«Чёрные дыры и складки времени» 2 (сжатое изложение книги К.С. Торна).

Ч.1. Чёрные дыры - инфант террибль  физики первой половины XX века .

продолжение. Начало см. http://gidepark.ru/community/228/article/364903

1.2. Нейтронные звёзды

    Одновременно с  европейскими  баталиями вокруг  «белых карликов» в  США  началось  «наступление» на  нейтронные  звёзды.  Первыми "атаку" начали  швейцарский астрофизик Фриц Цвикке и немецкий астроном Вальтер Бааде.  Первый из этой пары, Фриц Цвикке, представлял из себя полное отрицание сложившего ся представления об учёных, тем более астрономах. Коренастый человек, задиристый, всегда готовый к драке.  Те кто знал описывали его как «самоуверенного гения…. Без сомнения ум его был довольно экстраординарный.  Но наряду с этим он так же был, хотя и не признавал этого, неотёсан и несдержан.  Когда он вёл свой курс  физики, самым главным для него было получить одобрение слушателей. Он принимал только тех кто проникался его идеями… .   Он был  очень одинок вреди преподавателей-физиков Калтеха и не пользовался популярностью у администрации… . Его публикации зачастую содержали яростные нападки на других людей» (Джесси Грништейн, коллега Цвикке с конца 40-х годов по Калтеху).   «Он был всерьёз убеждён , что у него есть собственная дорога к абсолютному знанию, а все остальные ошибаются» (Уильям Фоулер, студент Калтеха, в то время когда там преподавал и работал Цвикке, ноблевский лауриат 1983. совместно с Чандрасекхаром). Иногда идеи Цвикке выходили далеко за границы его же знания физики и он не мог их обосновать. По этой причине, например, астрономы пренебрежительно отнесились к  его концепции нейтронных звёз. Но время показало что Цвикке был гением.  Более полно о его биографии можно прочесть например здесь: http://www.metodolog.ru/00204/00204.html

    Второй участник «дуэта»  Валтер Бааде был блестящим астрономом с энциклопедическими познаниями. Характер его был прямо противоположным буйному Цвикки. Однако антиподы Цвикки и Бааде потянулись друг к другу, каждый дополняя качества другого. Прочитать о Бааде  можно так же по ссылке http://www.metodolog.ru/00204/00204.html. Друзья разошлись во время войны. Цвикке обзывал Бааде нацистом (что было неправдой), а Бааде заявлял что боится что Цвикке его убьёт.

    В 1932-33 годах их можно было часто увидеть вместе за обсуждением так называемых «новых» зыёзд.  Эти объекты неожиданно вспыхивают и начинают светиться в десятки тысяч раз ярче чем до этого, а затем примерно за месяц блекнут до нормального состояния.  На основе наблюдений и доступной информацией о расстояниях до Галактик был сделан вывод что во время вспышки «новая» ярче Солнца в 100 миллионов раз (последующая переоценка расстояния «увеличила» яркость до 10 миллиардов Солнц). В течении нескольких дней максимальной светимости в пространство излучается порядка 10% массы Солнца.   Цвикке предположил что «сверхновая» это взрыв обычной звезды. Но откуда берётся колоссальная энергия  для взрыва? И тут Цвикке удачно «подвернулся под руку» нейтрон, открытый в 1932 Джеймсом Чедвиком.  Швейцарец построил модель согласно которой звезда плотностью примерно 100г/куб см. начинает схлопываться до ядерной плотности в результате чего высвобождается до 10% массы звезды в виде излучения.  Выдвигая свою модель Цвикке не мог объяснить причину схлопывания и его скорость. Позднее в 60-х годах анализ показал, что  под действием гравитационных сил звезда испытывает резкое сжатие. Скорость схлопывания такова что на сжатие от размеров Земли до размеров  размеров примерно 100 км уходит приблизительно 10 сек.
Сама нейтронная звезда образуется в результате сжатия звезды после того как её топливо выгорает.  Она проходит стадию белого карлика, когда гравитации сопротивляется давление электронного газа (в силу принципа Гейзенберга). Т.к. масса звезды велика, то гравитация продолжает её сжимать  и "вминает" электроны в протоны, превращая их в нейтроны. Теперь уже нейтроны (подобно электронам в белом карлике) оказываются зажатыми в тесное пространство и подчиняясь принципу неопределённости приобретают большую скорость и сопротивляются дальнейшему уменьшению размеров звезды.
Результаты своей работы авторы представили на собрании Американского физического общества в Стенфордоском университете. Тезисы их доклада опубликованного 15 января 1934 году являют один из самых провидческих документов в физике и астрономии.  В нём уверенно заявляется о сверхновых как о самостоятельном классе астрономических объектов. Для их обозначения введён термин «сверхновые». Была представленна концепция нейтронных звёзд, которая была принята как теоретическая плодотворная только в 1939 году и подтверждённа экспериментальным открытием только в 1967 ( нейтронные звёзды  были обнаружены в виде импульсных источников радиоизлучения – пульсаров).

Приняв на «ура» сверхновые, к нейтронным звёздам астрономы отнеслись пренебрежительно. Во многом это было связано с репутацией Цвикке и тем что работа была теоретически слабо обоснована.   Вторую жизнь концепции дал Л.Д.

