Мартин Шварцшильд (1912–1997), сын Карла Шварцшильда, жил почти буквально в те же годы, что и Субраманьян Чандрасекар (1910–1995). Подобно Чандре, он выполнил фундаментальные исследования по структуре и эволюции звезд, а также работы мирового класса по структуре галактик. Но если Чандра был par excellence теоретиком астрофизики, то Шварцшильд занимался не только теорией, но и наблюдениями. К тому же он принадлежит к славной когорте ученых, благодаря которым появилось новое средство изучения Вселенной — стратосферные (а потом и орбитальные) телескопы.
Линия наследственности
Мартин Шварцшильд родился в Потсдаме 31 мая 1912 года. Он происходил из старого рода укоренившихся в Германии сефардов, которые с XVI века жили в еврейском квартале славного купеческого города Франкфурта-на-Майне. В XIX веке предки Мартина обрели очень достойное место в немецком бизнесе, культуре и науке.
Прежде всего сказанное относится к отцу Мартина, который сделался звездой европейской астрофизики. Карл Шварцшильд (1873–1916) был не только блестящим, но и очень разносторонним ученым. Он оставил глубокий след в наблюдательной астрономии, где стал одним из пионеров оснащения телескопов фотографической аппаратурой и ее использования в целях фотометрии. Ему принадлежат глубокие и оригинальные труды в области электродинамики, звездной астрономии, астрофизики и оптики. В 1900 году, за пятнадцать лет до создания общей теории относительности (ОТО), он не только всерьез рассмотрел возможность того, что геометрия Вселенной отличается от евклидовой (это допускали еще Лобачевский и Гаусс), но и оценил нижние пределы радиуса кривизны пространства для сферической и псевдосферической геометрии. В своей последней научной работе он даже успел внести важный вклад в квантовую механику, объяснив воздействие внешнего электрического поля на структуру электронных оболочек атомов (этот эффект был экспериментально открыт в 1913 году немецким физиком Иоганнессом Штарком и носит его имя). В феврале 1916 года он первым в мире рассчитал на основе уравнений ОТО метрику пространства-времени вокруг уединенного массивного тела бесконечно малого размера. Много позже было доказано, что эта метрика описывает гравитационное поле невращающейся черной дыры, не несущей электрического заряда. (Напомню, что «свернувшееся» пространство вблизи такой дыры, запирающее внутри себя как материальные частицы, так и фотоны любых энергий, ограничена извне сферической поверхностью; эту поверхность называют горизонтом дыры, а ее радиус — радиусом Шварцшильда.) Неудивительно, что в наше время Карла Шварцшильда помнят в первую очередь благодаря этой статье и второй работе на ту же тему.
Карл Шварцшильд не только получил результаты экстра-класса, но и сделал блестящую карьеру в системе научных институтов Германской империи. Еще до тридцати лет он стал профессором Гёттингенского университета имени Георга-Августа и директором университетской обсерватории. В этом городе он встретил Эльзу Розенбах, дочь своего коллеги по университету, профессора хирургии, которая в октябре 1909 года стала его женой. У супругов было трое детей — дочь и два сына, Мартин и Альфред. Кстати, младшая сестра Карла Шварцшильда Клара вышла замуж за Якоба Роберта Эмдена, чья книга «Газовые шары» стала бесценным источником информации для Артура Эддингтона. Так что соавтор уравнения Лэйна — Эмдена был дядей Мартина.
В Гёттингене Карл Шварцшильд проработал восемь лет. В 1909 году, вскоре после избрания в Лондонское королевское общество, его назначили директором Потсдамской астрофизической обсерватории, а еще через четыре года избрали в Прусскую академию наук.
Первая мировая война оборвала астрономические исследования Карла Шварцшильда, но не смогла прервать его научную работу. По возрасту он не подлежал призыву, однако пошел в армию добровольцем — как и его французский и американский коллеги Деландр и Хаббл. Но фортуна не была к нему столь же благосклонной. Сначала он служил в Бельгии, но потом оказался на русском фронте в штабе артиллерийской части, где занимался расчетом траекторий снарядов дальнобойных орудий. Там он стал жертвой пемфигуса, аутоиммунного заболевания кожных покровов, к которому имел наследственную склонность. Эта патология плохо поддается лекарствам и в наше время, а тогда была практически неизлечимой. В марте 1916 года Шварцшильд был комиссован по состоянию здоровья и вернулся в Потсдам, где скончался 11 мая. Четыре его последние работы (статья об эффекте Штарка, две статьи по ОТО и исследование по баллистике) были написаны во время военной службы.
