Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры

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».