在加利福尼亞，奧本海默照習慣仔細讀了朗道發表的每一篇文章。於是，朗道發表在1938年2月19日《自然》雜誌上的關於中子核的文章立刻就引起了他的注意。茨維基提出的中子星為超新星提供能源的思想，在奧本海默看來，是容易破碎的幻想，而朗道提出的為正常恆星提供能源的中子核則值得認真考慮。也許，太陽真有這樣的核？奧本海默發誓要把它弄清楚。
奧本海默的研究風格與我們迄今為止在本書遇到的任何一個人都不同。巴德和茨維基一起工作，是平等的夥伴，兩人的才能和知識互為補充；錢德拉塞卡和愛因斯坦喜歡一個人做研究；而奧本海默熱情洋溢，身邊總簇擁著一大群學生。愛因斯坦曾為教學感到痛苦，而奧本海默卻是在講課中成長起來的。
跟朗道一樣，奧本海默也到過西歐理論物理學聖地學習；跟朗道一樣，奧本海默一回家，就著手把從歐洲學來的理論物理學傳給他的祖國。
回到美國時，奧本海默贏得了巨大的榮譽，包括哈佛和加州理工在內的十所美國大學和兩所歐洲大學都為他提供了教授的職位。這些邀請中，有一個來自在伯克利的加利福尼亞大學，那兒根本沒有理論物理。奧本海默後來回憶，「我訪問了伯克利，我想我應該去那兒，因為那兒是荒漠。」他在伯克利能開創一些完全屬於他個人的東西。不過，奧本海默同時接受了伯克利和加州理工的邀請，因為他怕在學術上孤獨。秋天和冬天他在伯克利，春天在加州理工學院。「我保持著與加州理工的聯繫……如果我偏離基礎太遠了，那兒能讓我走回來；我還能從那兒學到一些在發表的文獻裡可能反映得不夠充分的東西。」
奧本海默剛當老師時，對學生太嚴厲，太沒有耐心，太傲慢。他不瞭解學生知道多少，也不願讓自己適應他們的水平。1930年春，他在加州理工學院的頭一課真是講絕了——論證有力，語言優美，見解深遠。課講完了，人都走了，托爾曼（這位從化學家來的物理學家現在是他的親密朋友）跟在身後，讓他回到現實：「好的，羅伯特，」他說，「講得太好了，但我一個該死的詞兒也沒聽懂。」20
然而，奧本海默很快就會講課了。一年中，研究生和博士後從美國各地聚到伯克利來跟他學物理。幾年內，他就讓伯克利成為在美國理論物理學博士後看來比歐洲更有吸引力的地方。
奧本海默的一個博士後塞伯（Robert Serber）後來講述了跟他工作的感受：「奧比（伯克利的學生都這麼叫他）反應快，很急躁，講話刻薄，剛當老師的時候，聽說他對學生很嚴厲，但經過5年後，他成熟了（願他早年的學生也相信這一點）。他的[量子力學]課能激發人的靈感，也是一個教育成果。他讓學生感到物理學的邏輯結構那麼美妙，物理學的發展那麼激動人心。這門課幾乎每個人都聽過不止一次，奧比有時勸學生不要來聽第三次、第四次，但勸不住……」
「奧比同他的研究生們的合作方式也是前所未有的。他的小組由8～10名研究生和大約六七名博士後組成。每天他在辦公室同小組見一面。會見前，組員們陸續進來，在桌旁和牆邊坐下。奧比走進來，逐個地同他們討論研究問題的狀況，別的人在旁聽著，發表意見。所有的人都面對著廣泛的問題。奧本海默對什麼事情都感興趣，一個題目接著一個題目地來，彼此依存。下午，他們可能討論電動力學、宇宙線、天體物理和核物理。」
每年春天，奧本海默把書和論文塞進他的敞篷車裡，後面坐上幾個學生，開到帕薩迪納。塞伯說，「放棄我們在伯克利的房子和公寓是無所謂的，我們相信在帕薩迪納可以找到一個月租金25美元的花園房子。」21