Карл Шварцшильд не хотел, чтобы его семья оставалась в Потсдаме, фактически второй немецкой столице, городе с большим гарнизоном и изобилием правительственных учреждений. Поэтому после его смерти Эльза переехала в университетский Гёттинген, где ее муж провел лучшие годы своей жизни. Мартин отца почти не знал, однако рос в окружении людей, которые его помнили и глубоко уважали. У него рано проявилась склонность к науке, которая не осталась незамеченной друзьями Карла. Его научное образование началось еще на гимназической скамье. Оно проходило под наблюдением известного математика Карла Рунге и столь же знаменитого специалиста по гидродинамике Людвига Прандтля, которые, как и его отец, занимали профессорские кафедры в Университете Георга-Августа. Стоит отметить, что он по настоянию матери-лютеранки в положенный срок прошел конфирмацию, хотя во взрослые годы никогда особо не интересовался религией.
По окончании гимназии Мартин, как все и ожидали, поступил в 1931 году в Гёттингенский университет. Сначала он хотел стать математиком и три семестра занимался под руководством Рихарда Куранта, крупнейшего специалиста по математической физике, ученика и соавтора великого Давида Гильберта и зятя Карла Рунге. Когда в 1933 году к власти пришли нацисты, Курант как еврей был вынужден отказаться от директорства в Математическом институте Гёттингенского университета и покинуть Германию (сначала он получил временную работу в Кембридже, а с 1936 года стал профессором математики Нью-Йоркского университета и основателем математического института, который сейчас носит его имя). Поскольку мать Мартина была чистокровной немкой, он смог продолжить образование в Гёттингене, хотя и в унизительном статусе студента с неполными правами. Например, ему не разрешалось заниматься в читальном зале университетского книгохранилища, однако библиотечное начальство всё же позволяло другим студентам брать для него книги и журналы для работы на дому.
После изгнания Куранта Шварцшильд провел один семестр в Берлинском университете, где заинтересовался астрономией. После возвращения в Гёттинген пять семестров занимался физикой и астрофизикой под руководством специалиста по звездной спектроскопии Ганса Кинле. Сначала Мартин был занят довольно рутинной спектральной фотометрией Альфы Малой Медведицы, она же Полярная, — гигантской переменной звезды из семейства цефеид. Поскольку тогдашняя погода на севере Германии не способствовала качественным измерениям, он занялся куда более интересной проблемой — теорией пульсирующих звезд. Полученные результаты и стали основой его диссертации, защищенной в декабре 1935 года. О качестве этой работы говорит тот факт, что она была в том же году опубликована в журнале Zeitschrift für Astrophysik.
Из Германии в США
В 1936 году Мартину удалось безболезненно покинуть Третий Рейх — эмиграция расово чуждых элементов еще не была под запретом. Сначала он недолго погостил у старого друга своего отца Эйнара Герцшпрунга в Лейденском университете, а потом, благодаря стипендии Нансеновского фонда, год проработал в Институте теоретической астрофизики Университета Осло, который возглавлял специалист по строению звезд Свен Росселанд. В Норвегии он начал заниматься проблемой внутренней энергии звезд, которая в те годы уже приближалась к своему решению.
Росселанд в 1929–1930 годах был приглашенным профессором Обсерватории Гарвардского колледжа и имел там хорошие связи. Можно предположить (хотя это не подтверждено документально), что именно через его посредство Харлоу Шепли и Сесилия Пейн добились для Мартина трехлетней стипендии, которая позволила ему перебраться в США.
В Гарварде Шварцшильд в основном занимался наблюдениями и анализом световых кривых цефеид и других переменных звезд, которые начал изучать еще в Германии. Тогда же и там же он познакомился с аспиранткой Барбарой Черри, которая в 1945 году стала его женой. Кроме того, в те годы он встретил своего младшего ровесника и коллегу по профессии Лаймана Спитцера, который на всю жизнь стал его близким другом и партнером по исследованиям.
