Глазами физика

Небо всегда ежедневно и еженощно бросало вызов людям, которые издавна стремились понять окружающий мир, и это одна из причин, по которой многие физики очарованы астрономией. «Что такое Солнце? – не перестаем размышлять мы. – И почему оно движется?» А что такое Луна, планеты и звезды? Только представьте, сколько сил и времени потребовалось нашим предкам, чтобы выяснить, что планеты отличаются от звезд, что они вращаются вокруг Солнца и их орбиты можно наблюдать, составлять их карты, объяснять и предсказывать их движение. Многие из величайших научных умов XVI–XVII веков – Николай Коперник, Галилео Галилей, Тихо Браге, Иоганн Кеплер, Исаак Ньютон и другие – не могли оторвать взгляда от неба в надежде разгадать эти потрясающие загадки. Представьте, что почувствовал Галилео, когда навел свой телескоп на Юпитер, который казался чуть больше светящейся точки, и обнаружил на его орбите четыре маленьких спутника! И в то же время как же всем этим великим людям должно было быть досадно оттого, что они так мало знали о звездах, начинавших призывно светиться в небе каждый вечер! Примечательно, что и древнегреческий философ Демокрит, и астроном XVI века Джордано Бруно, предполагали, что звезды похожи на наше Солнце, но у них не было никаких доказательств, способных подтвердить эту гипотезу. Что такое звезды? Что удерживает их в небе? Насколько далеки они от Земли? Почему одни звезды ярче других? Почему они разных цветов? А что это за широкая полоса света, которая ясной ночью тянется от горизонта к горизонту?

С давних пор история астрономии и астрофизики – это история поиска ответов на все эти и другие вопросы, которые возникают, как только мы начинаем додумываться до некоторых ответов. В течение последних четырехсот лет все, что имели возможность видеть астрономы, в огромной степени зависело от мощности и чувствительности их телескопов. Исключением стал Тихо Браге, который провел на удивление подробные наблюдения невооруженным глазом, с помощью простейшего оборудования, что впоследствии позволило Кеплеру сделать три основных открытия, известных сегодня как законы Кеплера.

Большую часть этого времени в нашем распоряжении были только оптические телескопы. Я понимаю, что для неастронома это звучит довольно странно. Когда слышишь слово «телескоп», автоматически представляешь себе «трубку с линзами и зеркалами, в которую человек смотрит на небо», не так ли? Так каким же еще может быть телескоп, кроме как оптическим? Кстати, когда президент Обама в октябре 2009 года проводил знаменитую «Астрономическую ночь», на лужайке у Белого дома было установлено множество телескопов, и все они были оптическими.

Однако начиная с 1930-х годов, после обнаружения Карлом Янским радиоволн, излучаемых Млечным Путем, астрономы упорно стараются расширить диапазон электромагнитного излучения, с помощью которого они наблюдают Вселенную. Так, они довольно долго охотились и обнаружили микроволновое излучение (радиоволны высокой частоты), инфракрасное и ультрафиолетовое излучение (с частотами чуть ниже и чуть выше частот видимого света), рентгеновские лучи и гамма-излучение. Чтобы выявить это излучение, мы создали множество специально разработанных телескопов – некоторые из них установлены на спутниках для изучения рентгеновского и гамма-излучения, – которые позволяют человечеству все глубже и шире проникать во Вселенную. Сегодня существуют даже нейтринные телескопы, расположенные под землей, один из них построен прямо на Южном полюсе и назван Ледяным кубом.

Последние сорок пять лет своей карьеры в астрофизике я занимаюсь рентгеновской астрономией. Эта область астрономии специализируется на обнаружении новых источников рентгеновского излучения и объяснении многих других наблюдаемых явлений. Как я уже рассказывал, начало моей карьеры совпало с пьянящими и захватывающими первыми шагами этого направления, и в следующие четыре десятилетия я, можно сказать, находился в самой гуще событий. Рентгеновская астрономия в корне изменила мою жизнь, но, самое важное, она изменила лицо самой астрономии. В этой главе и четырех последующих вас ждет увлекательная экскурсия по рентгеновской вселенной, и проведет ее человек, который прожил и проработал в этой вселенной практически всю свою научную жизнь. Предлагаю начать с рентгеновского излучения.

Что такое рентгеновское излучение?

