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.