В 1940–1947 годах Шварцшильд работал в Колумбийском университете — сначала лектором по астрономии, потом ассистент-профессором. В Нью-Йорке он, как и раньше, занимался пульсирующими звездами, а также изучал перенос вещества и энергии внутри звезд посредством конвективных потоков. Он также начал экспериментировать с применением интеграторов на перфокартах для решения уравнений, описывающих структуру и эволюцию звезд. Его первая работа на эту тему появилась в 1941 году, вторая — в 1947-м. После нападения японцев на Пёрл-Харбор Шварцшильд оставил университет, поступив добровольцем в американскую армию. Сначала он был рядовым, но после получения в 1942 году американского гражданства обрел право пройти обучение на офицерский чин. После этого в звании второго лейтенанта он был послан в Италию, где в основном занимался анализом эффективности авиационных бомбардировок мостов и транспортных узлов. На фронте он заработал звание первого лейтенанта и получил две награды. После демобилизации вернулся в Колумбию, но ненадолго. В 1947 году его переманили в Принстон, причем при весьма примечательных обстоятельствах. Незадолго до того Генри Норрис Рассел покинул пост руководителя астрономического отделения, где его заменил Спитцер. Руководство университета хотело взять в помощь Спитцеру известного специалиста по звездной астрофизике, который помог бы Принстону сохранить в этой области мировой престиж, завоеванный при Расселе. Поскольку Мартин Шварцшильд уже успел обрести большой авторитет по этой части, он и получил приглашение по настоятельной рекомендации Спитцера. В апреле 1947 года Мартин его принял, отказавшись ради совместной работы со Спитцером от предложенной ему завидной должности в Калтехе.
Проработав в Принстоне четыре года, Шварцшильд в 1951 году получил там очень престижную профессуру имени Юджина Хиггинса. Эту кафедру он занимал вплоть до выхода в отставку в 1979 году. Однако он и позднее сохранил связь с университетом, который предоставил ему должность с труднопереводимым названием Senior Research Associate.
Тандем Спитцера и Шварцшильда оказался поистине великолепным мини-коллективом. Хотя их сферы научных интересов сильно перекрывались, они работали не как конкуренты, а как очень эффективные партнеры. Вместе они создали в Принстоне сильную аспирантуру, дающую прекрасную подготовку как в области теории, так и в области методов наблюдений и обработки их результатов. Судьбе было даже угодно, чтобы они скончались практически одновременно, с интервалом всего в десять дней.
Принстонский этап
На протяжении своей долгой и плодотворной карьеры в Принстоне Мартин Шварцшильд внес важный вклад в несколько областей науки о Вселенной. Уже в конце 1940-х годов он стал сотрудничать с работавшим в принстонском Институте фундаментальных исследований Джоном фон Нейманом, который занимался созданием первых электронных компьютеров. Щварцшильд уже тогда осознал, что эти (пока еще очень несовершенные!) машины можно с успехом применять для детальных астрофизических вычислений. И не только осознал, но и стал их активно использовать для обсчета звездных моделей. Тогда же он приступил к разработке алгоритмических методов решения численных задач астрофизики на компьютерных платформах, опять-таки опередив в этом абсолютное большинства своих коллег.
В 1950 году Мартин Шварцшильд в совместной работе с женой показал, что расположенные вдали от главной плоскости нашей галактики звезды популяции II, которые лишь несколькими годами ранее выявил Вальтер Бааде, содержат намного меньше элементов тяжелее гелия, нежели находящиеся в диске Млечного Пути звезды популяции I. Их результат, который в том же году подтвердили американские астрономы Нэнси Грейс Роман и Вильгельмина Ивановска, показал, что звезды второй популяции возникли в очень отдаленные времена, когда облака космической материи содержали сравнительно меньше металлов (напомню, что так астрономы называют все элементы, следующие за гелием в периодической системе). В 1951 году Шварцшильд и Спитцер к тому же продемонстрировали, что рождение звезд первой популяции не прекращается и в современную космологическую эпоху.
