Однако у более массивных звезд после завершения горения гелия дальнейшее сжатие и повышение температуры могут запустить следующие уровни ядерного горения. По мере вовлечения во взаимодействия более тяжелых ядер процесс усложняется и появляются ядра, состоящие не из целого числа альфа-частиц, а образующиеся путем поглощения нейтронов из окружающей среды или, наоборот, испускания позитронов. Вот почему группе B²FH потребовалась пара лет на уточнение всех деталей, и вот откуда взялись такие изотопы, как азот-14. В широком смысле горение углерода (происходящее при температуре около 500 млн К) образует неон, натрий и магний, горение кислорода (примерно при 1 млрд К) – кремний, серу и другие элементы. Самый важный из них – кремний-28, проходящий сложную серию взаимодействий и в итоге превращающийся в железо. Но на железе и похожем на него никеле процесс останавливается. Железо-56 имеет наиболее стабильное сочетание протонов и нейтронов в ядре и наименьшую энергию из расчета на нуклон.
Элементы, появляющиеся на каждом этапе процесса, не полностью разрушаются на следующем. Каждая фаза ядерного горения (после первичной фазы горения водорода) осуществляется в следующем слое, окружающем ядро, и эти слои образуют подобие луковицы (это сравнение принадлежит Хойлу). Таким образом, внутри старой массивной звезды железное ядро окружено слоем горения кремния, затем слоем горения кислорода, углерода, гелия и, наконец, водорода, а также побочными продуктами горения. Внимательные читатели уже заметили, что в этом описании чего-то не хватает. Да, верно: самых легких и самых тяжелых элементов.
Во Вселенной намного больше гелия, чем могли бы произвести звезды, и в свете работ Гамова и его коллег логично предположить, что он появился при Большом взрыве. Хотя Хойл верил в стационарную модель Вселенной, он был готов рассмотреть и другие варианты и описывал свой подход к решению научных проблем как «разделение». Он говорил мне, что ему нравилось прослеживать ход исследований без попыток оценить их или применить к ним методы другой ветви науки. Одним из результатов такого подхода стало то, что, не разочаровываясь в стационарной модели, он смог предоставить чуть ли не важнейшие данные в поддержку концепции Большого взрыва. Сначала, сотрудничая в начале 1960-х с Роджером Тайлером (работа была опубликована в 1964 году), он в подробностях выяснил, как тот процент гелия, который мы наблюдаем во Вселенной в целом, мог быть образован из водорода при условиях, порожденных Большим взрывом. Затем он обратил внимание на другие легкие элементы. Литий, бериллий и бор должны были бы разрушиться при высоких температурах внутри звезд, но их удается обнаружить в звездной атмосфере. B²FH не смогли объяснить их присутствие. Дальнейшие исследования показали, что бериллий и бор могли образовываться в межзвездных облаках, из которых формируются новые звезды, путем взаимодействия тяжелых ядер с частицами высокой энергии, известными как космические лучи (некоторые из них исходят от вспышек сверхновых). Но в 1967 году Хойл совместно с Робертом Вагонером и Вилли Фаулером доказал, помимо всего прочего, что дейтерий и литий могли образоваться в нужных соотношениях в условиях Большого взрыва. Их работа произвела на меня большое впечатление. Я тогда учился в магистратуре Университета Сассекса и приехал в Кембридж на лекцию Вагонера. Перед его выступлением мне все еще казалось, что теории Большого взрыва и стационарной Вселенной одинаково подходят для объяснения происходящего вокруг нас, но после мне не без сожаления пришлось признать стационарную модель несостоятельной.
С тяжелыми элементами уже в 1957 году было меньше сложностей. Их создание требует расходования энергии схлопывания звезд – вспышек сверхновых, которые когда-то заставили Хойла впервые задуматься о ядерном синтезе внутри звезд. Оставалось додумать некоторые детали, но общая картина была уже ясна. Элементы, образующиеся внутри звезды, во время таких взрывов разлетаются по всему космосу, а если старая звезда имеет небольшую массу и не взрывается, то она может отторгать внешние слои и разбрасывать элементы на меньшие расстояния. Получившаяся смесь элементов пронизывает межзвездные облака водорода и гелия, из которых в итоге формируются новые звезды, планеты и, по крайней мере в одном случае, люди.
«В итоге» – очень важная оговорка. Если материал, из которого сформировались Солнце и Солнечная система, создан именно таким образом, это значит, что хотя бы одно поколение звезд уже завершило свой жизненный цикл и рассыпало по космосу необходимые строительные материалы. Если Солнцу около 4,5 млрд лет, то Вселенной должно быть по меньшей мере на несколько миллиардов больше. К середине 1950-х годов измерения возраста звезд вынудили космологов изменить свои представления о том, сколько лет Вселенной. По сути, звезды давали им намного более жесткие указания на временные рамки своего существования, чем приведенное грубое предположение.
Глава 4
13,2
Возраст звезд
Есть два основных подхода к измерению возраста звезд. Один базируется на понимании того, как звезды изменяются с течением времени, на астрономическом языке это называется эволюцией
[105]. Другой применяет к звездам радиометрический анализ, который изобрели Болтвуд и Холмс и который изначально применялся к земным минералам. Оба подхода основаны на идеях, возникших в начале XX века; сначала более плодотворным казался первый, поэтому мы начнем рассказ с него. Два астронома независимо друг от друга открыли способ соотнесения в единой простой системе температуры (или цвета, как мы уже видели, они находятся в прямой зависимости) и светимости звезд. Оказалось, что эта система – один из полезнейших инструментов для астрономии.
Герцшпрунг, Расселл и диаграмма
Первым из этих двух астрономов был датчанин Эйнар Герцшпрунг
[106], инженер-химик по образованию и увлеченный астроном. Он работал (бесплатно) в обсерватории Копенгагенского университета с 1902 года и заслужил такую репутацию, что в 1909 году ему предложили должность в Геттингенской обсерватории в Германии. Вторым стал американец, сотрудник Принстонского университета, Генри Расселл, именно он «прославился» попыткой разубедить Сесилию Пейн в реальности ее открытия состава Солнца. В 1905 и 1907 годах Герцшпрунг опубликовал статьи с описанием открытой им взаимосвязи между яркостью и цветом звезд, но в фотожурнале. Астрономы не читали фотожурналы и не заметили его прорыва. Расселл сделал то же открытие немногим позже, но проработал идею подробнее и в 1913 году рассказал о ней в научном журнале. В дальнейшем вклад Герцшпрунга был обнаружен и признан, так что в этом случае (в отличие от B²FH) его имя стоит первым и по алфавиту, и по праву, несмотря на его тогдашний «любительский» статус.
