Если бы Хокинг пропустил хотя бы одну из этих лондонских встреч, это была бы горькая гримаса судьбы, поскольку именно благодаря им наметился новый поворот во всей его научной карьере. Как-то раз на докладе в Королевском колледже Роджер Пенроуз познакомил коллег с представлением о сингулярности пространства-времени в центре черной дыры, и кембриджскую группу это, естественно, очень увлекло. Вечером по дороге домой в Кембридж они сидели в купе второго класса и обсуждали все, что узнали сегодня на докладе. Хокингу не хотелось разговаривать, и он смотрел в окно на темнеющие поля, мчавшиеся мимо, и на отражение приятелей в стекле. Коллеги спорили о тонкостях математической модели Пенроуза. Тут Хокинга осенило, и он отвернулся от окна и сказал сидевшему напротив Сиаме: «Интересно, что будет, если применить теорию сингулярности Пенроуза ко всей Вселенной». Как выяснилось, одна эта идея, в сущности, спасла диссертацию Хокинга и открыла перед ним дорогу к славе звезды первой величины в мире науки.

Пенроуз опубликовал свои идеи в январе 1965 года; к этому времени Хокинг уже принялся за работу, а все благодаря вдохновению, которое снизошло на него по дороге домой из Лондона в Кембридж вечером после доклада. Применить теорию сингулярности ко всей Вселенной – задача отнюдь не из простых, и через несколько месяцев Сиама заподозрил, что его юный студент вот-вот совершит поразительное открытие. А Хокинг впервые погрузился в работу с головой. Он рассказывает:

Когда Хокинг решил, что математические расчеты, стоящие за его идеями, его устраивают, он приступил к самому тексту. Тут пришлось основательно повозиться, поскольку первую половину пребывания в Кембридже Хокинг, в сущности, блуждал в потемках. Они с Сиамой долго не могли подобрать ему подходящую тему, поэтому в диссертации осталось много пробелов и вопросов без ответа. Но все спасло применение теории сингулярности, мысль, посетившая Хокинга на третьем году.

Последняя глава диссертации Хокинга – шедевр научной мысли, и именно за нее ему присудили степень доктора философии. Оценивали работу научный руководитель Деннис Сиама и независимый эксперт. Диссертацию могут не только принять или отклонить, но и отложить защиту, и тогда соискатель должен подать ее повторно через некоторое время, обычно через год. Благодаря последней главе Хокинг избежал подобных унижений, и комиссия присудила ему искомую степень. С тех пор двадцатитрехлетний физик получил право именоваться «доктор Стивен Хокинг».

К началу 1960-х астрономы уже выяснили, что любая звезда, в которой содержится в три раза больше вещества, чем в нашем Солнце, обречена рано или поздно погибнуть, схлопнувшись под воздействием собственной массы в так называемую черную дыру. Более чем за два десятка лет до этого ученые, опираясь на уравнения ОТО Эйнштейна, вычислили, что такой объект искривляет пространство-время вокруг себя таким образом, что эта масса оказывается полностью отрезанной от остальной Вселенной. Если мимо черной дыры пройдет луч света, его согнет так, что даже фотоны будут кружиться по орбите вокруг центральной «звезды» и никогда не смогут вырваться во внешнюю Вселенную. Очевидно, поскольку такой объект не излучает света, он будет черным, и именно поэтому американский релятивист Джон Уилер в 1969 году назвал эти мертвые звезды черными дырами.

Но хотя все знали, что ОТО предсказывает существование подобных объектов, к тому времени, когда Хокинг завершал учебу в университете и переходил к самостоятельным исследованиям, к идее черных дыр никто не относился серьезно. Дело в том, что было открыто уже очень много звезд с массой гораздо больше трех масс Солнца. Они не схлопываются, потому что идущие в их недрах ядерные реакции поддерживают высокую температуру. Жар создает направленное наружу давление, которое и позволяет звезде сопротивляться гравитации. Астрономы знали, что, когда у таких звезд кончается ядерное «топливо», они взрываются и выбрасывают в космическое пространство свою внешнюю оболочку. Еще тридцать лет назад астрономы считали, что в результате подобного взрыва выбрасывается столько вещества, что масса оставшегося ядра меньше трех масс Солнца, а может быть, когда остатки звезды начинают сжиматься, в игру вступает какое-то другое давление, природу которого еще не выяснили.

Это ошибочное представление подкреплялось еще и тем, что астрономы постоянно открывали старые мертвые звезды. Эти звездные останки всегда имели массу чуть меньше массы Солнца, однако сжимались в объем, примерно равный объему Земли. Такие звезды размером с планету называются белыми карликами. Гравитации, которая сжимает их изнутри, противостоит давление высвободившихся из атомов электронов, которые действуют как электронный газ. Белые карлики такие плотные, что каждый кубический сантиметр их вещества весит миллион граммов. До 1967 года это были самые плотные известные объекты во Вселенной.

Но, хотя астрономы не предполагали всерьез, что может существовать что-то плотнее белого карлика, некоторым математикам нравилось развлекаться с уравнениями Эйнштейна, чтобы разобраться, что будет с веществом, если его сжать до еще более высоких плотностей. Уравнения говорили, что, если в три раза больше вещества, чем в Солнце, сжать до сферы с радиусом чуть меньше девяти километров, пространство-время в окрестностях этой сферы исказится так сильно, что оттуда не сможет вырваться даже свет. Мы знаем, что быстрее света перемещаться невозможно, следовательно, из окрестностей такого объекта не может вырваться в принципе ничего, поэтому математики иногда называли его «коллапсар» («коллапсирующая звезда»). Коллапсар – это бесконечный бездонный провал, куда может упасть все что угодно, но откуда ничего никогда не выходит. А плотность внутри коллапсара выше, чем в ядре атома, а это, как думали теоретики того времени, конечно, невозможно.

На самом деле ученые рассматривали вероятность существования звезд с плотностью атомного ядра, правда, не всерьез. К 1930-м годам физики знали, что ядро атома состоит из тесно упакованных частиц – протонов и нейтронов. Каждый протон несет единицу положительного заряда, нейтроны, как следует из их названия, электрически нейтральны, однако масса нейтрона примерно равна массе протона. В обычных атомах вроде тех, из которых состоит эта книга, каждое ядро окружено облаком электронов. Каждый электрон несет единицу отрицательного заряда, и электронов в атоме столько же, сколько протонов, так что атом в целом электрически нейтрален.

Но в атоме очень много пустого пространства. Ядро крошечное, но очень плотное, а электронное облако огромное (по сравнению с ядром) и разреженное. Пропорции атома таковы, что ядро в нем – словно песчинка посреди концертного зала. В белых карликах некоторые электроны из-за высокого давления оказываются вырванными из атомов, и ядра плавают в море «обобществленных» электронов, принадлежащих звезде в целом, а не конкретному ядру. Но между ядер все равно остается много свободного пространства, хотя это пространство и содержит электроны. Каждое ядро заряжено положительно, а поскольку одинаковые заряды отталкиваются, ядра держатся на расстоянии друг от друга. Однако квантовая теория учит нас, что все же есть способ сделать звезду плотнее белого карлика. Если звезда под воздействием гравитации еще сильнее сжимается, электроны вынуждены соединяться с протонами, образуя нейтроны. В результате получается звезда, состоящая из одних нейтронов, а их можно упаковать тесно, как протоны и нейтроны в ядре атома. Это и есть нейтронная звезда.