В 1950-е годы Шварцшильд продолжал заниматься звездной астрофизикой. Важным этапом на этом пути стала его работа в соавторстве с Фредом Хойлом, опубликованная в 1955 году. Партнеры показали, что продолжительность жизни звезд второй популяции должна доходить как минимум до 6,5 млрд лет. Этот возраст превышал тогдашние оценки времени жизни Вселенной, которые делались на основе измерения параметра Хаббла. Отсюда следовало, что принятая величина этого параметра сильно завышена, что через несколько лет убедительно доказал Алан Сандейдж. Так что этот результат Шварцшильда и Хойла сыграл важную роль в прогрессе не только астрофизики, но и космологии. В той же работе они смоделировали превращение звезд с начальными массами на 10–20% больше массы Солнца в красные гиганты после истощения водородного топлива. Хотя их вычисления использовали ряд не вполне обоснованных упрощений (впрочем, неизбежных для того состояния вычислительной техники), на качественном уровне эти выводы оказались вполне справедливыми и были высоко оценены современниками.
Шварцшильд в те годы также обрел другого замечательного соавтора, эмигранта из Эстонии и блестящего расчетчика Ричарда Хярма. Вместе с ним он продолжил теоретическое моделирование эволюции звезд, которые, подобно Солнцу и его более массивным собратьям, не останавливаются на сжигании водорода, а идут дальше по цепочке термоядерных превращений. Совместно они опубликовали 22 статьи, которые сильно обогатили звездную астрофизику.
Результаты первых десяти лет работы в Принстоне Шварцшильд обобщил в фундаментальной монографии «The Structure and Evolution of the Stars», которая вышла в свет в 1958 году. Там он продемонстрировал в работе очень эффективные (естественно, для того времени) численные методы компьютерного моделирования звездных структур и их эволюции. Книга Мартина Шварцшильда на много лет стала основным источником информации как для специалистов по звездной астрофизике, так и для студентов-старшекурсников и аспирантов, желающих специализироваться в этой интереснейшей области космической науки. Она достойно продолжила линию теоретического моделирования звездных структур, начатую в великих трудах Эддингтона и Чандрасекара. Однако Шварцшильд пошел дальше предшественников, сделав особый упор не на статику внутреннего равновесия светил, а на их естественную эволюцию, которая в конечном счета определяется меняющимися цепочками термоядерных реакций в их ядрах. Если использовать терминологию структурной лингвистики, он стал рассматривать звезды не в синхронии, а в диахронии.
Мартин Шварцшильд и позднее (до 1977 года) уделял много внимания совершенствованию количественных эволюционных моделей звезд, по-прежнему работая вместе с Ричардом Хярмом. В значительной степени благодаря их усилиям отдельные детали судеб светил солнечного типа стали понятны не только на качественном, но и на количественном уровне. В этом состоит главный и абсолютно непреходящий вклад Мартина Шварцшильда в теоретическую астрофизику.
Чтобы всё это стало понятней, добавлю деталей. Шварцщильд и его сотрудники в основном занимались судьбой звезд с умеренной начальной массой, не превышающей восьми солнечных. В общих чертах она такова: после формирования протозвезды из газопылевого облака и начала термоядерного горения водорода звезда спокойно существует на главной последовательности миллиарды или даже многие десятки миллиардов лет вплоть до исчерпания в ее ядре доступных запасов водородного горючего. После этого светило вступает в свою первую нестабильную фазу, которая приводит к его превращению в красный гигант. Затем наступает эпоха сгорания гелия, которая тоже заканчивается исчерпанием его запасов и вторичным раздуванием звезды, выводящим ее в так называемую ветвь асимптотических гигантов. В конце концов звезда сбрасывает внешнюю оболочку, которая разлетается в пространстве в виде ярко светящегося и очень красивого газоплазменного облака, по чисто историческим причинам именуемого планетарной туманностью (такой сброс в 1956 году первым предсказал Иосиф Шкловский). Оставшееся оголенным звездное ядро, почти полностью состоящее из углерода и кислорода, делается предшественником белого карлика. Самые легкие звезды кончают свою жизнь примерно таким же манером, однако оставляют после себя белые карлики не из кислорода и углерода, а из гелия.
Конечно, это только обобщенный сценарий звездной эволюции, который благодаря усилиям многих ученых в целом сформировался к концу второй трети прошлого века. Он распадается на семейство сценариев, описывающих звезды с разными условиями рождения. Например, светила с начальной массой не более двух солнечных ведут себя несколько иначе, нежели их родичи с массами от двух до восьми солнечных масс. Самые легкие звезды с начальными массами порядка одной десятой солнечной вообще не становятся красными гигантами, а сразу после выгорания водорода начинают движение к белым карликам. Есть и другие различия, в которые я не буду вдаваться. Разумеется, это сценарное семейство создавалось не только командой Шварцшильда, но именно она заложила его основы.
