В 1930-х годах Аткинсон (уже один, поскольку Хоутерманс занялся другой темой) доказал, что слияние двух протонов с образованием ядра дейтерия (дейтрона), состоящего из прочно связанных одного протона и одного нейтрона, действительно наиболее вероятная первая стадия в образовании гелия и источник энергии Солнца. Он выдвинул идею, что в процессе задействованы и более тяжелые ядра, но к 1936 году было очевидно, что Солнце содержит огромное количество водорода и что ключевой момент слияния ядер внутри Солнца – взаимодействие протонов. Несложно понять, отчего это так. Более тяжелые ядра содержат больше протонов, поэтому их положительный заряд больше и электрические силы отталкивания усложняют процесс туннелирования в них для пролетающих мимо протонов. Как оказалось, тяжелые ядра действительно задействованы в процессе слияния, предсказанном Аткинсоном и Хоутермансом, в некоторых других звездах, где условия еще более экстремальны. Но даже в 1936 году все еще было непонятно, сколько же водорода на Солнце.
Эти сомнения порождены неудачным совпадением, которое в начале 1930-х годов повело астрофизиков по тупиковому пути. Начатые Артуром Эддингтоном расчеты, описывающие базовую структуру звезды, подобной Солнцу, в физических терминах шара из раскаленной материи и определяющие температуру в ее центре, зависят от состава звезды. В каждой из них уравновешены сжимающая ее сила притяжения и стремящееся разорвать ее давление, в том числе давление электромагнитного излучения (света и других волн). Давление волн очень важно, поскольку электромагнитное излучение активно взаимодействует внутри звезды с заряженными частицами – отрицательными электронами и положительными ядрами. Если заряженных частиц слишком много, они задерживают излучение внутри звезды и она начинает расширяться. Если их мало, излучение свободно покидает звезду и она сдувается, словно воздушный шарик. Сжимаясь, она разогревается изнутри, производя больше электромагнитного излучения, которое останавливает процесс сжатия; расширяясь, она внутри остывает, излучения становится меньше и расширение прекращается. Но Эддингтона и его современников больше всего интересовало именно состояние равновесия, баланса.
На него влияет еще один фактор – не только число заряженных частиц, но и их расположение. Например, ядро атома самой распространенной формы железа содержит 26 протонов и 30 нейтронов. Если все протоны звезды были бы упакованы в ядра железа, баланс с электромагнитным излучением оказался бы совсем не таким, как если бы все протоны были свободны, хотя в любом случае на каждый протон приходится один электрон (свободно летающий и способный взаимодействовать с электромагнитным излучением).
Важнейший фактор, который стало возможным принимать во внимание только после открытия нейтронов, – это количество электронов на нуклон (это общее название протонов и нейтронов). Если бы звезда полностью состояла из водорода, все нуклоны были бы протонами, и на каждый протон приходился бы один электрон, и коэффициент электронов на нуклон равнялся бы единице. Если бы звезда состояла только из гелия, этот коэффициент снизился бы до 0,5, поскольку в ядре гелия четыре нуклона, но лишь два из них – положительно заряженные протоны, и для поддержания баланса им нужны два электрона. Если бы звезда состояла из железа, коэффициент оказался бы равен 20: 56 ≈ 0,36. Когда астрофизики поняли, что внутри Солнца очень много водорода, они пересмотрели расчеты Эддингтона с учетом данного факта.
Но тут обнаружилась любопытная вещь. Расчеты показали, что в шаре размером с Солнце, имеющем все наблюдаемые извне характеристики (например, температуру поверхности) нашего светила, возможны лишь два стабильных состояния. Либо 35 % его внешнего слоя составляет водород, либо минимум 95 % всего вещества состоит из водорода и гелия с очень низким содержанием всех прочих элементов. Астрофизики, ранее уверенные, что состав Солнца более или менее близок к составу Земли, были вынуждены принять тот факт, что как минимум треть нашего светила – это водород. Но дальше они не пошли: принять, что водород и гелий могут составлять 95 % Солнца (и, следовательно, других звезд), было для них уж слишком. Такое заблуждение, а это было именно оно, определяло ход научной мысли вплоть до 1950-х годов. Однако это не помешало ученым выяснить с точностью, как именно звезды выделяют энергию, превращая водород в гелий, и перейти к первым верным оценкам их возраста.
Циклы слияний
Здесь на сцену вновь вышел Георгий Гамов. В 1938 году он организовал конференцию в Вашингтоне, собрав астрономов и физиков для обсуждения проблемы образования энергии внутри звезд. Одним из участников встречи был тридцатиоднолетний Ганс Бете
[86] – один из множества немецких физиков, эмигрировавших в Америку после прихода к власти Гитлера. На конференции обсуждался такой основной вопрос: какие именно процессы слияния ядер могут производить количество тепла, необходимое для поддержания стабильного потока энергии от Солнца при предполагаемой наукой температуре внутри светила. К 1938 году ученые уже могли опираться на достаточно большой свод данных, описывающих скорости различных типов реакций. Так, если бы внутри Солнца было, скажем, много лития, то путем взаимодействия с ядрами водорода он быстро превращался бы в гелий, производя столько энергии, что Солнце бы взорвалось. Напротив, если Солнце преимущественно состояло бы из кислорода и водорода, реакция между ядрами кислорода и протонами происходила бы настолько медленно, что звезда сжималась бы до уровня достаточного разогрева ее внутренней части для активизации взаимодействия ядер. Задачей исследователей было найти комбинацию элементов, которая оказалась бы самой подходящей.
На той встрече никому не удалось решить поставленную задачу, но в написанной буквально через несколько месяцев книге «Рождение и смерть Солнца» Гамов рассказывает, что Бете нашел разгадку в поезде, возвращаясь из Вашингтона к себе в Корнелльский университет. Это характерное для Гамова преувеличение: Бете закончил расчеты уже по возвращении. Чуть раньше в том же году другой немецкий физик, работавший в Берлине Карл фон Вайцзеккер
[87], пришел к тому же заключению. Бете, однако, продолжил исследования ядерного слияния внутри звезд и в итоге в 1967 году получил Нобелевскую премию «за весомый вклад в теорию ядерной реакции, в частности за открытия, которые касаются источников энергии звезд». Фон Вайцзеккер во время Второй мировой войны пошел по другому пути и углубился в разработку ядерного оружия вместе с научным коллективом Вернера Гейзенберга.
Им обоим пришла в голову идея, связанная с протонами и ядрами углерода, азота и кислорода. Это очень типично для 1930-х годов – эпохи, когда все еще считалось, будто примерно две трети Солнца составляют элементы тяжелее водорода и гелия
[88]. Новая модель известна как углеродно-азотно-кислородный цикл, или CNO-цикл (C – углерод, N – азот, O – кислород). Наше представление об этом механизме лишь немного уточнено с 1938 года; ниже я кратко опишу его современное понимание.
