Гамов Дж. Моя мировая линия: Неформальная автобиография
Подождите немного. Документ загружается.
и
Фред
Жолио-
Кюри,
Франсуа
Перрен
и
несколько
других
французских
физиков)
зашел
об
обычаях
немецких
студен
ческих
корпораций,
о
чем
и
я
знал
от
проводящих
лето
в
Копенгагене.
Для
того,
чтобы
вступить
в
корпорацию,
кандидат
дол
жен
был
сделать
какой-
нибудь
публичный
фортель
и
любимым
заданием
было
«поцеловать>
бронзовую
статую
крестьянской
девушки
в
фонтане
на
рыночной
площади
города.
Там
всегда
дежурил
полицейский,
и
чтобы
отвлечь
его
внимание
от
фонтана,
когда
шутка
совершалась, пара
помощников
обычно
инсценировала
кулачную
драку
на
углу
площади.
Так
как
бронзовая
девушка
держала
одной
рукой
большой
кувшин,
а
другой
-
гуся,
и
вода
лилась
свободно
из
обоих,
студент,
который
проходил
испытание,
обычно
становился
мокрым
с
головы
до
ног,
даже
если
он
умудрялся
избежать
ареста.
Я
рассказал
эту
историю
по-
французски,
на
языке,
пол
ном
скрытых
ловушек.
Когда
я
хотел
сказать,
что
парень
должен
был
поцеловать
бронзовую
девушку,
я
естественно
предполагал,
что
этот
глагОЛ
образуется
из
существитель
ного
поцелуЙ.
Так
как
я
знал,
что
по-
французски
поцелуй
переводится
как
ип
baiser,
я
считал,
что
глагол
должен
быть
baiser.
Не
знал
я,
что
в
долгой
истории
французско
го
языка
глагол
baiser,
используемый
в
этом
случае,
стал
описанием
значительно
более
интимной
связи
между
мужчи
ной
и
женщиной.
В
современном
французском,
говоря
0_110-
целуе,
нужно
использовать
глагол
embrasser,
но
я
не
сов-
сем
уверен,
что он
используется
как
синоним
простого
по-
целуя.
Когда
я
сказал,
что
юноша
должен
был
baiser
юную
де
вушку,
за
обеденным
столом
воцарилось
молчание.
Тогда
Фред
Жолио-
Кюри
бросил
реплику:
«Ах!
Это
было бы
очень
трудно!»
и
все
разразились
громом
смеха.
Но
мне
было
вовсе
не
до
смеха;
я
мог
думать
только
о
разговоре
между
мадам
Кюри
с
Полем
Ланжевеном,
который
должен
был
со
Стояться
на
следующее
утро.
На
следующий
день
я
сидел
в
библиотеке
Сорбоннского
института
Пьера Кюри,
директором
109
которого
была
теперь
мадам
Кюри,
и
пытался
заставить
себя
читать
какие-
то
текущие
научные
Журналы,
но
смысл
прочитанного
с
трудом
доходил
до
меня.
Время
тянулось
очень
медленно;
наконец,
вошла
мадам
Кюри.
«Гамов,
-
сказала
она,
положив
руку
1'(а
мое
плечо,
-
я
говорила
с
Ланжевеном.
Вы
можете
остаться
здесь.:.
Это
было
моим
освобождением
от
noblesse
obIige,
и
все
теперь
было
в
полном
порядке.
В
то
время
ходила
молва,
что
мое
рещение
возвращаться
домой
привело
к
задержке
в
России
Петр<\
Капицы,
который
был
там
в
то
лето.
Это
определенно
непраВда.
Корни
задержки
Капицы
во
время
его
посещения
России
в
1934
г.
лежат
гораздо
глубже
по
времени.
С
тех
пор
как
Капица,
первоначально
покинувший
Россию
как
не
прн
влекавший
внимания
молодой
физик,
cTaJj
заметен
резуль
татами
своей
работы
в
Кембридже,
COBeTtKoe
правительство
вознамерилось
вернуть
его
обратно.
Когда
после
длитель
ного
пребывания
в
Англии
он
впервые
веРI{улся
в
Россию
по
приглашению
Советского
правительства,
Резерфорд
написал
в
качестве
предупредительной
меры
COIleTcKoMY
послу
в
Англии,
прося
о
гарантиях
того,
что
I\апица
вернется
в
Кембридж
4:В
сентябре
этого
года:..