Ландау. В отличии от швейцарца он имел репутацию первоклассного теоретика. По воспоминаниям Л.Розенфельда предположение о возможности существования звёзд состоящих из нейтронов Ландау высказал в разговоре с ним и с Нильсом Бором сразу как стало известно об открытии нейтрона, т.е. за два года до Цвикке.   В 1937 году незадолго до ареста Ландау опубликовал работу в которой высказал предположение что источником энергии Солнца может быть плотное ядро состоящее из нейтронов. Гравитация этого ядра разгоняет падающие частицы и они излучают. Эта статья заинтерсовала Роберта Оппенгеймера.  Как правило, при его упоминании вспоминается только руководство созданием атомной бомбы.  Но этот человек гораздо больше чем атомный проект.  О нём можно прочитать например по этой ссылке : http://www.faqo.ru/20100429398/uchenye/fiziki/oppengeimer-robert.html

Для работы над статьей  Ландау Оппенгеймер привлёк своего постдока Сербера. Довольно быстро они поняли что концепция Ландау приведёт к гораздо меньшим размерам Солнца чем наблюдаемые. Проверив его расчёты они нашли что он неверно учёл ядерные силы. Природа этих сил тогда не была известна в той же степени что сейчас, но и  того понимания что имелось было достаточно для оценки максимальной массы нейтронного ядра. Оно оказалось недостаточным чтобы гравитация могла сжать Солнце до ядерной плотности. Поэтому ядро звезды должно было быть окружено веществом белого карлика. А это не согласуется с наблюдениями. Примерно в тоже время когда Оппенгеймер и Сербер «считали» статью Ландау, Ганс Бёте (Нобелевская премия 1967 г «За вклад в теорию ядерных реакций, особенно за открытия, касающиеся источников энергии звёзд») и Чарльз Критчфилд  открыли  источник энергии Солнца. Таковым оказались термоядерные реакции, на что указывал ещё Эдингтон.

Оппенгеймер понимал что  основным вопросом теории нейтронных звёзд был эдингтонов вопрос – существует ли максимальная масса для нейтронной звезды?  Если предел массы существует, то встаёт вопрос, а что будет со звездой массивней чем предельная масса. Если предела нет, то Эдингтон может быть спокоен – природа устроена правильно и избегает того что разрешает математика, чёрных дыр нет. Для работы над задачей Оппенгеймер привлёк Георгия Волкова. Не смотря на слабое знание ядерных сил они верно оценили массы нейтронных звёзд – 1,5 -3 солнечных массы. После завершения этих расчётов Оппенгеймер был уверен что массивные звёзды умирая должны схлопываться.

    Сложность расчёта схлопывания была  мощным вызовом Оппенгеймеру.  Как будет всё выглядеть для удалённого наблюдателя и того кто на поверхности? Как быстро всё произойдёт? И что будет спустя тысячи лет после схлопывания?  Для этой работы он выбрал самого сильного математика из своих учеников  Харланда  Снайдера.  Сербер, говорил даже о  математической изощрённости Хароланда.  Однако без упрощений задача даже для столь блистательных умов была сложна.  Оппенгеймер обладал очень хорошим чувством того что  важно, а чем можно пренебречь.  В  своей «атаке» они оставили в стороне вопросы связанные с внутренним устройством звезды и принимая в расчёт только силу гравитации, расчитали процесс с точки зрения удалённого наблюдателя, .  Для этого они воспользовались известной с 1923 года теоремой  гарвардского математика Дж. Бирхофа, согласно которой геометрия Шварцшильда описывает окрестности любой сферической звезды.  При этом не имеет значения стационарная ли это звезда или каким то образом пульсирует или даже взрывается.  Поэтому Оппенгеймер и Снайдер могли рассматривать  схлопывание как последовательный ряд статичных звёзд.  Расчёт показал следующее: уменьшение радиуса приводит к усилению кривизны пространства. Это приводит к смещению излучения в красную область. Наконец по достижению некоторого радиуса длина волны становится бесконечной и звезда пропадает из вида, «отсекает» себя от всей остальной Вселенной. По этой причине радиус называется критическим. Из расчётов следовало что для внешнего наблюдателя из-за замедления времени на поверхности звезды сжатие выглядит как замедляющийся процесс, замирающий на окружности критического радиуса. Он никогда не увидит как звезда пройдёт эту границу. Для наблюдателя на поверхности всё обстоит не так. Звезда примерно за час схлопывается до критического радиуса и не останавливаясь продолжает сжиматься дальше.

    Физики того времени воспринмали как само собой разумеещеся то что течение времени относительно,  но со  столь кардинальным отличиям взглядов из различных систем отсчёта они не хотели мириться.  Поэтому они предпочли просто не заметить результатов Оппенгеймера-Снайдера. В  отличии от западных коллег  Ландау сразу занёс работу в золотой список и  благодаря его авторитету  физики СССР приняли теорию Оппенгеймера-Снайдера. Её публикация состоялась в том же номере журнала Physical Review что и датированая 1 сентября 1939 года работа   Н.Бора и Дж.А. Уиллера о ядерном распаде . После войны Уиллер стал яростным оппонентом Оппенгеймера по вопросу нейтронных звёзд и чёрных дыр, а потом восторженным приверженцем его теории. Так же он сыграет определённую роль в снятии Оппи со всех постов связанных с военными разработками.