針對每個令他感興趣的問題，奧本海默都會選一個學生或博士後去研究它的細節。對朗道的問題，中子核能否維持太陽的熱量，他選擇了塞伯。
奧本海默和塞伯很快發現，假如太陽的中心有中子核，假如核的質量占太陽質量的大部分，那麼核的強大引力將緊緊地抓住太陽的外層物質，使太陽周長遠遠小於實際的長度。於是，朗道的中子核思想只有在核的質量遠遠小於太陽質量時才能成立。
「中子核的質量能有多小？」奧本海默和塞伯被迫這樣問自己。「中子核可能的極小值是什麼？」注意，這個問題是與黑洞存在的決定性問題相反的：為知道黑洞是否能夠形成，我們需要知道一顆中子星的最大可能質量（上面圖5.3）。奧本海默還一點兒也沒看到極大質量問題的重要性，但他現在知道，對朗道的思想來說，中子核的極小質量是關鍵的。
塞伯（左）和奧本海默（右）在討論物理，約1942年。[美國新聞局提供。]
朗道在文章裡也知道中子核極小質量的重要，還用物理學定律估算過。奧本海默和塞伯仔細審查了朗道的估計。他們看到，朗道恰當地考慮了核內部和附近引力的吸引，這是對的；他考慮了核的中子的簡並壓力（當中子被擠壓到一個小空間內時由中子的幽閉運動產生的壓力），也是對的；但是，他沒有考慮中子彼此之間的核力，這就錯了。那種力當時也還沒有完全明白，不過對奧本海默和塞伯來說，已經足以得到一個可能的結論（不是絕對確定，只是可能）：中子核的質量不可能小於1/10太陽質量。假如自然生成了比這還輕的中子核，它的引力還不夠維持自己，壓力將使它爆炸。
乍看起來，這並不排除太陽擁有一個中子核。畢竟，奧本海默和塞伯估計允許的1/10個太陽質量的核太小了，可能會藏在太陽內部而不會對它的表面性質產生太多的影響（不會影響我們看見的事情）。但是，進一步計算核的引力與周圍氣體壓力間的平衡，他們發現核的效應是藏不住的：核外包著一層白矮星型的物質殼，差不多跟太陽一樣重，殼外卻只有很少的正常氣體，太陽將一點兒也不像我們現在看見的樣子。所以，太陽不可能有中子核，維持太陽熱量的能源一定來自別的地方。
那是哪兒呢？當奧本海默和塞伯在伯克利計算的時候，紐約綺色佳康奈爾大學的貝特（Hans Bethe）和喬治·華盛頓大學的克裡奇菲爾德（Charles Critchfield）正在用新發現的核物理學定律來詳細說明核燃燒（原子核聚變，卡片5.3）能夠維持太陽和其他恆星的熱量。愛丁頓對了，朗道錯了——至少對太陽和大多數恆星來說是這樣的。（90年代初，有些巨星看來也許就在用朗道的機制。22）
奧本海默和塞伯一點兒也不知道朗道的文章是他在絕望中寫來躲避監獄和可能的死亡的，所以，在1938年9月1日，朗道正在布提斯卡雅監獄受折磨的時候，他們向《物理學評論》投了一篇批評他的文章。因為朗道是大物理學家，足以激起人們的熱情，所以他們直截了當地說：「[我們根據]朗道的估計……導出[中子核的]0.001個太陽質量的[極小]極限質量。這個數似乎是錯的。……通常假定的自旋交換類型的[核力]否定了質量與太陽相當的恆星會存在[中子]核。」23
朗道的中子核與茨維基的中子星實際上是同一種東西。中子核不過正好是以某種方式處在正常恆星內部的中子星。在奧本海默看來，這一定是很清楚的，他現在開始考慮中子星了，當然也得無情面對茨維基本該解決卻沒能解決的問題：嚴格地說，大質量恆星在耗盡（據貝特和克裡奇菲爾德的觀點）維持其熱量的核燃料後，會遭遇什麼樣的命運？它們會留下哪種遺骸呢：白矮星？中子星？黑洞？還是別的什麼？