Впрочем, как всегда, у них были предшественники. Первым современный по типу сценарий превращения звезды главной последовательности в красный гигант в 1938 году предложил (правда, только в общем виде) замечательный эстонский астроном Эрнст Ёпик, который тогда работал в Тартусском университете. Кроме того, четыре года спустя Чандрасекар и бразильский астрофизик Марио Шёнберг показали, что ядро звезды после сгорания относительно небольшой части своего водорода (около 10% в их модели) теряет устойчивость и переходит в фазу сжатия. Этот процесс сопровождается многократным повышением температуры, которое и создает условия для возгорания гелия. Вычисленная ими величина называется пределом Шёнберга — Чандрасекара (не путать с пределом Чандрасекара, определяющим максимальную массу белых карликов!).
Судьбы звезд (интерлюдия)
Для вящей конкретизации рассмотрим судьбу звезды, вокруг которой обращается наша планета. По мере уменьшения запасов водорода ее ядро постепенно сжимается и разогревается, что увеличивает мощность ее излучения. С момента превращения Солнца в звезду главной последовательности его светимость уже выросла на 25–30% — и процесс идет и будет идти. Через 5,4 млрд лет температура центральной зоны Солнца повысится настолько, что водород загорится не только в ядре, но и в прилегающем слое. Давление в этой зоне быстро увеличится, Солнце потеряет гидростатическую устойчивость и начнет расширяться, превращаясь, как только что было сказано, в красный гигант. Этот процесс займет около 2 млрд лет и приведет к тому, что солнечный радиус вырастет примерно в 250 раз, светимость увеличится в 2700 раз, а температура поверхности упадет до 2600 кельвинов (то есть в 2,2 раза по сравнению с нынешней). В этой фазе многократно возрастет интенсивность солнечного ветра, в результате чего Солнце потеряет около 30% массы.
На этом изменения не закончатся. Когда возраст Солнца несколько превысит 12 млрд лет, температура ядра достигнет сотни миллионов градусов, и тогда в его центре загорится гелий с образованием углерода и кислорода. В это время Солнце сожмется примерно в 20 раз, так что его радиус составит 11 радиусов стабильного периода. Температура поверхности вновь повысится, хотя и не до прежнего уровня — только до 4770 К, так что Солнце из красного станет оранжевым.
Начало горения гелия у Солнца будет очень бурным. Солнечная светимость ненадолго увеличится в несколько тысяч раз по сравнению с нынешней, однако быстро упадет приблизительно до уровня, который только в 50 раз будет превышать современный показатель. Подобный катаклизмический переход к термоядерному горению второго элемента таблицы Менделеева называется гелиевой вспышкой (helium flash). Его впервые предсказали всё те же Шварцшильд и Хярм в 1962 году. Согласно модельным вычислениям, гелиевая вспышка грозит только звездам с начальными массами от 0,8 до 2 масс Солнца. Звезды помассивней запускают гелиевое горение относительно спокойно.
Стадия гелиевого горения будет не слишком продолжительной, примерно 100 млн лет. На периферии в это время будет дожигаться водород, причем зона его сгорания вновь сдвинется по направлению к поверхности. К концу этой эпохи гелий загорится вокруг ядра, в то время как в самом ядре реакции синтеза уже прекратятся. Солнце опять дестабилизируется, его внешние слои вторично раздуются примерно до прежнего максимума, и оно превратится в асимптотический красный гигант с температурой поверхности около 3500 К.
Жизненный срок этого исполина окажется совсем коротким — всего лишь 30 млн лет. В центре его ядра быстро накопится большое количество углерода и кислорода, которые вспыхнуть уже не смогут — не хватит температуры. Внешний гелиевый слой будет продолжать гореть, постепенно расширяясь и в силу этого охлаждаясь (на этой стадии у звезд солнечного типа вновь происходят квазипериодические гелиевые вспышки, которые в 1965 году предсказали Шварцшильд и Хярм, и годом позже — их немецкий коллега Альфред Вейгерт). Скорость термоядерного сгорания гелия чрезвычайно быстро растет с повышением температуры и падает с ее снижением. Поэтому внутренности асимптотического красного гиганта начнут сильно пульсировать, и в конце концов дело с большой вероятностью может дойти до того, что его атмосфера окажется выброшенной в окружающий космос со скоростью в десятки километров в секунду. Сначала разлетающаяся звездная оболочка под действием ионизирующего ультрафиолетового излучения нижележащих звездных слоев ярко засияет голубым и зеленым светом — на этой стадии она называется планетарной туманностью. Но уже через тысячи или, в крайнем случае, десятки тысяч лет туманность остынет, потемнеет и рассеется в пространстве.
