ノーラン監督が撮影しなかった「オッペンハイマー」の裏話を明らかにする

最近、ノーラン監督・脚本による伝記映画「オッペンハイマー」が世界中で公開され、「原爆の父」として知られるこの伝説の科学者が再び人々の注目を集めている。しかし、オッペンハイマーの複雑な人生経験のせいで、原子爆弾の開発以外の彼の学術的貢献、特に天体物理学などの分野での業績はほとんどの人に無視されてきた。今日は、オッペンハイマーの裏話についてお話ししましょう。

原爆による苦難の人生

オッペンハイマーは「アメリカのプロメテウス」と呼ばれている。 1942年、彼はマンハッタン計画の主任科学者に任命され、原子爆弾の開発を担当した。映画「オッペンハイマー」には、マンハッタン計画の軍事責任者であるグローブスがオッペンハイマーに、原子爆弾が地球上のすべての生命を絶滅させる可能性はどのくらいあるかと尋ねたという詳細があります。オッペンハイマーは冷静に答えた。「確率はゼロに近い」グローブス氏はこう尋ねた。「ゼロに近い？ゼロは良いことだ。」

映画「オッペンハイマー」のスチール写真

この考えは今日ではほとんど奇妙に思えるが、実際には、原子爆弾が地球を燃やす可能性があるという懸念はマンハッタン計画全体にわたって存在していた。

これは、マンハッタン計画においてオッペンハイマーが、核分裂によって生じる極めて高温の条件下では、水素などの軽い原子がより重い原子核に凝集し、より巨大なエネルギーを放出できることを発見したためである。この発見は後に水素爆弾の開発につながりました。大気中の水素含有量は極めて少ないが、原子爆弾の爆発後の高温により水蒸気中の水素原子が分離し、大規模な連鎖核融合が引き起こされる可能性がある。言い換えれば、原子爆弾は地球そのものを巨大な膨張する火の玉に変えてしまう可能性がある。

1945年、オッペンハイマーはチームを率いて世界初の原子爆弾を開発し、実験爆発に成功しました。巨大なキノコ雲がニューメキシコの空に上がったとき、オッペンハイマーはそれが地球を燃え上がらせなかったことに不満だった。彼は後に、インドの叙事詩『バガヴァッド・ギーター』の一節を思い出したと述べている。「私は今や死の神、世界の破壊者だ。」後世の人々は主にこの一節をオッペンハイマーの反核姿勢を証明するために引用したが、現場に居合わせた何人かの証言を引用した歴史家によれば、当時オッペンハイマーが口走ったのは実際にはもっと決まり文句だった。「これは機能する」

1ヵ月後、米軍は日本の広島と長崎に原子爆弾を投下し、第二次世界大戦は終結した。この後、オッペンハイマーは二度と兵器の研究に携わることはなかった。

天体物理学の忘れられた成果

マンハッタン計画を率いる前の時期は、特に天体物理学などの分野においてオッペンハイマーの学術的経歴のハイライトであった。オッペンハイマーの天体物理学への貢献を理解するために、まず物理学の知識を復習しましょう。

星は主に水素とヘリウムで構成されています。星の巨大な重力により、これらの物質は星の中心部で一連の核融合反応を起こし、エネルギーを放出します。これらのエネルギーは星の内部から外向きの巨大な放射圧を提供し、巨大な重力条件下で星が内側に崩壊するのを防ぎます。この段階の平衡状態は、天文学では主系列段階と呼ばれています。

星内部の核反応が限界に達し、燃料が尽きたときに星はどのような力に頼って自らを維持するのでしょうか？パウリの排他原理によれば、フェルミオンで構成されたミクロの世界では、2つ以上の粒子がまったく同じ状態にあることはできず、粒子が一緒になる場合は必然的に反発し合うことになります。電子、陽子、中性子はすべてフェルミオンであるため、すべてパウリの排他原理に従います。このように、フェルミオンの相互反発は、核反応燃料を使い果たした後の星の運命を形作ります。

映画「オッペンハイマー」のスチール写真

インド系アメリカ人物理学者チャンドラセカールは、従来の白色矮星は電子の縮退圧力を利用して自身の巨大な重力に抵抗するが、白色矮星の質量が一定の上限を超えると、電子が圧縮されて核内の陽子と結合し、白色矮星が自身の重力に抵抗する力が無効になり、壊滅的な崩壊を引き起こすと提唱した。 1930年、チャンドラセカールは白色矮星の質量の上限を計算した。これが「チャンドラセカール限界」である。典型的な白色矮星の場合、チャンドラセカール限界は太陽の質量の約 1.4 倍です。

1939年にヴォルコフと共同で発表した論文で、オッペンハイマーは白色矮星よりも密度が高い安定した解、つまり回転しない中性子星モデルを提案した。このモデルは、一般相対性理論と理想フェルミ気体方程式を使用して、安定した非回転中性子星には質量の上限があることを証明します。後に、この上限は「トールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界」と呼ばれるようになりました。

しかし、この論文では中性子間の合成圧力のみを考慮し、熱圧力や中性子間の強い力を無視していたため、得られた質量の上限は太陽の質量のわずか0.7倍という誤りに過ぎませんでした。現代の原子物理学では、基本的に「トールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界」の値は太陽の質量の 2 倍以上であるはずだと確認できます。 2017年、レーザー干渉計重力波観測所は、1億3000万光年離れたNGC4993銀河で初めて2つの中性子星の合体を検出した。その観測の結果、中性子星の「トールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界」は太陽の質量の2.17倍を超える可能性があることが示された。

ブラックホールの存在を予測する

1939年、オッペンハイマーと彼の弟子スナイダーは、星の運命を極限まで押し進めたもう一つの画期的な論文「継続的な重力収縮について」を発表しました。この論文では、十分な質量を持つ恒星が核燃料を使い果たした後、恒星は自身の重力によって収縮し続け、シュワルツシルト半径まで縮小することを証明した。シュワルツシルト半径内では光さえも逃げることができず、天体全体が暗くなります。このような天体は後に「ブラックホール」と呼ばれるようになりました。

1950年のアインシュタインとオッペンハイマーの会談

この論文は、アインシュタインの一般相対性理論を用いて、ブラックホールの形成過程を明確に提案しただけでなく、今日まで時代遅れになっていない一連のブラックホールの特徴を具体的に指摘した。興味深いことに、オッペンハイマーが一般相対性理論の枠組みの中でブラックホールに関するこの論文を完成させていたとき、一般相対性理論を提唱したアインシュタインは、ブラックホールが存在できないことを証明しようとしていた。

3年後、オッペンハイマーはロスアラモスに行き、そこで世間に「原爆の父」としてのイメージを確固たるものにした。物理学者の目から見れば、オッペンハイマーの生涯における最も重要な貢献は、ブラックホールが形成されることを証明した研究であった。

楊振寧はかつて、惜しげもなくこうコメントした。「彼が1967年に癌で亡くなったとき、ブラックホールの存在は天体物理学ではまだ広く認識されていませんでした。彼があと5年生きていたなら、ブラックホールは誰もが認識していたでしょう。」これはこの映画の監督ノーランが語らなかった物語です。

（著者：王中山、写真提供：Stills Review専門家：中国航天科学技術集団科学技術委員会副委員長、江凡）