錢德拉塞卡的計算已經不容置疑地證明，質量小於1.4個太陽的恆星一定會變成白矮星。茨維基在大膽地猜想，至少某些質量大於1.4個太陽的恆星會坍縮形成中子星，並在此過程中產生超新星。茨維基能是正確的嗎？是不是所有大質量恆星都像這樣死亡，從而使宇宙遠離黑洞？
奧本海默作為理論家的一大本領是能正確認識複雜的問題，能剝去它的複雜性，發現左右它的核心。幾年後，他成為美國原子彈計劃的領導人時，這種才能將卓越地發揮出來。現在，面對恆星的死亡，他感到忽略茨維基所宣揚的所有複雜的東西——如恆星坍縮的細節，正常物質向中子物質的轉化，巨大能量的釋放以及超新星和宇宙線的可能動力，這些都與恆星的最終命運無關。惟一相關的事情是中子星所能有的最大質量。假如中子星能有任意大的質量（上面圖5.3中的曲線B），那麼黑洞永遠不會形成。假如中子星的質量有一個可能的極大值（圖5.3曲線A），那麼質量大於極大值的恆星可能在死亡時形成黑洞。
極大質量的問題已經完全清楚地提出來了，奧本海默還是跟平常的作風一樣，和學生一道開始明確地、有條不紊地去解決它——這回跟他的年輕人叫沃爾科夫（George Volkoff）。奧本海默和沃爾科夫尋找中子星質量的經過和奧本海默在加州理工學院的朋友托爾曼的重要貢獻，見卡片5.4。這個故事講述了奧本海默的研究方法和物理學家採取的幾個策略。那時，關於決定他們正在研究的現象的定律，他們知道一些，但不是全部：在這裡，奧本海默知道量子力學和廣義相對論，但不論他還是任何別的人都不太瞭解核力，儘管核力知識貧乏，奧本海默和沃爾科夫還是能夠不容爭辯地說明（卡片5.4），中子星有一個極大質量，它介於半個和幾個太陽質量之間。
又經過50年的努力，到90年代，我們知道奧本海默和沃爾科夫是正確的；中子星的確有一個極大允許質量，現在知道它在1.5到3個太陽質量之間，24與他們的大致估計足一樣的。另外，自1967年以來，天文學家已發現了幾百顆中子星，還高精度地測量了其中幾個的質量，測得的質量都接近1.4個太陽質最，為什麼呢？我們不知道。
卡片5.4 奧本海默、沃爾科夫和托爾曼的故事：尋找中子星質量25
在進行複雜性分析時，為幫助確定自己的方向，可以從較粗的「數量級」計算開始，這種計算只精確到一個因子，例如，10。奧本海默很熟悉這種經驗方法，他先就是通過幾頁篇幅的粗略計算來看中子星是否能有一個極大質量。結果很誘人：他對任意中子星得到了6個太陽質量的極限。如果詳細計算得到相同結果，奧本海默就可以下結論了：當恆星質量大於6個太陽時，黑洞就可能形成。
「詳細計算」是說，為假想的中子星選一個質量，然後看在這個質量下恆星內的壓力是否能與引力平衡。假如平衡可以達到，那麼中子星就可以有這樣的質量。這需要選一個個的質量，每次都尋求壓力與引力間的平衡。這件事比看起來要艱難得多，因為壓力與引力在星體內部必須處處平衡3不過，錢德拉塞卡在分析白矮星的時候就已經走過這條路了（分析是在愛丁頓的關照下，用愛丁頓的布倫瑞克計算器實現的，見第4章）。
奧本海默也能像錢德拉塞卡計算白矮星那樣計算他的中子星，但必須先做兩個關鍵的修改：第一，在白矮星，壓力是電子產生的，而在中子星，壓力由中子產生，所以物態方程（壓力與密度的關係）將不相同；第二，在白矮星，引力較弱，用牛頓定律和愛因斯坦廣義相對論都能很好地描述，兩種描述會得到幾乎完全一樣的預言，所以錢德拉塞卡選擇了簡單的牛頓描述；反過來，在中子星，因為周長很小，引力太強，牛頓定律可能帶來嚴重誤差，所以，奧本海默只得用愛因斯坦的廣義相對論定律來描述引力。1除了這兩點變化——新的物態方程（用中子壓力代替電子壓力）和新的引力描述（用愛因斯坦的取代牛頓的）——奧本海默的計算與錢德拉塞卡的一樣。