Название рентгеновских лучей (по-английски они называются X-rays) звучит довольно экзотически, ведь в его основу легла буква, обозначающая нечто неизвестное (как «икс» в уравнении). На самом деле это обычные фотоны – электромагнитное излучение, – составляющие часть невидимого человеческому глазу электромагнитного спектра и находящиеся в нем между ультрафиолетовым светом и гамма-лучами. На многих других языках мира они называются рентгеновскими лучами, в честь немецкого физика Рентгена, который обнаружил их в 1895 году. Мы различаем их так же, как и других обитателей этого спектра, тремя разными, но взаимосвязанными способами: по частоте (число циклов в секунду, выраженное в герцах), длине волны (длина отдельной волны в метрах, в данном случае в нанометрах) или уровню энергии (измеряется в электрон-вольтах, эВ, или в килоэлектрон-вольтах, кэВ).

Вот некоторые данные для общего представления. Длина волны зеленого света около 500 миллиардных метра, или 500 нанометров, а энергия – около 2,5 электрон-вольта. Минимальная энергия фотона рентгеновского излучения равна около 100 эВ, что в 40 раз больше энергии фотона зеленого света, а длина волны – приблизительно 12 нанометров. Наиболее высокоэнергетические рентгеновские лучи имеют энергию примерно 100 кэВ и длину волны около 0,012 нанометра. (Ваш стоматолог использует рентгеновские лучи с энергией фотонов до 50 кэВ). На другом конце электромагнитного спектра находятся радиостанции, работающие в AM-полосе, между 520 килогерцами (длина волны – 577 метра) и 1710 килогерцами (длина волны – 175 метров, то есть почти две длины футбольного поля). Их энергия в миллиард раз меньше энергии зеленого света и в триллион раз меньше энергии рентгеновского излучения.

Природа создает рентгеновские лучи различными способами. Большинство радиоактивных атомов испускают их естественным образом в процессе ядерного распада. Происходит это при спрыгивании электронов с более высокого энергетического состояния в более низкое; разница в энергии излучается в виде фотона рентгеновского излучения. У таких фотонов очень точные, дискретные значения энергии, поскольку энергетические уровни электронов квантованы. Иногда, проходя мимо атомных ядер с очень высокими скоростями, электроны меняют направление и испускают часть своей энергии в виде рентгеновских лучей. Мы называем этот вид рентгеновского излучения, чрезвычайно распространенного в астрономии, а также обязательного компонента любой медицинской или стоматологической рентгеновской установки, «тормозным излучением». Интересные и полезные анимированные видео, описывающие процесс появления этого типа рентгеновского излучения, можно посмотреть по адресу: www.youtube.com/watch?v=3fe6rHnhkuY. Хотя рентгеновские лучи с дискретными значениями энергий могут генерироваться и некоторыми видами медицинской рентгеновской аппаратуры, в общем и целом в них доминирует тормозное излучение, которое производит непрерывный спектр рентгеновского излучения. Когда высокоэнергичные электроны движутся по спирали вокруг силовых линий магнитного поля, направление их скорости все время меняется, поэтому они также излучают часть своей энергии в виде рентгеновских лучей; мы называем это излучение синхротронным, или магнитотормозным (именно оно имеет место в Крабовидной туманности – но об этом чуть позже).

Природа также создает рентгеновские лучи, нагревая плотную материю до чрезвычайно высоких температур, миллионов градусов по шкале Кельвина. Мы называем это излучением абсолютно черного тела (см. главу 14). Материя нагревается так сильно только в очень экстремальных условиях – например, во время вспышки сверхновых, весьма эффектного смертельного взрыва некоторых массивных звезд, – или когда газ падает на очень высоких скоростях в направлении черной дыры или нейтронной звезды (подробнее об этом я расскажу в главе 13, обещаю!). Солнце, кстати, с его температурой поверхности около 6000 градусов Кельвина, излучает чуть меньше половины своей энергии (46 процентов) в форме видимого света. Львиная доля остальной энергии излучается в форме инфракрасного (49 процентов) и ультрафиолетового (5 процентов) излучения, которое недостаточно горячо, чтобы испускать рентгеновские лучи. Солнце также испускает некоторые рентгеновские лучи; их физика до конца не изучена, но энергия в виде рентгеновского излучения составляет лишь около одной миллионной от общего количества излучаемой им энергии. Кстати, ваше собственное тело – тоже источник инфракрасного излучения (см. главу 9), просто оно недостаточно горячее, чтобы излучать видимый свет.

