандра оглашал детали своей девятнадцатистраничной статьи, которая была практически готова к публикации в журнале общества Monthly Notices. Свою речь он завершил фразой: «Звезда большой массы не может пройти через стадию белого карлика, поэтому остается строить предположения о других возможностях». Этот парадоксальный результат был представлен вызывающим всеобщее доверие языком математики и физики, поэтому его приняли всерьез. Завершение речи было встречено вежливыми аплодисментами и небольшим количеством вопросов. Дело было сделано.
Затем президент общества повернулся к Эддингтону и пригласил его на трибуну для представления работы «Релятивистское вырождение». Эддингтон вышел и произнес короткую пятнадцатиминутную речь. Он строго разобрал расчеты Чандры, дискредитирующие решение проблемы белых карликов, предложенное Фаулером. А затем бесцеремонно отбросил безупречный результат. С точки зрения Эддингтона, этот результат является «доведенной до абсурда формулой релятивистского вырождения». На самом деле он был твердо уверен, что «в дело могут вмешаться различные случайности, которые спасут звезду», и поэтому заявил: «Я думаю, что должен существовать закон природы, мешающий звезде вести себя подобным абсурдным образом!» Авторитет Эддингтона был столь высок, что большая часть аудитории немедленно отвергла аргументы Чандры. Уж если Эддингтон счел новую идею ложной, значит, она должна быть таковой.
Чандра выступил против могущественного Эддингтона и проиграл. Он подрывал разработанную Эддингтоном красивую теорию жизни и смерти звезд, и разумеется, последнему это не понравилось. Если гравитационный коллапс перекрывает все прочие воздействия, на сцену выходит странное решение Шварцшильда с множеством нетривиальных выводов. Как много лет спустя говорил сам Чандра: «Теперь ясно видно… Эддингтон понял, как из существования предельной массы вытекает наличие в природе черных дыр. Но этот вывод он не принял. Если бы он смог это сделать, то лет на сорок опередил бы всех остальных. В известном смысле это плохо».
В подавленном состоянии Чандра вернулся в Кембридж. Стычка с Эддингтоном повлияла на всю его дальнейшую жизнь. Через несколько лет его пригласили занять пост в Йеркской обсерватории в Чикаго. Он перестал работать над проблемой белых карликов и старался не думать о том, что на самом деле случается при слишком большой их массе. Происходит ли неумолимый переход к решению Шварцшильда? Или что-то мешает событиям развиваться данным способом? Ответ на эти вопросы найдет Роберт Оппенгеймер.
Дж. Роберт Оппенгеймер был порождением своего времени. Воспитанный в богатой нью-йоркской семье, в доме, по стенам которого были развешаны картины Ван Гога, он получил образование сначала в Гарварде, а затем в 1925 году перешел в Кембридж. Его гарвардский наставник писал в рекомендательном письме в Кембридж, что Оппенгеймеру «очевидно, мешает недостаток знакомства с обычным физическим экспериментом», добавив при этом: «Редко можно встретить более интересные и уверенные суждения». Пребывание Оппенгеймера в Кембридже было стихийным бедствием и долго не продлилось. После нервного срыва, во время которого он напал на одного из коллег и пытался отравить другого, Оппенгеймер решил уехать и попытать счастья в Геттингене.
Геттинген — владение Давида Гильберта — увлекался квантовой физикой, и Оппенгеймер не мог найти лучшего места для участия в новой революции. За следующие два года со своим руководителем Максом Борном он напишет ряд работ, оставивших неизгладимый след в истории квантовой физики. Приближение Борна-Оппенгеймера до сих пор изучают в университетах как часть инструментария, используемого для вычисления квантового поведения молекул. В 1927 году Оппенгеймер защитит докторскую диссертацию и через несколько лет вернется в Соединенные Щтаты, где получит должность в Калифорнийском университете в Беркли.