Такие
гарантии
были
даны,
и
Капица
вернулся
в
Кем-
бридж
точно
в
назначенный
срок.
Та
же
нроцедура
повторя
лась
при
всех
его
последующих
визитах,
за
исключением
последнего.
В
тот
раз
Капица
сказал
Резерфорду,
что
«письмо
О
гарантиях»
не
нужно,
так
Как
он
совершенно
уверен,
что
не
будет
задержан.
Он
добавил,
что
одно
вы
сокое
официальное
лицо
сказало
ему
ПРl{мерно
следующее:
«Послушайте,
Вы
должны
понять,
что
никто
теперь
не
хочет
у
дерЖИВEJТЬ
Вас
здесь
силой.
И
как-
то
ниже
нашего
до
стоинства
давать гарантии
этого
строгому
британскому
лорду,
который
не
понимает
таких
вещеЙ~.
Поэтому
Капица
отправился
в
Россию
на
этот
раз
со
своей
женой,
своей
автомашиной
и
большими
планами
на
Отпуск,
но
без
«гаран
тий:.
на
возвращение.
110
Когда
Капице
было
отказано
в
возвращении
в
Кембридж
в
октябре
1934
г.,
летняя
сессия
Мичиганского
университета
закончилась,
и
я
как
раз
прибыл
в
Вашингтон
как пригла
шенный
профессор
при
Университете
Дж.
Вашингтона.
Я
заре
гистрировался
как
советский
гражданин
в
консульском
от
деле
Советского
посольства
и
обратился
за
продлением
своего
паспорта
до
следующего
лета.
В
самом
деле,
в
те
чение
той
зимы
Ро
и
я
поддерживали
контакт
с
консульст
вом
и
даже
ходили
в
кино
с
некоторыми
из
его
сотрудни
ков,
критикуя
фильмы
Голливуда.
Случай
с
Капицей
лишь
укрепил
мое
решение
не
возвращаться
в
Ленинград.
Но
прежде
чем
покинуть
Европу
на
летнюю
сессию
в
Энн
Арборе,
нужно
было
решить
проблему,
как
прожить
зиму;
она
решилась
без
труда.
Мое
время
разделилось
на
три
пе
риода:
двухмесячное
стипендиантство
в
Институте
Пьера
Кюри,
два
месяца
в
Кавендишской
лаборатории
и
два
месяца
с
Бором
в
Копенгагене.
В
начале
лета
я
отплыл
на
крошеч
ном
датском
судне
под
названием
«Соединенные
Штаты»
(не
путать
с
современным
океанским
лайнером
под
тем
же
на
званием).
Во
время
пребывания
в
Энн-Арборе мне
был
пред
ложен
пост
профессора
при
Университете
дж.
Вашингтона.
Забавная
деталь
состояла
в
том,
что
когда
в
Кембридже
у
меня
не
хватило
денег
для
покупки
трансатлантических
би
летов,
мне
пришлось
занять их
у
Резерфорда.
Позже,
в
КО
пенгагене,
я
снова
должен
был
занять
деньги,
на
этот
раз
у
Бора,
чтобы
оплатить
счет.
После
того,
как
я
получил
несколько
ежемесячных
платежных
чеков
от
Университета
дж.
Вашингтона,
я
сэкономил
достаточно,
чтобы
оплатить
свои
долги,
и
отправился
в
почтовое
отделение,
чтобы
сделать
два
иностранных
денежных
перевода.
Почтовый
слу
жащий,
который,
конечно,
не
был
физиком,
естественно
не
удивился
ни
одному
из
этих
имен.
А
вот
я
до
сих пор
со
жалею,
что
не
сохранил
квитанции
отправлений,
которые
так
и
просились
«в
рамку».
Так
-
в
безнадежном
положении
-
я
начал
свою
жизнь
в
Соединенных
Штатах.
111
ПОСЛЕСЛОВИЕ:
ЗАМЕТКИ
О
МОЕЙ
ЖИЗНИ
В
СОЕДИНЕННЫХ
ШТАТАх
39
Мне
кажется
разумным
разделить
свою
деятельность
в
течение
35
лет,
которые
я
провел
в
Соединенных
Штатах,
на
три
отдельных
блока:
1)
научные
исследования,
2)
военные
консультации
и
3)
написание
популярных
книг.