Одним из самых интересных и полезных свойств рентгеновских лучей является то, что некоторые виды материи, например наши кости, поглощают их сильнее других, скажем мягких тканей. Поэтому-то рентгеновский снимок рта или кисти состоит из светлых и темных зон. Если вы когда-нибудь делали рентген, то знаете, что перед этим на человека надевают специальный фартук для защиты остальных частей тела, поскольку воздействие рентгеновских лучей повышает риск развития онкологических заболеваний. Так что, можно считать, нам очень повезло, что атмосфера нашей планеты столь эффективно поглощает рентгеновские лучи. На уровне моря около 99 процентов низкоэнергетического рентгеновского излучения (1 кэВ) поглощается всего лишь одним сантиметром воздуха. Для поглощения 99 процентов рентгеновских лучей в 5 кэВ потребуется уже около 80 сантиметров воздуха. А для поглощения той же доли рентгеновских лучей высоких энергий – 25 кэВ – необходим слой воздуха почти 80 метров.

Рождение рентгеновской астрономии

Теперь-то вы, конечно, понимаете, почему в 1959 году, когда Бруно Росси пришла в голову идея заняться поисками рентгеновских лучей из космоса, он предложил использовать ракету, которая смогла бы выйти за пределы земной атмосферы. Но тогда даже сама идея поиска рентгеновских лучей казалась дикой. У ученых не было никаких разумных теоретических оснований считать, что есть рентгеновские лучи, поступающие из-за пределов Солнечной системы. Но Росси не был бы Росси, если бы не убедил своего бывшего студента Мартина Энниса из American Science and Engineering (AS&E) и одного из его сотрудников по имени Риккардо Джаккони в том, что эта идея заслуживает внимания.

Джаккони и его коллега Фрэнк Паолини разработали специальный счетчик Гейгера – Мюллера, который обнаруживал рентгеновские лучи и крепился к носовой части ракеты. И они действительно установили три таких прибора на одной ракете. Изобретатели назвали приспособление «крупноразмерным детектором», хотя на самом деле оно было размером с кредитную карту. Затем ребята из AS&E занялись поиском финансирования, чтобы провести эксперимент, но в НАСА их предложение отклонили.

Тогда Джаккони изменил его, включив в качестве объекта исследований Луну, и подал в Кэмбриджскую исследовательскую лабораторию ВВС (AFCRL – Air Force Cambridge Research Laboratories). Им и его единомышленниками выдвигался следующий аргумент: солнечные рентгеновские лучи должны производить так называемое флуоресцентное излучение с поверхности Луны и данное исследование существенно облегчит химический анализ лунной поверхности. Они также ожидали обнаружить тормозное излучение с поверхности Луны, возникающее в результате воздействия электронов, содержащихся в солнечном ветре. А поскольку Луна находится близко к Земле, рентгеновские лучи, скорее всего, действительно можно выявить. Надо сказать, это был очень умный ход, поскольку AS&E уже заручилась поддержкой ВВС в отношении ряда других проектов (некоторые под грифом секретности), и им, скорее всего, было известно, что AFCRL заинтересуют исследования Луны. Как бы там ни было, на этот раз предложение было одобрено.

И вот, после двух неудачных попыток в 1960 и 1961 годах за минуту до полуночи 18 июня 1962 года состоялся очередной запуск, заявленная миссия которого состояла в попытке обнаружить рентгеновское излучение Луны и найти источники такого излучения за пределами Солнечной системы. На высоте 80 километров над Землей, где счетчики Гейгера – Мюллера смогли обнаружить рентгеновские лучи в диапазоне 1,5–6 кэВ без атмосферных помех, эта ракета провела всего шесть минут. Вот так ученые наблюдали за космосом с помощью ракет в те далекие дни. Они отправляли ракету за пределы атмосферы, где та сканировала небо всего пять-шесть минут, после чего возвращалась на Землю.

Поистине удивительно, что исследователи сразу же обнаружили рентгеновское излучение, но исходило оно не от Луны, а откуда-то из-за пределов Солнечной системы.

