Долгая дорога к вершине «Зельдович»

8 марта 2014 года исполнилось 100 лет со дня рождения выдающегося ученого ХХ века, академика Якова Борисовича Зельдовича. Круг его научных интересов был необычайно широк: от химической физики, теории ударных волн и детонации до физики элементарных частиц, астрофизики и космологии. Он был одним из создателей ракетно-ядерного щита своей страны, за что трижды (в 1949, 1955, 1956 годах) удостоен звания Героя Социалистического Труда. О своем учителе и соавторе рассказывает профессор, докт. физ.-мат. наук, зав. отделом релятивистской астрофизики ГАИШ МГУ им. М.В.Ломоносова Николай Иванович Шакура. Полная версия его статьи.

Мое первое знакомство не с самим Академиком, а с одной из его книжек состоялось следующим образом. После выпускных экзаменов в средней школе городского поселка Паричи, что на Гомельщине, по каким-то делам я поехал в город Бобруйск и зашел в книжный магазин и увидел там книжку «Высшая математика для начинающих», автор которой был Я.Б.Зельдович. Естественно, имя автора мне ни о чем не говорило, но содержание книги меня заинтересовало по следующей причине.

В те, теперь уже далекие для автора, времена среднее образование по математике заканчивалось взятием пределов. Пределам предшествовали элементарные функции, одной из которых была (конечно же есть и сейчас) парабола. Нужно было найти положение минимума (парабола «рогами» вверх) или максимума (парабола «рогами» вниз). Объясняя, как это делается согласно существующим тогда методикам с использованием формулы Виетта, школьный учитель математики (а также физики и астрономии) Альфред Викторович Барановский приговаривал следующее: «А вот методами высшей математики эти мини-максы вычисляются гораздо быстрее и красивее». Он был учителем по призванию – весной 2004 года Альфреда Викторовича не стало.

Конечно же, немножко знакомый с высшей математикой читатель скажет: «Возьми производную от функции и приравняй ее нулю. Для параболы получится линейное относительно «икса» уравнение». Да, очень просто, но я еще раз повторяю, что среднее образование заканчивалось взятием пределов, а не производных. Специальных занятий с передовиками школьного процесса Альфред не проводил. Но с его разрешения мы имели допуск в физический кабинет школы. Да, по тем временам чего только там не было!

Свое индивидуальное развитие в математике я получал, знакомясь с содержимым почтовых отправлений, которые я выписывал из главного университета страны, Московского у-та им. М.В.Ломоносова.

После покупки книжки я зашел в небольшой уютный скверик на улице Бахарева в городе Бобруйске и начал ее листать. На первых страницах излагались школьные вещи: графики, функции, что такое путь, скорость, ускорение… Дойти до глав с высшей математикой мне помешала приятная цыганка. Она мне погадала, я ей вручил две монетки по 15 копеек и мы разошлись. Да, молодой читатель, тогда были монеты и такого достоинства, прозванные «пятнашками», и какие монеты! И первый раз, и много раз после я добирался до Москвы из Бобруйска и обратно домой автобусом, так как прямой железнодорожный путь между этими городами отсутствует. Если пересчитать стоимость купленных билетов по этому маршруту на единицу пройденного пути, то в те времена эта величина составляла примерно 2 коп/км.

Больше в книжку Я.Б. Зельдовича я не заглядывал, так как нужно было ехать в Москву сдавать вступительные экзамены на астрономическое отделение физического факультета МГУ. Отложились в памяти мои первые «сборы» в Москву. Мой школьный товарищ Володя Бухалов, увидев чемодан, с которым я собирался ехать, почему-то «забраковал» его и предложил пойти к нашему однокласснику Володе Хоронеко и взять на время его чемодан, что и было сделано. Позже, когда мама Володи Хоронеко узнала, что ее новый личный чемодан без ее ведома побывал в Москве, она сказала, что такой чемодан ей больше не нужен, и моей маме пришлось выкупить этот чемодан стоимостью несколько больше, чем билеты до Москвы в один конец.

Первые три года обучения в МГУ прошли без Я.Б.Зельдовича. Более того, я забыл о той, купленной в Бобруйске книжке – в число стандартных университетских учебников она не входила. И не потому, что она была плоха. Она предназначалась для тех, кто постигал высшую математику путем самообразования. Академик адресовал ее начинающим инженерам и техникам.

Моя научная работа началась на 3-ем курсе в солнечном отделе ГАИШ МГУ, где я изучал механизмы уширения крыльев линий поглощения в спектре Солнца. С помощью карандаша и линейки я обрабатывал длиннющие рулоны бумаги от самописцев. Эта работа происходила под руководством двух сотрудниц из солнечного отдела ГАИШ. Одной из них была Ольга Николаевна Митропольская (жена профессора Соломона Борисовича Пикельнера), второй – Анна Ивановна Кирюхина.