Что касается ядра, то там превращение элементов прекратится вовсе, и оно будет светить лишь за счет накопленной тепловой энергии, всё больше и больше остывая и угасая. Сжаться в нейтронную звезду или черную дыру оно не сможет — не хватит массы. Такие холодеющие остатки почивших в бозе звезд солнечного типа, состоящие из ядер углерода и кислорода, погруженных в вырожденный электронный газ, как уже говорилось, называют белыми карликами (точнее, таков состав центральной части белого карлика, которая окружена оболочкой из гелиевой плазмы). Масса белого карлика, в который превратится Солнце, составит 54% от нынешней массы нашего светила. Где-то через триллион лет он остынет до десятков кельвинов, практически перестанет излучать тепло и станет черным карликом. От такой судьбы Солнце может спасти разве что столкновение с другой звездой или поглощение черной дырой, но вычисление вероятности такого финала лежит за рамками возможностей теории звездной эволюции.
Модельные симуляции дают иную картину для звезд с начальными массами от 8–10 до 12 солнечных масс. В этом случае на стадии термоядерного горения углерода ядро прекращает дальнейшее сжатие, так что кислород не поджигается. Когда углерод полностью выгорает, превратившись в неон и магний, кислородно-неоново-магниевое ядро сжимается до тех пор, пока сила тяготения не уравновешивается квантовым давлением вырожденного электронного газа. Однако эта задержка недолговечна. Ядра неона и магния поглощают электроны и превращаются в изотопы элементов с меньшими номерами в таблице Менделеева. Плотность электронного газа падает, из-за чего сердцевина звезды стягивается и нагревается. Этот нагрев запускает цепочки термоядерных реакций, которые приводят к образованию коллапсирующего железного ядра, дающего начало нейтронной звезде.
Рали полноты картины немного поговорим о светилах с совсем большими массами — скажем, не менее 95–100 солнечных. Для них, конечно, написаны совсем другие сценарии. В недрах звезд с начальной массой не менее 95 масс Солнца уже на стадии синтеза кислорода появляются жесткие гамма-кванты, которые при столкновениях превращаются в электронно-позитронные пары. Поскольку часть гамма-квантов при этом теряется, происходит падение лучевого давления, которое противодействовало гравитационному сжатию звезды и удерживало ее в состоянии гидростатического равновесия. Далее всё зависит от начальной массы звезды. Если она не превышает 130 масс Солнца, то в недрах звезды возникают пульсации, которые запускают быстрые выбросы значительной части вещества внешних оболочек. Однако эти пульсации недостаточно сильны, чтобы полностью разрушить звезду изнутри. Они быстро гасятся, и звезда возобновляет коллапс, который после серии промежуточных этапов приводит к образованию нейтронной звезды или черной дыры. Окончательный результат зависит от исходного химического состава звезды, скорости ее вращения и величины магнитного поля.
У звезд с начальными массами от 130 до 260 солнечных масс образование электронно-позитронных пар приводит к более серьезным последствиям. После сгорания углерода в их ядрах тоже генерируются гамма-кванты, которые при столкновениях превращаются в электронно-позитронные пары, а возможно, и в более тяжелые частицы и античастицы. Однако в этом случае пульсаций не возникает, и внешние слои звезды падают в ее центр. Это падение (на языке астрофизики — имплозия) еще больше разогревает недра звезды и запускает термоядерные реакции, в результате которых синтезируется ряд тяжелых элементов. Давление в перегретом ядре катастрофически возрастает, и оно взрывается, не успев сколлапсировать в компактный объект типа нейтронной звезды или черной дыры. Поскольку вся звездная материя без остатка выбрасывается в пространство, такие сверхновые служат одним из главных источников элементов с большими атомными номерами.
Финал звезды с начальной массой более 250–260 солнечных масс выглядит иначе. В их центральных зонах порождаются гамма-кванты, энергии которых достаточны для возбуждения и последующего распада атомных ядер (этот процесс называется фотодезинтеграцией). Такие звезды даже не взрываются, а просто исчезают, давая начало черным дырам.