走到這裡，奧本海默覺得可以把計算的細節交給學生了。他選擇了沃爾科夫，一個來自多倫多的年輕人，是1924年從俄國移民來的。
奧本海默向沃爾科夫解釋了這個問題，告訴他，需要的引力的數學描述在托爾曼寫的教科書《相對論、熱力學和宇宙學》裡。不過中子壓力的狀態方程更難一些，因為壓力會受核力的影響（中子通過它相互推拉）。儘管在原子核內的密度下，我們對核力已有了很好的認識，但在大質量中子星深處中子可能面臨的密度下，我們的認識還很貧乏。物理學家甚至不知道，在這種密度下核力是吸引的還是排斥的（中子是相互推還是拉），所以也就沒有辦法知道，核力是增大壓力還是減小壓力。但奧本海默有對付這些未知事情的辦法。
奧本海默建議沃爾科夫先假定核力不存在，那麼壓力將是我們很好地認識了的那一類，就是中子簡壓力（由中子的「幽閉」運動產生的力）。平衡中子簡並壓力與引力，然後根據平衡計算中子星在沒有任何核力的宇宙中可能具有的結構和質量。然後，在核力以這樣那樣方式作用的真實宇宙中，估計星體的結構相質量會如何變化。
在這麼好的指引下，不會再有迷失了。沃爾科夫每天同奧本海默討論，加上托爾曼教科書的幫助，他只用幾天就導出了中子星內部引力的廣義相對論描述，也只用幾天就將大家熟知的簡並電子壓力的狀態方程轉化成了簡並中子壓力的狀態方程。平衡壓力與引力，沃爾科夫得到一個複雜的微分方程，它的解將告訴他星體的內部結構。這時，他被困住了。沃爾科夫竭盡全力也解不了他的微分方程，得不到星體結構的公式；他只好像錢德拉塞卡計算白矮星那樣數值求解他的方程。1934年，錢德拉塞卡曾在愛丁頓的布倫瑞克計算器上敲了好多天的鍵鈕來計算類似的白矮星結構，同樣，沃爾科夫在1938年11月到12月間的大部分時間也費在馬爾琴特（Marchant）計算器的鍵鈕上了。
沃爾科夫在伯克利埋頭計算時，帕薩迪納的托爾曼正在採取不同的策略；他更喜歡用公式而不是計算器的數字來表達恆星的結構。一個公式可以表現包含在許許多多數表裡的信息。如果他得到了正確公式，它會同時包含1個太陽、2個太陽、5個太陽質量——以至任意質量的恆星的結構。但托爾曼憑他卓越的數學技巧，也沒能用公式解決沃爾科夫的方程。
「另一方面」，托爾曼大概會跟自己爭論，「我們知道沃爾科夫用的並不真的是那個正確的物態方程。沃爾科夫忽略了核力；因為我們不知道那個力在高密度下的情況，所以也就不知道正確的物態方程。那麼讓我來問一個與沃爾科夫不同的問題：中子星的質量如何依賴於物態方程呢？假定物態方程很『硬』，就是說，它給出特別高的壓力，我要問，在這種情況下中子星的質量有多大？接下來，我假定物態方程很『軟』，就是說，它給出特別低的壓力，那麼這個時候中子星質量又如何呢？在每種情況下，我都將假想的物態方程調整到我能用公式解沃爾科夫微分方程的形式。儘管我用的物態方程幾乎肯定不會是正確的，但我的計算還是能夠一般性地告訴我，當自然選擇了硬物態方程時，中子星質量可能是多大；當自然選擇了軟方程時，它又可能是多大。」