Работа была необыкновенно интересной для меня, как для студента. Однако эта работа для меня закончилась «печально». У них там стоит длиннющая труба-спектрограф, в который можно изучать разные детали на поверхности Солнца, благодаря небольшому прибору, сконструированному очень талантливым сотрудником отдела, Игорем Федоровичем Никулиным. Зрелище очень зачаровывает. Так вот, однажды я сидел у этой трубы с заведующим солнечного отдела, профессором Ситником Григорием Федоровичем. Мы одновременно прильнули к окуляру этого прибора, и я своей «башкой» сбил очки Григорию Федоровичу. Я сильно испугался: сбить очки профессору – это что-то немыслимое и невероятное. Я убежал и больше в солнечный отдел не приходил.

Мой первый личный контакт с Академиком состоялся в 1966 году, когда он начал читать свои лекции для студентов 4-го курса астрономического отделения физического факультета МГУ им.М.В. Ломоносова. Осенью того года мы обнаружили в расписании занятий новый спецкурс «Строение и эволюция звезд», который должен был читать Я.Б. Зельдович. Лекции читались по пятницам, а по четвергам под руководством ЯБ в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ) проводился Объединенный Астрофизический Семинар (ОАС).

В работе этого семинара участвовали как уже сложившиеся ученые, так и молодежь, получившая высшее образование. Студенты забегали на этот семинар по мере возможности, так как в расписании учебных занятий он не значился. После своей первой лекции ЯБ попросил задержаться желающих и получить у него тему для курсовой работы. Несколько студентов, в том числе и я, остались в аудитории. Когда очередь дошла до меня, он спросил, был ли я вчера на заседании ОАС.

Я ответил утвердительно. На второй вопрос: прослушал ли я доклад о (таинственных тогда) источниках космического рентгеновского излучения, ответ тоже был утвердительный. Тогда он сказал: «Попытайтесь рассчитать структуру и спектр излучения мощной ударной волны, которая возникает в результате падения газа на нейтронную звезду вблизи ее поверхности».

Тема работы была обусловлена следующими обстоятельствами. В 1962 году группой американских ученых, возглавляемой профессором Рикардо Джиакони, были открыты первые источники космического рентгеновского излучения. К началу 1960-х годов уже был известен один внеземной источник рентгеновского излучения — корона нашего Солнца. Оказалось, что корональный газ какими-то механизмами разогрет до температуры несколько миллионов градусов, и светимость солнечной короны в этом диапазоне составляет примерно одну миллионную от оптической светимости Солнца (4*1033 эрг/с). Естественно было предположить, что и вокруг других звезд существуют горячие короны. Простой расчет показал, что детекторы тех времен даже короны ближайших звезд с расстоянием в несколько парсеков зафиксировать не могли.

Тем не менее, ученые надеялись на открытие рентгеновского излучения от Луны! Конечно же, Луна не обладает атмосферой. Однако возможный механизм заключался во флуоресцентном свечении лунного грунта, облучаемого рентгеновскими лучами, идущими от солнечной короны. И вот ровно в полночь с 18 на 19 июня 1962 года, когда на небе сияла полная Луна, состоялся запуск ракеты «Аэроби». Ракета достигла высоты 225 км, полет продолжался 350 с.

Запуск оказался весьма удачным — из трех счетчиков Гейгера с большой площадью и хорошей чувствительностью в диапазоне энергий 1,5-6 кэВ два постоянно функционировали. В этом диапазоне земная атмосфера полностью непрозрачна. И вместо рентгеновского излучения от Луны был обнаружен яркий, неизвестный ранее источник, находящийся далеко за пределами Солнечной системы в направлении созвездия Скорпиона. Объект получил название Sco X-1.

В дальнейшем в результате новых ракетных пусков начали открываться новые рентгеновские источники. Постепенно создавалась карта рентгеновского неба с источниками разной природы. Пока их было мало, они получали название в соответствии с тем, в направлении какого созвездия они находились (Cyg X-1, Cyg X-2, Her X-1, Cen X-3 и т.д.). Как выяснилось позже, их рентгеновская светимость в тысячи, а то и в десятки тысяч раз превышала оптическую светимость Солнца. Так началась эпоха рентгеновской астрономии, эпоха необычайных открытий во Вселенной.