Научные
исследования
Один
из
пунктов
соглашения,
которое
я
заключил
с
пре
зидентом
Университета
дж.
Вашингтона
д-
ром
Флойдом
Х.
Мар
вином,
когда
меня
принимали
на
должность
профессора,
со
стоял
в
том,
что
еще
один
физик-
теоретик
по
моему
выбору
должен
быть
приглашен
для
обсуждения
со
мной
научных
проблем.
Таким
человеком
стал,
естественно,
Эдвард
Тел
лер,
венгр
по
рождению,
физик,
который
в
то
время
зани
мал
временную
должность
в
Англии.
Несколько
лет
тому
на
зад
в
одной
из
американских
статей
M/te
был
приписан
вклад
в
создание
водородной
бомбы
-
перевод
Эдварда
Тел
лера
в
эту
страну;
есть,
конечно,
доля
остроумия
в
таком
утверждении.
Но
в
течение
предвоенных
лет
Эдвард
и я
были
заняты
самой
мирной
деятельностью,
изучая
«неделя
щиеся»
ядра.
Вероятно,
наш
самый
важный
вклад
в
ядерную
физику
в
тот
период
состоял
в
формулировке
того,
что
теперь
из
вестно
как
правило
отбора
Гамова
-
Теллера
для
бета
распада,
которое
слишком
абстрактно,
чтобы
его
объяснить
простыми
словами.
В
основном,
правило
сводится
к
ответу
на
вопрос,
как
электрон
покидает
ядро
в
процессе
бета
превращения:
прямо
вылетает
из
ядра
по
радиальному
век
тору
или
движется
по
гиперболической
траектории.
Энрико
112
Ферми,
который
создал
теорию
бета-
превращений,
принимал
первую
возможность,
а
Теллер
и я
нашли,
что
предположе
ние
Ферми
неправильно.
В
самом
деле,
оказалось,
что
во
многих
случаях
бета-
частица
может
легче по
кидать
ядро,
двигаясь
именно
по
гиперболической
траектории.
Но,
по
ступая
так,
электрон
должен
«перевернуть
свой
спин»
факт,
который
давал
некоторые
важные
намеки
в
отношении
магнитного
взаимодействия
электрона
и
ядра.
Работа
над
правилом
отбора
Гамова
-
Теллера
была
моим
последним
существеиным
вкладом
в
области
«чистой»
ядер
ной
физики,
так как
я
все
более
и
более
заинтересовывал
ся
применением
ядерной
физики
к
объяснению
астрофизичес
ких
явлений.
В
течение
этих
лет
экспериментальное
знание
в
отношении
искусственных
ядерных
превращений,
вызванных
столкновением
протона,
накоплялось
с
высокой
скоростью,
и
я
чувствовал,
что
наступило
время
пересмотреть
ранние
попытки
Хоутерманса
и
Аткинсона
в
объяснении
источника
энергии
на
Солнце
и
других
звездах
термоядерными
реак
циями,
вызванными
очень
высокими
температурами.
Поэтому
мы
с
Теллером
решили,
что
весной
1938
г.
на
конференции
по
теоретической
физике,
ежегодно
организуемой
Универси
тетом
Дж.
Вашингтона
и
Институтом
Карнеги
в
Вашингтоне,
должиы
быть
рассмотрены
проблемы
термоядерных
источников
энергии
в
звездах.
Среди
приглашенных
физиков-
теоретиков
и
астрофизиков
был
Ганс
Бете,
который
тогда
ничего
не
знал
о
внутренности
звезд,
но
все
-
о
внутренности
ядра.
КОНференция
была
очень
интересной,
просто
захватывающей,
и
к
концу
ее
Бете
выступил
с
возможной
схемой
ядерных
реакций,
включающих
водород
и
углерод,
которые
могли
бы
производить
достаточно
энергии,
чтобы
объяснить
наблюда
емое
излучение
Солнца.
По
возвращении
в
Корнельский
уни
верситет
он
уточнил
детали
такого
процесса,
который
стал
с
тех
пор
известен
как
знаменитый
углеродный
цикл.
Незадолго
до
той
конференции мой
бывший
аспирант
Чарлз
к.ритчфилд
предложил
другой
энергопроизводящий
про
цесс,
иазванный
протон-
протонной
реакцией
(Н-Н),
которая
113
начинается
со
столкновения
между
двумя
протонами,
кОто
рые
затем
образуют
дейтерий
(ядро
тяжелого
водорода)
с
испусканием
положительного
электрона
и
нейтрино.