Необходимо также подчеркнуть, что всё вышеизложенное относится к одиночным светилам, которые составляют не более половины звездного населения Большого Космоса. Судьбы звезд, входящих в двойные, тройные или четверные системы, описываются иными сценариями. Но это уже совсем другая история.
От стратосферных телескопов до галактик
Конструирование звездных моделей вполне закономерно подвело Шварцшильда к изучению переноса энергии и вещества через механизм конвекции. Возможно, здесь сработала и наследственность: первый теоретический критерий рождения восходящих и нисходящих потоков материи в звездных недрах был сформулирован его отцом в замечательной статье, опубликованной в 1906 году. Надо сказать, что задача точного теоретического описания и численного моделирования внутризвездной конвекции не решена и в наше время с его сверхмощными компьютерами (хотя бы потому, что конвективные движения могут приводить к турбулентности, а это, вероятно, наисложнейшая проблема гидродинамики).
Шварцшильд одним из первых астрофизиков своего поколения стал углубленно заниматься внутризвездной конвекцией и как теоретик, и как практический астроном-наблюдатель. Рассматривая Солнце как типичную звезду в классе желтых карликов, он решил собрать как можно больше детальной информации о движениях горячих газов на его поверхности. Давно известно, что в солнечной фотосфере постоянно возникают и через 5–10 минут исчезают яркие и темные области размером от сотен до пары тысяч километров. Это так называемые солнечные гранулы. Исторически наблюдения гранул велись с самого рождения астрофизики — например, их фотографированием в 1870-е годы занимался Жюль Жансенн. Шварцшильд решил перевести такие наблюдения с земной поверхности в верхние слои атмосферы. Поэтому он инициировал серию из шести запусков (два летом 1957 года и четыре в 1959-м) на 30-километровую высоту 12-дюймового солнечного телескопа весом 350 фунтов, размещенного в гондоле стратостата. В первых двух полетах для записи информации использовалась 35-миллиметровая кинокамера, в остальных — телевизионная система. Этот инструмент, «Стратоскоп I», стал первым в мире автоматическим телескопом, запущенным в стратосферу. Он позволил фотографировать поверхность Солнца с таким угловым разрешением, которое в те годы было недоступно для наземной аппаратуры.
На фотографиях высотного телескопа (общим числом около 16 тысяч!) солнечные гранулы предстали в виде соприкасающихся неправильных многоугольников, образующих что-то вроде рыболовецкой сети со множеством ячеек. Анализ снимков позволил установить, что гранулы порождаются вертикальными конвективными потоками солнечного вещества. Центральная зона гранулы формируется восходящим потоком, который приносит из глубины Солнца плазменные пузыри с более высокой температурой, нежели средняя температура фотосферы. Поэтому центр гранулы ярче ее периферии, откуда успевшее остыть вещество опускается под фотосферу. Как признался в 1959 году Шварцшильд, полученные результаты лично для него стали неожиданностью. Субраманьян Чандрасекар в данном за три года до смерти интервью отметил, что считает статью Шварцшильда с фотографиями солнечных гранул, которая в 1958 году была напечатана в Astrophysical Journal, одним из лучших материалов, появившихся за всё то время, что он редактировал этот журнал. Снимки со «Стратоскопа I» также дали важную информацию о структуре и динамике солнечных пятен.
Этот дебют высотной телескопии имел продолжение. С 1963 по 1971 год в рамках проекта «Стратоскоп II» на 24-километровую высоту несколько раз запускался дистанционно управляемый телескоп с охлаждаемым 36-дюймовым зеркалом, который обеспечивал разрешение в одну пятую угловой секунды. Это уже была настоящая летающая обсерватория весом 3200 кг. В ходе полетов были получены снимки Марса и Урана, инфракрасные спектрограммы ряда звезд, включая Сириус, и фотографии ядер туманности Андромеды и другой спиральной галактики NGC 4151. На основе собранной информации Шварцшильд в 1975 году пришел к выводу, что конвективные ячейки на поверхности сравнительно холодных звезд из группы красных гигантов должны отличаться особо большими размерами. Это предсказание со временем подтвердили данные, полученные с орбитального телескопа «Хаббл».