Простые оценки, выполненные ЯБ самостоятельно, показали, что преимущественно в рентгеновском диапазоне энергий должна излучать ударная волна, которая формируется вблизи нейтронной звезды при падении на ее поверхность окружающего газа. Соответственно мне он поручил рассчитать «детали» этого процесса. Сложность задачи расчета структуры ударной волны вблизи поверхности нейтронной звезды состояла в том, что длина пробега падающих частиц до их полной остановки в десятки раз превышает характерный масштаб взаимодействия излучения с веществом.

При решении многих задачах нет необходимости считать структуру ударной волны-достаточно лишь задать скачок плотности, давления, температуры и других физических величин в зависимости от скорости падения и показателя адиабаты вещества. В поставленной задаче и плотность, и температура, и другие величины менялись в зоне торможения с выделением энергии. Более того, в этой зоне не исключено возникновение коллективных плазменных процессов с выходом расчета на более сложный уровень физической кинетики вместо обычной гидродинамики. В конце концов, удалось показать, что спектры излучения ударных волн от аккрецирующих нейтронных звезд объясняли данные, полученные в результате ракетных запусков.

В 1960-е годы появились первые отождествления космических рентгеновских источников в оптическом диапазоне, что позволило оценить расстояние до них и их светимость. Нам с ЯБ стало ясно, что если это аккрецирующие нейтронные звезды, то их большую светимость можно обеспечить только в тесных двойных звездных системах, где вещество перетекает с одного компонента на другой и один из компонентов — нейтронная звезда.

Будучи студентом, я слушал курс лекций по общей астрофизике директора ГАИШ Дмитрия Яковлевича Мартынова. Особое место в этом курсе занимали тесные двойные звездные системы, у которых имело место перетекание вещества с поверхности одного компонента на другой, через внутреннюю точку Лагранжа. Из-за относительного движения по своим орбитам в процессе такого перетекания вокруг другой компоненты формируется дискообразная оболочка.

Мне казалось естественным в качестве второго компонента в двойную систему поставить нейтронную звезду или даже черную дыру! В этом случае и реализуется новый тип аккреции, а именно дисковая аккреция, когда падающее на тяготеющий центр вещество обладает относительно последнего значительным угловым моментом количества движения, препятствующим прямому падению вещества на тяготеющий центр.

В первом приближении вещество в диске вращается по почти кеплеровым круговым орбитам. Только при эффективном механизме (турбулентность и/или магнитные поля) обмена моментом между соседними слоями дифференциально вращающегося диска и начинается дисковая аккреция — медленное радиальное движение вещества к тяготеющему центру с выделением гравитационной энергии.

Статья с расчетами структуры ударной волны была сдана в «Астрономический журнал» в середине 1968 года и вышла из печати осенью 1969 года. Она стала моей курсовой, а затем и дипломной работой. Университет я закончил в начале 1969 года и в апреле того же года поступил к ЯБ в аспирантуру физического факультета МГУ.

Для меня под руководством ЯБ началась совершенно новая эпоха — эпоха расчета структуры и наблюдательных проявлений аккреционных дисков вокруг релятивистских звезд, коими являются черные дыры и нейтронные звезды.

Немногим ранее, в 1967 году, произошло одно из величайших открытий нашего времени — группа ученых под руководством английского астронома Энтони Хьюиша обнаружила радиопульсары. Так же как и в случае источников космического рентгеновского излучения, обнаруженных ракетой «Аэроби» «вне плана», поучительна история и этого открытия. Ученые сконструировали относительно небольшой радиотелескоп, с помощью которого они надеялись изучать мерцания радиоизлучения от далеких источников на неоднородностях солнечного ветра. И вот, наряду с этой относительно простой задачей, были открыты радиопульсары.

Ведущую роль в этом открытии сыграла аспирантка Джоселин Белл, которая в записях длинных рулонов бумаги от самописцев первая увидела строго периодические импульсы, следующие из одной и той же области неба. Довольно скоро мировое научное сообщество осознало, что радиопульсары представляют собой сильно замагниченные, быстро вращающиеся нейтронные звезды. В отличие от аккрецирующих нейтронных звезд, наблюдательные проявления которых должны быть обусловлены выделением гравитационной энергии в процессе аккреции, источником наблюдаемой активности нейтронных звезд-радиопульсаров является их вращательная энергия. Радиопульсары оказались столь необычными, что интерес к космическим источникам рентгеновского излучения у многих временно пропал. Более того, бытовало мнение, что и нейтронные звезды, и, возможно, черные дыры, скорее всего, — одиночные объекты.

