* * *
В 1868 году Жансен был в Индии; он отправился туда, чтобы наблюдать солнечное затмение в надежде выяснить химический состав солнечной хромосферы. Это тот слой атмосферы Солнца, что лежит непосредственно над видимым его слоем — фотосферой. Хромосфера светит настолько тускло, что наблюдать ее можно только во время полного солнечного затмения, когда она приобретает красноватый оттенок. Если фотосфера дает в спектре линии поглощения, то в спектре хромосферы мы видим эмиссионные линии. Жансен обнаружил там очень четкую ярко-желтую эмиссионную линию (поскольку линия эмиссионная, ясно, что она исходит из хромосферы) с длиной волны 578,49 нм и решил, что она соответствует натрию. Вскоре после этого Локьер назвал эту линию спектральной линией D3, поскольку у натрия на близких длинах волн уже было две спектральные линии, D1 и D2. Однако у натрия не было линии на длине волны D3, так что эту линию нельзя было считать признаком присутствия натрия.
На самом деле такой линии не было ни у одного известного на тот момент атома! Локьер понял, что они наткнулись на неизвестный химический элемент. Он вместе с химиком Эдуардом Франклендом назвал его гелием, от греческого слова «Гелиос», что означало «Солнце». К 1882 году Луиджи Пальмиери обнаружил линию D3 на Земле в образце вулканической лавы с горы Везувий. Еще через семь лет Уильям Рамзай получил образцы гелия, обработав кислотой минерал под названием «клевеит», содержащий наряду с несколькими редкоземельными элементами уран. Оказалось, что при комнатной температуре гелий — газ.
До сих пор эта история, если оставить в стороне математическую теорию дифракции, имеет отношение в основном к химии. Но далее повествование делает неожиданный поворот — и попадает в немыслимое без математики царство физики элементарных частиц. В 1907 году Эрнест Резерфорд и Томас Ройдс занимались изучением альфа-частиц, излучаемых радиоактивными веществами. Чтобы выяснить, что собой представляют эти частицы, исследователи ловили их в стеклянную трубку, содержащую… пустоту. Вакуум. Частицы проходили через стенку трубки, но далее теряли энергию и выйти уже не могли. В спектре содержимого трубки наблюдалась сильная линия D3. Альфа-частицы оказались ядрами атомов гелия.
Короче говоря, совместные усилия всех этих ученых привели к открытию второго по распространенности после водорода элемента во Вселенной. Но нельзя сказать, что гелий очень уж распространен здесь. Большую часть его мы получаем при перегонке природного газа. Гелий широко применяется в науке и играет важную роль во многих ее областях: без него трудно представить себе метеорологические баллоны, низкотемпературную физику, медицинские аппараты магнитно-резонансного сканирования. Кроме того, потенциально это основное топливо для термоядерного реактора — недорогого и относительно безопасного источника энергии, если кому-то удастся-таки заставить эту штуку работать. Так для чего же мы чаще всего используем это жизненно важное вещество? На надувные шарики для детских праздников.
Большая часть гелия во Вселенной находится в звездах и межзвездных газовых облаках. Дело в том, что гелий первоначально возник на ранних этапах Большого взрыва и, кроме того, является основным результатом термоядерных реакций в недрах звезд. Мы видим его на Солнце не просто потому, что гелий наряду с большим количеством водорода и множеством других элементов (которых там значительно меньше) входит в состав Солнца; Солнце производит его… из водорода.
Атом водорода состоит из одного протона и одного электрона. В атоме гелия два протона, два нейтрона и два электрона; альфа-частица — это тот же гелий, но без электронов. В звезде электроны срываются с ядра и уносятся прочь, и в реакциях участвуют одни только ядра атомов. В ядре Солнца, где температура составляет 14 млн K, сильнейшие гравитационные силы сдавливают четыре ядра водорода — четыре протона, которые сливаются с образованием альфа-частицы, двух позитронов, двух нейтрино и большого количества энергии. Позитроны и нейтрино позволяют двум протонам из четырех превратиться в нейтроны. На более глубоком уровне нам следовало бы рассматривать составляющие их кварки, но здесь такого описания достаточно. Аналогичная реакция заставляет водородную бомбу взрываться со страшной опустошительной силой, благодаря как раз такому выделению энергии, но там задействованы другие изотопы водорода — дейтерий и тритий.
* * *
На ранних этапах развития новая область науки напоминает коллекционирование бабочек: лови все, что можешь, а затем постарайся расположить свои экспонаты разумным образом. Спектроскописты коллекционировали спектры звезд и классифицировали по ним звезды. В 1866 году Анджело Секки распределил звезды по их спектрам на три различных класса, примерно соответствующие преобладающим в них цветам: бело-голубые, желтые, красно-оранжевые. Позже он добавил еще два класса.
Около 1880 года Пикеринг начал составлять обзор звездных спектров, опубликованный в 1890 году. Большую часть дальнейшей классификации провела Вильямина Флеминг, которая воспользовалась для этого усовершенствованной системой Секки, где классы обозначались буквами латинского алфавита от A до Q. После сложной серии переработок появилась нынешняя система классификации Моргана — Кинана, в которой используются буквы O, B, A, F, G, K и M. Звезды типа O имеют самую высокую температуру на поверхности, звезды типа M — самую низкую. Каждый класс подразделяется на более мелкие подклассы, пронумерованные цифрами 0–9, причем с увеличением индекса температура снижается. Еще один ключевой параметр — светимость звезды — присущая ей «яркость» на всех длинах волн, измеренная как суммарная энергия излучения, испускаемая звездой за секунду
[56]. Звездам также присваивается класс светимости, который записывается обычно римскими цифрами, поэтому всего в данной классификации присутствует два параметра, примерно соответствующие температуре и светимости.
Для звезд класса O, к примеру, характерна поверхностная температура выше 30 000 K и голубой оттенок света; по массе они превосходят Солнце по крайней мере в 16 раз, имеют слабые линии водорода и встречаются очень редко. Звезды класса G характеризуются поверхностной температурой от 5200 до 6000 K, светят бледно-желтым светом, имеют массу от 0,8 до 1,04 массы Солнца, показывают слабые линии водорода и составляют около 8 % всех известных звезд. К ним относится и наше Солнце, его тип G2. Звезды класса M характеризуются поверхностной температурой от 2400 до 3700 K и оранжево-красным цветом, имеют массу от 0,08 до 0,45 массы Солнца, показывают очень слабые линии водорода и составляют около 76 % всех известных звезд.
Светимость звезды коррелирует с ее размером, и в названиях различных классов светимости фигурируют гипергиганты, затем сверхгиганты, гиганты, субгиганты, карлики (или звезды главной последовательности) и субкарлики. Так что конкретная звезда может описываться как голубой гигант, красный карлик и т. д.