Рентгеновское излучение из глубокого космоса? Откуда? Никто не понимал, в чем, собственно, суть данного открытия. До этого полета мы знали лишь об одной звезде – источнике рентгеновского излучения – нашем Солнце. А если бы оно находилось в десяти световых годах от Земли (что, кстати, по астрономическим меркам буквально в двух шагах), то оборудование, используемое в том историческом полете, было в миллион раз менее чувствительным, чем требовалось бы для обнаружения его рентгеновских лучей. Это было ясно всем. Так что, где бы ни располагался источник, он должен был излучать по крайней мере в миллион раз больше рентгеновских лучей, чем Солнце, а это возможно только в том случае, если он находится очень близко. Но об астрономических телах, испускающих (по меньшей мере) в миллион или в миллиард раз больше рентгеновских лучей, чем Солнце, в буквальном смысле слова никто никогда не слышал. И никакая физика не могла описать такой объект. Иными словами, это должно было быть какое-то принципиально новое явление на небесах.

Так в ночь с 18 на 19 июня 1962 года родилась целая новая область науки – рентгеновская астрономия.

Астрофизики начали направлять в космос оснащенные детекторами ракеты, чтобы точно выяснить, где находится этот источник и нет ли там каких-либо других источников. Оценка положения небесных тел всегда сопряжена с неопределенностью, потому-то астрономы и говорят о неопределенности координат, воображаемом «окне ошибки», наклеенном на купол неба, стороны которого измеряются в градусах или угловых минутах (минута дуги) либо в секундах. Это окно достаточно велико, и это обеспечивает 90-процентную вероятность того, что объект действительно размещен внутри него. Астрономы просто зациклены на этих «окнах», что вполне объяснимо: чем меньше окно, тем точнее известно положение объекта. Это особенно важно в рентгеновской астрономии: ведь чем меньше окно, тем выше вероятность, что можно найти оптический аналог интересующего источника. Так что окно действительно малого размера считается весьма серьезным достижением.

Профессор Энди Лоуренс из Университета Эдинбурга ведет астрономический блог под названием The e-Astronomer, в котором однажды разместил свои воспоминания о работе над диссертацией на тему обнаружения координат сотен рентгеновских источников. «Однажды ночью мне приснилось, что я окно ошибки и никак не могу найти в себе источник рентгеновского излучения, который просто обязательно должен во мне быть. Знаете, я проснулся в холодном поту». Думаю, вы отлично понимаете, почему!

Размер окна ошибки источника рентгеновского излучения, обнаруженного Риккардо Джаккони, Хербом Гурски, Фрэнком Паолини и Бруно Росси, составлял 10 × 10 градусов, или 100 квадратных градусов. Учтите при этом, что размер Солнца – полградуса. Иными словами, неопределенность оценки местонахождения источника предполагала окно, площадь которого эквивалентна пяти сотням наших Солнц! В это окно входили части созвездий Скорпиона и Наугольника, а по краю оно соприкасалось с созвездием Жертвенник. Ясно, что определить, в каком именно созвездии расположен источник, астрономы тогда не могли.

В апреле 1963 года группа Герберта Фридмана из Военно-морской научно-исследовательской лаборатории в Вашингтоне существенно уточнила местоположение источника. Ученые определили, что он находится в созвездии Скорпион, поэтому его назвали Sco X-1 (от названия Scorpio): х означает рентгеновские лучи, а цифра 1 указывает на то, что это первый источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездии Скорпион. Кстати, любопытный, хоть и крайне редко упоминающийся факт: Sco X-1 расположен почти в 25 градусах от центра окна ошибки, которое Джаккони и другие ученые указали в отчете, ознаменовавшем рождение рентгеновской астрономии. Когда астрономы обнаружили новые источники в созвездии Лебедь (Cygnus), те получили имена Cygnus X-1 (сокращенно Cyg X-1), Cygnus X-2 (Cyg X-2) и т. д.; первый источник, выявленный в созвездии Геркулес (Hercules), назвали Her X-1; в созвездии Центавр (Centaurus) – Cen X-1. За следующие три года с помощью ракет было найдено с десяток новых источников, но за одним важным исключением, а именно Tau Х-1, расположенным в созвездии Телец (Taurus), никто не имел ни малейшего представления, что они собой представляют или как испускают рентгеновское излучение в таких огромных количествах, что мы смогли обнаружить его на расстоянии в тысячи световых лет.