Наша Земля тоже обладает магнитным полем, напряженность которого вблизи ее поверхности около 1 Гс, в то время как у поверхности типичного пульсара эта величина достигает тысячи миллиардов гауссов. Магнитное поле — это, прежде всего, сгусток энергии. Если по известной формуле А. Эйнштейна (E = mc2) пересчитать плотность магнитной энергии такой нейтронной звезды, то получится где-то около 40 г/см3!
Напомним, что средняя плотность обычного вещества Земли составляет 5,5 г/см3.

Первый радиопульсар в двойной звездной системе открыли Дж. Тэйлор и Р. Халс в 1975 году. Но несколькими годами раньше произошло еще одно событие в практической астрономии. Космической рентгеновской обсерваторией «Ухуру» (США) было обнаружено, что ряд источников — это аккрецирующие нейтронные звезды и черные дыры в тесных двойных звездных системах. Остановимся на этом событии более детально.

Уже после первых ракетных пусков стало ясно, что исследования неба в рентгеновских лучах требуют установки телескопов на специализированных спутниках. 25 сентября 1963 года Герберт Гурски и Рикардо Джиаккони подали в NASA хорошо обоснованный документ, в котором содержалась развернутая программа рентгеновских исследований с помощью орбитальных обсерваторий. И вот 12 декабря 1970 года стартовала первая такая обсерватория, «Ухуру». Чувствительность ее детектора в тысячи раз превышала прибор, установленный на ракете «Аэроби». И самое главное преимущество наблюдений со спутника — это возможность длительного мониторирования отдельных источников.

У ряда открытых ранее рентгеновских источников наблюдались периодические выключения потока с периодом, равным периоду обращения источника в двойной звездной системе. Вторым компонентом, который закрывал источник на некоторое время, оказалась обычная звезда. Отдельные источники оказались рентгеновскими пульсарами, из-за эффекта Доплера период следования импульсов от этих пульсаров также промодулирован с орбитальным периодом. Так были открыты аккрецирующие релятивистские звезды в двойных звездных системах.

Обсерватория «Ухуру» проработала три года, ее результаты оказались ошеломляющими. Было открыто множество новых рентгеновских источников, в составленном первом каталоге их было 339.

Сейчас космических рентгеновских источников самой различной природы (необязательно аккрецирующие релятивистские звезды в двойных системах!) сотни тысяч. С развитием сложной современной технологии изготовления рентгеновских телескопов с зеркалами косого падения началась новая эра в рентгеновской астрономии. Первый такой телескоп был установлен на космической обсерватории «Эйнштейн», запущенной в 1979 году. В начале 1990 годов с помощью рентгеновского телескопа с зеркалами косого падения на обсерватории РОСАТ был открыт рентгеновский свет и от Луны.

За прошедшее время утвердилось то, что сейчас называют стандартной моделью дисковой аккреции, и ее суть заключается в следующем. Представим себе двойную звездную систему, состоящую из обычной звезды и черной дыры. Размеры обычной звезды в такой системе ограничены критической полостью Роша. В процессе звездной эволюции размеры обычной звезды могут увеличиваться, и после заполнения полости Роша начинается перетекание вещества с ее поверхности в зону гравитационного влияния черной дыры.

В двойной системе из-за относительного орбитального движения компонентов вещество не падает прямо на черную дыру, а формирует вокруг нее дифференциально вращающуюся дискообразную оболочку. Скопившееся в таком диске вещество из-за трения между соседними слоями сильно разогревается и начинает светиться. Вещество в диске, быстро вращаясь, медленно приближается (аккрецирует) в радиальном направлении к черной дыре по мере отдачи момента количества движения. Свечение диска обусловлено выделением гравитационной энергии в процессе аккреции. Наиболее близкие к черной дыре внутренние части такого диска разогреваются столь сильно, что начинают излучать энергию в рентгеновском диапазоне электромагнитного спектра.

Образование аккреционного диска возможно и в более сложном случае, когда оптический компаньон, не заполняя свою полость Роша, истекает во все стороны звездным ветром. В этом случае естественно ожидать формирования головной ударной волны в зоне гравитационного влияния черной дыры на течение звездного ветра. После прохождения ударной волны в области «гравитационного» захвата черной дыры вещество начинает падать на нее, однако не строго радиально! Из-за орбитального вращения падающее вещество наделено удельным моментом количества движения, который несколько больше, чем орбитальный удельный момент количества движения черной дыры. При падении с сохранением момента вещество опережает орбитальное движение черной дыры, а затем на некотором расстоянии закручивается вокруг нее, формируя диск. А далее — опять аккреция в дисковом режиме!