При
вы
числении
скорости
этого
процесса
Чарлз
столкнулся
с
ма
тематической
трудностью
и
не
смог
получить
окончательно
го
результата.
Когда
он
сообщил
об
этом
Гансу
Бете,
по
следний
преодолел
трудность,
и
Н-Н-
реакция
стала
конку
рирующей
к
углеродному
циклу.
Мы
теперь
знаем,
что
на
Солнце
именно
Н-Н-
реакция,
а
не
углеродный
цикл,
играет
доминирующую
роль.
То
же
верно
для
всех
звезд
слабее
Солнца,
в
то
время
как на более
яркнх
звездах,
такнх
как
Сириус,
доминирует
углеродный
цнкл.
Лето
1939
г.
я
провел
со
своей
семьей,
отдыхая
на
взморье
Копакабана
в
Рио-
де-
ЖанеЙро.
Однажды
вечером,
когда
я
зашел
в
знаменитое
Казино
да
Урка,
чтобы
ПОСМОт
реть
на
карточную
игру,
меня
представили
молодому
фи
зику-
теоретику
Марио
Шёнбергу,
родившемуся
на
плантации
реки
Амазонки.
Мы
стали
друзьями,
и я
устроил
ему
Гуг
генхеймскую
стипендию,
чтобы
он
мог
провести
год
в
Ва
шингтоне,
,работая
со
мной
в
области
ядерной
астрофизики.
Его
работа
оказалась
очень
плодотворной,
и
мы
изучили
процесс,
который
мог
бы
быть
ответственным
за
грандиоз
ные
звездные
взрывы,
известные
как
сверхновые.
В
част
ности,
были
рассмотрены
альтернативное
поглощение
и
по
вторная
эмиссия
одного
из
тепловых
электронов
разными
атомными
ядрами
в
очень
горячей
(миллиарды
градусов!)
внутренней
области
звезды.
Оба
процесса
сопровождаются
испусканием
нейтрино
и
антинейтрино,
которые,
обладая
огромной
проникающей
способностью,
проходят
через
тело
звезды
подобно
рою
москитов
сквозь
сетку
для
цыплят
и
несут
с
собой
огромное
количество
энергии.
Поэтому
звездная
внутренность
быстро
охлаждается,
давление
пада
ет
и
тело
звезды
коллапсирует
с
огромным
выбросом
света
и
тепла.
Все
это
слишком
сложно
для
объяснения
непрофесси
О
-
нальным
языком,
и я
упоминаю
это
только
как
фон
длЯ
114
того,
чтобы
показать,
как
мы
пришли
к
названию
такого
I1роцесса.
Мы
назвали
его
урка-
процессом,
отчасти
чтобы
отметить
казино,
в
котором
мы
впервые
встретились,
и
от
части
потому,
что
урка-
процесс
приводит
к
быстрой
откач
ке
тепловой
энергии
изнутри
звезды,
подобно
быстрому
ис
чезновению
денег
из
карманов
игроков
в
I(азино
да
Урка.
Посылая
нашу
статью
об
урка-
процессе
для
публикации
в
Physical Review,
я
опасался,
что
издатели
могут
поинте
ресоваться,
почему
мы
назвали
процесс
«урка:..
После
дол
гих
размышлений
я
решил
сказать,
что
это
сокрашение
от
unrecordabIe
colling
adent
(недетектируемый
охлаждающий
агент),
но
они
ничего
не
спросили.
Сегодня
известны
дру
гие
охлаждающие
процессы,
включающие
нейтрино,
которые
работают
даже
быстрее
чем
урка-
процесс.
Например,
может
образоваться
нейтринная
пара
вместо
.двух
гамма-
квантов
с
аннигиляцией
положительного
и
отрицательного
электронов.
Другое
событие
в
астрономии
относилось
к
так
называе
мым
белым
карликам
-
сильно
коллапсированиым
звездным
телам,
плотность
которых
примерно
в
миллион
раз
больше
плотности
воды.
Эти
белые
карлики
представляют
собой
ко
нец
эволюции
звезд,
когда
совершенно
исчерпываются
внут
ренние
энергетические
источники,
которые
сохраняют
звез
ды
нормальными
подобно
нашему
Солнцу
-
исторгающими
и
светящимися.