Исключением же был один из самых необычных объектов в небе – Крабовидная туманность. Если вам кажется, что вы ничего о ней не слышали, не поленитесь найти ее в интернете и посмотрите, как она выглядит – подозреваю, что вы ее сразу узнаете. В Интернете полно ее впечатляющих фотографий. Это действительно замечательный объект, находящийся на расстоянии около 6 000 световых лет от Земли, – потрясающие остатки вспышки сверхновой в 1054 году, записи о которой нам оставили древнекитайские астрономы (кстати, вполне возможно, упоминание о ней содержится и в пиктограммах коренных американцев). В результате этой вспышки на небе в созвездии Телец вдруг практически ниоткуда появилась сверхъяркая звезда. (Есть разные мнения насчет точной даты этого события, но многие астрономы утверждают, что это случилось 4 июля.) В том месяце это был самый яркий после Луны объект в небе, и на протяжении нескольких недель он был виден даже днем и еще два года оставался видимым по ночам.

После того как он поблек, ученые, судя по всему, забыли о его существовании вплоть до XVIII века, когда его независимо друг от друга обнаружили сразу два астронома, Джон Бивис и Шарль Мессье. К этому времени остатки вспышки сверхновой (астрономы называют их остатками сверхновой) превратились в небулярный (облакоподобный) объект. Позже Мессье составил важный астрономический каталог небесных тел, таких как кометы, туманности и звездные скопления, и Крабовидная туманность стала его первым пунктом, M-1. А в 1939 году Николас Мэйолл из Ликской обсерватории (в Северной Калифорнии) определил, что М-1 является остатком вспышки сверхновой в 1054 году. Сегодня, через тысячу лет после взрыва, в Крабовидной туманности продолжают происходить настолько потрясающие вещи, что некоторые астрономы посвящают ее изучению всю свою карьеру.

Группа Херба Фридмана определила, что 7 июля 1964 года Луна будет проходить прямо перед Крабовидной туманностью и перекроет ее в поле зрения. Астрономы используют для обозначения такого блокирования термин «покрытие» – Луна попросту заслоняет Крабовидную туманность. Фридман не только хотел подтвердить, что Крабовидная туманность действительно источник рентгеновского излучения, но и надеялся продемонстрировать кое-что еще – нечто куда более важное.

Дело в том, что к 1964 году среди астрономов возродился интерес к объектам звездной природы, существование которых было впервые постулировано в 1930-х, но пока никем не подтверждено, – к нейтронным звездам. Высказывалось предположение, что эти странные объекты, которые мы обсудим подробнее в главе 12, представляют собой один из заключительных этапов жизни звезды; возможно, они рождаются во время взрыва сверхновой и состоят в основном из нейтронов. Если они на самом деле существуют, то их плотность настолько велика, что нейтронная звезда с массой нашего Солнца будет иметь радиус всего около 10 километров – можете себе представить? В 1934 году (через два года после открытия нейтронов) Вальтер Бааде и Фриц Цвикки придумали термин «сверхновая» и предположили, что нейтронные звезды могут формироваться в результате вспышки сверхновой. Так вот, Фридман считал, что источником рентгеновского излучения в Крабовидной туманности может быть только такая нейтронная звезда. И если астроном был прав, то наблюдаемое им рентгеновское излучение должно было внезапно исчезнуть, когда перед ним будет проходить Луна.

Ученый решил запустить серию ракет, одну за другой, как раз в тот момент, когда Луна будет проходить перед Крабовидной туманностью. Поскольку точное положение Луны по мере ее передвижения по небу было уже известно, астрономы могли направить датчики точно в нужном направлении и наблюдать за ослаблением рентгеновского излучения по мере исчезновения Крабовидной туманности. Их детекторы действительно зарегистрировали ослабление, и это наблюдение стало первым убедительным оптическим опознаванием источника рентгеновского излучения (то есть его отождествлением с оптически наблюдаемым объектом). Это было чрезвычайно важное достижение, так как первая оптическая идентификация вселила в астрономов оптимизм, и они начали верить, что скоро найдут механизм, лежащий в основе этих загадочных и мощных рентгеновских источников.