Если в двойной системе на месте черной дыры находится сильно замагниченная нейтронная звезда, то ее магнитное поле разрушает аккреционный диск на расстоянии порядка 100 радиусов нейтронной звезды. Далее аккрецирующее вещество стремительно падает вдоль магнитных силовых линий, встречаясь с поверхностью нейтронной звезды вблизи магнитных полюсов. В рентгеновском спектре ударной волны появляется характерная циклотронная линия, ее положение позволяет измерить величину магнитного поля. Благодаря ему выходящее наружу излучение поляризовано. Обычно магнитные полюса не находятся вблизи их географических полюсов, в результате вращения нейтронной звезды она будет наблюдаться как аккреционный пульсар.

Создание стандартной модели дисковой аккреции было выполнено совместно с Р.А.Сюняевым. Работа была представлена на симпозиум № 55 Международного Астрономического Союза, который состоялся в Мадриде в мае 1972 года. Именно на этом симпозиуме докладывались не только результаты работы спутника «Ухуру», но и первые теоретические разработки по моделированию открытых этим аппаратом компактных рентгеновских источников в двойных звездных системах, то бишь аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд.

Нашу совместную с Рашидом работу докладывал Джим Прингл из Великобритании. И я, и Рашид были «невыездными» на тот момент времени. Тот доклад представлял собой введение в большую статью, которая вышла из печати в солидном европейском журнале Astronomy and Astrophysics в 1973 году. На основании этой работы российский ученый Игорь Новиков и Кип Торн из Калифорнийского Технологического института (США) аккуратно вычислили релятивистские поправки, обусловленные эффектами Общей теории относительности вблизи черных дыр.

В настоящее время цитируемость является одним из способов оценки работы в ученом сообществе. Число ссылок на нашу, совместную с Рашидом, пионерскую работу на середину апреля 2014 года, т. е. спустя более 40 лет после публикации, превысило 6540. На рис. 3 приведено распределение числа ссылок на эту работу по годам. [1]

Пока мы были молодыми, контроль со стороны ЯБ за нашей работой был необыкновенно сильным. Со временем научные интересы ЯБ сосредоточились на космологии. В копилку мировой космологической науки вошли «блины» Зельдовича, эффект Сюняева — Зельдовича, спектр Зельдовича — Харрисона и другие результаты его изысканий. Как профессор Московского университета он читал для студентов и аспирантов два годовых курса лекций — один год по строению и эволюции звезд, а второй год по космологии.

К лекциям он готовился необыкновенно тщательно с записыванием содержания лекций в тонкие школьные тетрадки. Каждый год это были новые тетради. На мне висела обязанность оповещения (как сейчас говорят, рекламы) о его курсах путем развешивания объявлений. Я присутствовал на многих его лекциях. Мы с Сергеем Блинниковым законспектировали его лекции, в результате этой деятельности появилось учебное пособие «Физичекие основы строения и эволюции звезд», написанное тремя авторами (Зельдович, Блинников и Шакура) и изданное издательством МГУ. В этом же издательстве появилось на свет и другое пособие: «Космология ранней Вселенной» — авторы: Долгов, Зельдович, Сажин.

В начале 1980-х годов Якову Борисовичу предоставили возможность организовать в ГАИШ МГУ теоретический отдел, который он назвал Отделом релятивистской астрофизики, подчеркивая тем самым важность и необходимость первоочередного развития фундаментальных исследований и в области релятивистских звезд (нейтронные звезды и черные дыры), и в области современной космологии.

ЯБ пользовался необычайно огромным авторитетом в научном сообществе. Кроме звания трижды Героя Социалистического Труда он был награжден многими орденами и медалями Советского Союза. Его избрали иностранным членом многих зарубежных академий и почетным членом ряда физических обществ и университетов, он был удостоен многими почетными научными медалями.

Яков Борисович Зельдович скончался 2 декабря 1987 года в Москве и похоронен на Новодевичьем кладбище. Его именем названа малая планета 11438. 11 февраля 2014 года Президиум РАН принял решение учредить Золотую медаль его имени, а также установить мемориальные доски в честь ЯБ на зданиях Института прикладной математики им. М.В. Келдыша РАН, Института космических исследований РАН и Института химической физики им. Н.Н. Семенова РАН. Его именем будет названа одна из улиц в районе МГУ.

1. О самой цитируемой статье (Black Holes in Binary Systems. Observational appearance Shakura, N.I., Sunyaev, R.A. // Astron. Astrophys. 1973. Vol 24. P. 337-355) см. также интервью С. Попова с Н.И. Шакурой «Крутятся диски» в ТрВ-Наука, № 1, 1 апреля 2008 года. www.scientific.ru/trv/2008/001/shakura.html