Они
деЙствительно
являются
звездными
трупа
ми
и
остаются
теплыми
только
потому,
что
не
прошло
до
статочно
времени
для
их
охлаждения.
По
проwествии
доста
точного
времени
они
потеряют
все
свое
тепло
и
превратят
ся
в
«черные
карлики»
-
темные
массивные
тела,
бесцельно
движущиеся
через
пространство
Вселеиной.
Первым
из
белых
карликов
был
открыт
спутник
Сириуса,
извеСТfJЫЙ
также
как
Сириус
Б.
В
то
время
как
главная
звезда
(Сириус
А)
в
3,5
раза
более
массивна
и
в
26
раз
ярче
Солнца,
Сириус
Б
Имеет
почти
ту
же
массу,
как
и
Солнце,
но
светится
в
300
раз
слабее.
Но
главное,
однако,
состоит
в
том,
что
буду
'111
таким
же
массивным
как
Солнце,
Сириус Б
лишь
слегка
БОЛьшего
размера,
чем
Земля
из-
за
его
крайней
компакт-
115
ности.
Согласно
теории,
впервые
предложенной
британским
физиком
Р.
Г.
Фаулером,
все
атомы
внутри
белых
карликов
совершенно
раздавлены
и
образуют
смесь
свободных
элект
ронов
и
голых
атомных
ядер.
Вычисления
индийского
астро
физика
С.
Чандрасекара
привели
к
однозначной
математичес
кой
связи
между
массой
белого
карлика,
его
размером
и
содержанием
в
нем
водорода.
Масса
Сириуса
Б,
которая
легко
может
быть
оценена
применением
законов
Кеплера
для
системы
Сириус
А
и
Сириус
Б,
оказалась
равной
95 %
массы
Солнца.
Но
как
из
мерили
радиус
далекой
звезды,
которая
выглядит
точкой
даже
в
самый
сильный
телескоп?
Это
может
быть
сделано
на
основе
общей
теории
относительности
Эйнштейна,
которая
утверждает,
что
все
физические процессы
замедляются
сильиыми
гравитационными
полями.
На
поверхности
компакт
ного
тела
Сириуса
Б
гравитационный
потенциал,
конечно,
очень велик
и
следует
ожидать,
что
колебания
всех
атомов
должны
быть
существенно
замедлены,
что
при
водит
к
замет
ному
смещению
всех
спектральных
линий
к
красному
концу
спектра.
Можно
было бы
легко
наблюдать
такое
красное
смещение,
если
бы
Сириус
Б
был
одиночной
звездой.
Но,
к
сожалению,
он
всегда
находится
рядом
со
своим
ведущим
-
сверкающим
Сириусом
А,
который
в
несколько
тысяч
раз
ярче
его.
Трудная
задача
по
наблюдению
спектральных
линий
Си
риуса
Б
была
решена
в
1914
г.
в
обсерватории
Маунт
Вил
сон
В.
С.
Адамсон,
который
решил,
что
лучше
всего
сделать
это,
отсекая
яркий
свет
Сириуса
А
краем
лезвия
бритвы.
К
счастью,
в
то
время
расстояние
между
двумя
компонентами
Сириуса
было
сравнительно
большим,
так что
Адамс
пре
успел
в
получении
крошечного
следа
спектральных
линий
спутника.
Из
измеренного
красного
смещения
следовало,
ч'['()
радиус
Сириуса
Б
равен
0,023
от
радиуса
Солнца,
и
фор
мула
Чандрасекара
УК'азывала
на
содержание
водорода
при
мерно
в
35
%.
116
В
таком
виде
вопрос
оставался
до
1939
г.,
когда
угле
родный
цикл
и
Н-Н-
реакции
были
введены
для
объяснения
источника
энергии
в
звездах.
Если
применить
формулы
для
скоростей
термоядерных
реакций
к
Сириусу
Б,
сразу
стано
вится
ясиым,
что
он
вообще
не
может
содержать
водорода,
так как
даже
малый
процент
водорода
поднял
бы
скорость
воспроизводства
энергии
до
невероятной
величины.
Поэтому
фнзики-
ядерщики
настаивали,
что
радиус
Сириуса Б
должен
быть
по
крайней
мере
в
три
раза
меньше,
чем
это
следова
ло
из
наблюдений
Адамса.