10月19日，托爾曼給奧本海默發了封長信，講了他根據幾個假想物態方程導出的星體結構公式和中子星質量。大約一個星期後，奧本海默驅車來到帕薩迪納，同托爾曼就這個問題討論了幾天。11月9日，托爾曼又給奧本海默寫了封長信，公式更多了。26同時，沃爾科夫還在他的馬爾琴特鍵鈕上敲打。12月初，他算完了。他得到了質量為0.3，0.6，0.7個太陽質量的中子星的數值模型，發現如果我們的宇宙中沒有核力，那麼中子星將總是低於0.7個太陽質量。
太奇怪了！奧本海默在沃爾科夫計算前的粗略估計是6個太陽質量。為了阻止大質量恆星成為黑洞，詳細計算本應將極大質量推到100個或更多的太陽質量，相反，它卻把質量降下來了——只有0.7個太陽質量。
托爾曼來到伯克利瞭解詳情。50年後，沃爾科夫高興地回憶了當時的情景：「我記得自己很怕向奧本海默和托爾曼解釋我做的事情。我們坐在伯克利舊教工俱樂部的草地上。在高高大樹下的茵茵綠草間是令人尊敬的兩位先生，還有我這位剛讀完博士的研究生，要向他們解釋我的計算。」27
既然已經知道了沒有核力的理想宇宙的中子星的質量，奧本海默和沃爾科夫現在可以估計核力的影響了。托爾曼為不同假想物態方程仔細求解的公式將在這兒發揮作用。從托爾曼的公式可以大概看到，如果核力是排斥的從而物態方程比沃爾科夫用過的「硬」，星體結構將如何改變；如果核力是吸引的從而物態方程更「軟」，它又將如何。在可信的核力範圍內，這些變化都不大。托爾曼、奧本海默和沃爾科夫最後認為，中子星還是必須有一個極大質量，處在大約半個到幾個太陽質量之間。28
奧本海默和沃爾科夫的結論不會令愛丁頓和愛因斯坦那些詛咒黑洞的人滿意。如果人們最終相信了錢德拉塞卡（在1938年，大多數天文學家都逐步理解他了），相信了奧本海默和沃爾科夫（那時反駁他們也不容易），那麼，不論白矮星還是中子星，它們那樣的墓穴都不能埋葬大質量的恆星。還有別的可信的方式讓大質量恆星避免死於黑洞嗎？是的，有兩條。
第一，所有大質量恆星都可能在成長中釋放大量的物質（例如，通過強大的風吹散星球表面，或者通過核爆炸），從而將質量減小到1.4個太陽以下，進入白矮星的墓穴；或者，（假如誰相信茨維基的機制，不過很少有人相信）它們會在超新星爆發中釋放物質，將質量減到大約1個太陽質量以下，然後終結在中子星墓穴裡。從40年代到50年代直到60年代初，大多數天文學家——假如他們都考慮這個問題——都相信這一點。
第二，除白矮星、中子星和黑洞墓穴外，可能還存在著大質量恆星的第四種墓穴，是30年代還沒認識到的。例如，我們可以想像圖5.3的一個墓穴，周長在中子星和白矮星之間——幾百或1 000公里。大質量恆星可能在變得更小而形成中子星或黑洞之前就在這種墓穴停止了收縮。
假如沒行第二次世界大戰和後來冷戰的干擾，奧木海默和他的學生們或別的人，很可能在40年代考察這種墓穴，他們將嚴格地證明，不存在這第四種墓穴。
然而，二次大戰確實爆發，它耗盡了幾乎全世界所有理論物理學家的精力，接著，戰後的氫彈緊急計劃進一步耽誤了物理學家回到正常生活中來（見下一章）。
最後，50年代中期，兩個物理學家從各自的氫彈研究中脫穎而出，來到奧木海默和他的學生們離開了的地方。他們是美國普林斯頓大學的惠勒（John Archibald Wheeler）和莫斯科應用數學研究所的澤爾多維奇（Yakov Borisovich Zcl'dovich）——兩位傑出的物理學家，將成為本書後面的主角。
[1] 關於不同的物理學描述和它們的有效範圍的關係，請看第1章最後一節的討論（「物理學定律的本質」）。