Начиная со второй половины 1970-х Шварцшильд в основном занимался структурой эллиптических галактик. К тому времени вступили в строй рефлекторы с зеркалами радиусом около четырех метров, оснащенные высокоточной спектрографической аппаратурой. Они создали новые возможности для исследования Вселенной на космологических дистанциях, включая и сбор данных об удаленных галактиках разных типов. Шварцшильд и его аспиранты и постдоки использовали эту информацию для детальных расчетов гравитационных полей галактик и вычисления на этой основе параметров звездных орбит и геометрических характеристик самих звездных скоплений. В частности, Шварцшильд и его коллеги на основе трудоемкого компьютерного моделирования показали, что эллиптические галактики, как правило, не обладают осевой симметрией, которая ранее считалась их едва ли не универсальным свойством, а скорее похожи на трехосные эллипсоиды.
Говоря о галактиках, нельзя в заключение не упомянуть относительно раннюю работу Шварцшильда, опубликованную в 1954 году. Он показал, что скорости вращения периферийных областей нескольких дисковых галактик, расположенных по соседству с Млечным Путем, не падают по мере удаления от центра, как положено согласно третьему закону Кеплера, а сохраняют приблизительно постоянную величину. Сейчас мы знаем, что это происходит благодаря тому, что галактики окружены «конвертами» (на языке астрономии — гало) из темной материи, которую в 1930-е годы «изобрели» Фриц Цвикки и Синклер Смит. В начале 1970-х именно это свойство вращения галактик, обнаруженное на большом материале наблюдений Верой Рубин и другими учеными, привело к возрождению и подтверждению гипотезы темной материи. Но это было потом, а в середине 1950-х пророческая работа Шварцшильда не привлекла должного внимания.
Шварцшильд был не только исследователем экстра-класса, но и замечательным педагогом и просветителем. Его лекции и семинарские занятия отличались исключительной ясностью и вниманием к деталям. Он с удовольствием и вкусом читал лекции для массовой аудитории и слыл великолепным пропагандистом астрономических знаний. А это дано далеко не каждому.
Мартин Шварцшильд при жизни получил мировое признание. Он был членом (с 1956 года) Национальной академии наук США, равно как Лондонского королевского общества и академий Бельгии, Дании и Норвегии. Он состоял президентом (в 1970–1972 годах) Американского астрономического общества и вице-президентом Международного астрономического союза (1964–1970). Королевское астрономическое общество удостоило его своей Золотой медали и медали имени Эддингтона. Он был лауреатом золотой медали имени Кэтрин Брюс и премии Бальцана, которую в 1994 году разделил с Фредом Хойлом.
В 1985 году Шварцшильд перенес тяжелый инфаркт, который вынудил его отказаться от путешествий и сильно снизить рабочую нагрузку. Он и тогда не прекратил заниматься теорией эллиптических галактик, пользуясь полученным от университета компьютером. В 1993 году он вместе с женой переехал в пансионат для пенсионеров в соседнем штате Пенсильвания, однако продолжал ездить в Принстон на семинары — конечно, когда позволяло здоровье. Он скончался 10 апреля 1997 года, лишь немного не дожив до 85-летия. Возможно, его больное сердце не выдержало внезапной кончины Лаймана Спитцера, который ушел из жизни в Принстоне 31 марта.
Через двадцать дней после смерти Шварцшильду была присуждена Национальная медаль за научные исследования — та самая, которую при жизни (в 1966 году) получил Чандрасекар. Согласно официальному постановлению комитета по присуждению медали, Шварцшильд ее получил «за крупнейший вклад в теорию звездной эволюции и глубокое понимание динамики галактик, которые легли в основу современной астрофизики, а также за неизменную преданность своим студентам» (а она была поистине легендарной). Кроме того, в постановлении отмечено, что Мартин Шварцшильд оказал никем не превзойденное влияние на американскую астрономию второй половины XX века. Наверное, в этом нет преувеличения — ведь его не раз сравнивали с Эдвином Хабблом. И вполне заслуженно. Жаль только, что династии не получилось — детей у Мартина и пережившей его Барбары не было.
Алексей Левин
Первая публикация очерка: Левин А. Астрофизика в лицах. М.: URSS, 2022.
Книгу можно приобрести здесь: urss.ru/cgi-bin/db.pl?lang=Ru&blang=ru&page=Book&id=282132
(4 оценок, среднее: 4,75 из 5)
Загрузка...