Однако
астрономы
настаивали,
что
наблюдения
должны
быть
правильными
и
что
физики
ядерщики
сделали
какую-то
ошибку
в
своих
вычислениях.
Естественным
было
бы,
конечно,
повторить
измерения
Адам
са
по
красному
смещению,
но
в
то
время
Сириус
Б
был
так
близок
к
своему
яркому
ведущему,
что
решение
задачи
ка
залось
безнадежным.
И
вот
только
совсем
недавно,
когда
две
компоненты
Сириуса
снова
разделились
на
более
значи
тельное
расстояние,
измерения
были
повторены
советским
астрономом
Климом
Белобородовым
с
результатом,
что
ради
ус
Сириуса
Б
оказался
действительно
0,023
(а
не
0,008)
радиуса
Солнца,
как
требовалось
расчетами,
основанными
на
термоядерных
реакциях.
Более
общей
проблемой,
чем
превращения
легких
элемен
тов
и
производство
энергии
в
звездах,
была
распростра
ненность
всех
химических
элементов
во
Вселенной.
В
40-
х
годах
не
совсем
правильно
считалось,
что
Вселенная
как
целое
химически
однородна
и
что
относительная
распро
страненность
различных
элементов
довольно
хорошо
выраже
на
в
строении
нашего
Солнца,
соседних
звезд
и
межзвезд
ного
материала.
Около
99 %
считались
образованными
водо
родом
и
гелием
приблизительно
в
равных
количествах
(по
весу),
причем оставшийся
1 %
06разовывался
более
тяжелы
Ми
элементами
в
количествах,
уменьшающихся
с
увеличением
атомного
веса.
Было
бы
естественно
предположить,
что
на
блюдаемые
во
Вселенной
распространенности
химических
Элементов
ие
являются
результатом
ядерного
синтеза
внут-
117
ри
индивидуальных
звезд,
что
могло
бы
привести
к
большо
му
разнообразию
хнмического
строения,
а
возвратиться
к
раннему
«дозвездному»
состоянию
Вселенной,
коrда
материя
была
распределена
совершенно
гомогенно
по
всему
про
странству.
Согласно
оригинальной
теории
расширяющейся
Вселенной
Фридмана,
она
должна
была
начаться
с
«сингулярного
со
стояния»,
при
котором
плотность
и
температура
материи
были
практически
бесконечными.
Никаl{ие
атомы
и
даже
атомные
ядра
не
могли
бы
существовать
в
то
время,
и
все
должно
было
быть
разрушено
на
протоны,
нейтроны
и
элект
роны,
слитые
в
океан
излучения
высокой
энергии.
Мне
нра
вится
называть
такую
смесь
«илем»,
так как
словарь
Вебс
тера
определяет
это
слово
как
«первое
вещество,
из
кото
рого
предположительно
образовались
все
элементы».
По
мере
того,
как
Вселенная
расширялась
и
охлаждалась,
про
тоны
и
нейтроны
должны
были
начать
сталкиваться
друг
с
другом,
обраЗУ5!
дейтоны,
т.
е.
ядра
тяжелого
водорода.
дальнейшие
объединения
должны
были
приводить
К
все
более
тяжелым
ядрам,
приведя
в
KOHue
KOHUOB
к
наблюдаемым
сей
час
распрострацённостям
различных
химических
элементов.
Следовательно,
зная
вероятности
нейтронного
захвата
раз
личными
ядрами,
можно
было бы
вычислить
ожидаемые
рас
пространенности
различных
атомных
видов
и
сравнить
их
с
наблюдаемыми
данными.
Вероятность
захвата
нейтрона
раз
личными
ядрами
была
измерена
в
ходе Лос-
АламосскогО
(Манхеттенского)
проекта
по
атомной
энергии,
и
после
Второй
мировой
войны
эти
данные
были
как
раз
в
проuессе
рассекречивания.
И
в
1948
г.
У
меня
как
раз
был
подходящий
молодой
че
ловек,
чтобы
выполнить
эту
работу.
Это
был
Ральф
Алфер,
аспирант
Университета
дж.
Вашингтона,
который
искал
тему
для
диссертаuии
на
степень
доктора
философии.
поэтому
дела
начались
и
пошли
гладко.
Алфер
работал
над
военнымИ
задачами
в
Лаборатории
прикладной
физики
(Военно-
морскоЙ
контракт)
в
Silver
Spring,
Мэриленд,
в
пригороде
Вашинг-
118