Но сам Фридман был разочарован. Вместо того чтобы резко «отключиться», когда Луна проходила над Крабовидной туманностью, рентгеновские лучи исчезали постепенно, а значит, их излучала туманность в целом, а не какой-то единичный малый объект. Получалось, что ему не удалось найти нейтронную звезду. А между тем весьма особая нейтронная звезда в Крабовидной туманности есть, и она действительно испускает рентгеновские лучи. Эта нейтронная звезда вращается вокруг своей оси около тридцати раз за одну секунду! Если хотите получить истинное удовольствие, зайдите на сайт Космической рентгеновской обсерватории Чандра (http://chandra.harvard.edu/) и найдите фотографии Крабовидной туманности. Обещаю, они в самом деле потрясающие. Но сорок пять лет назад у нас не было космических рентгеновских телескопов и приходилось быть более изобретательными. (После открытия Джоселин Белл в 1967 году радиопульсаров, то есть пульсаров, излучающих в радиодиапазоне, в 1968 году группа Фридмана наконец обнаружила рентгеновские пульсации – около тридцати в секунду – нейтронной звезды в Крабовидной туманности.)

Пока Фридман наблюдал покрытие Крабовидной туманности, в Техасе мой (тогда еще будущий) друг и коллега по МТИ Джордж Кларк готовился к ночному полету на высотном аэростате, чтобы найти высокоэнергетическое рентгеновское излучение от Sco X-1. Но когда Джордж услышал о результатах Фридмана – даже без интернета новости тогда распространялись довольно быстро, – он полностью изменил свои планы и переключился на дневной полет, решив найти рентгеновские лучи, исходящие из Крабовидной туманности и превышающие 15 кэВ. И он их нашел!

Сейчас трудно выразить словами, насколько захватывающей была эта работа. Мы стояли у дверей новой эры научных исследований. Мы чувствовали, что приподняли занавес, скрывавший от нас удивительные тайны Вселенной. И действительно, подняв свои детекторы так высоко, в космос, в самые верхние слои атмосферы, в которые рентгеновское излучение может проникать, не поглощаясь воздухом, мы смогли снять ослеплявшие нас фильтры, всю предыдущую историю человечества закрывавшие наши глаза. Мы начали оперировать в совершенно новом спектральном диапазоне.

Впрочем, такое в истории астрономии не редкость. Каждый раз, когда мы узнавали, что небесные тела испускают новые или иные виды излучений, нам приходится в корне менять свои представления о звездах, их жизненных циклах (как они рождаются, как живут, почему умирают), о формировании и эволюции скоплений звезд, о галактиках и даже о скоплениях галактик. Радиоастрономия, например, показала, что центры галактик способны извергать струи длиной в сотни тысяч световых лет. Она помогла отрыть пульсары, квазары и радиогалактики. Ей принадлежит заслуга открытия реликтового излучения, коренным образом изменившего наши взгляды на раннюю Вселенную. А астрономия в диапазоне гамма-излучений позволила обнаружить некоторые из наиболее мощных и (к счастью) далеких взрывов во Вселенной, известных как гамма-всплески, излучающих послесвечение в виде рентгеновских лучей и видимого света, вплоть до радиоволн.

Мы знали, что обнаружение рентгеновских лучей в космосе непременно изменит наше понимание Вселенной. Мы просто не представляли, как это сделать. Куда бы мы ни смотрели с помощью своего нового оборудования, мы видели что-то новое. И это, как мне кажется, вовсе не удивительно. Когда оптические астрономы начали получать первые изображения с космического телескопа «Хаббл», они тоже были взволнованы, испытывали благоговение и – хоть, может, не так очевидно – жаждали большего. Но они, по сути, лишь расширили диапазон возможностей многовекового инструмента в области исследований, существовавшей не первое тысячелетие. Мы же, рентгеновские астрономы, стояли на пороге совершенно нового научного направления. Кто знал, куда ведет эта дорога и что мы там обнаружим? Уж нам-то это точно было неизвестно!

Как же мне повезло, что Бруно Росси пригласил меня в МТИ именно в январе 1966 года, как раз тогда, когда эта новая область «становилась на крыло», и что я немедленно присоединился к группе Джорджа Кларка. Джордж оказался очень умным физиком и вообще весьма впечатляющим человеком, с которым я подружился на всю оставшуюся жизнь. Даже теперь мне с трудом верится в свое тогдашнее везение: новый друг и новая карьера – и все это я получил в один и тот же месяц.