13.8

В 1835 году философ-позитивист Огюст Конт[25] писал: «Не существует разумного способа, которым мы могли бы когда-либо определить химический состав звезд». Он не знал тогда, что, по сути, первые шаги к этому определению уже предприняты и вскоре после его смерти, в 1857 году, процесс будет завершен.

Чтение по линиям

Эти первые шаги были сделаны в 1802 году, когда Конту было всего четыре года от роду, английским ученым и врачом Уильямом Волластоном[26]. Несмотря на частичную потерю зрения в 1800 году, этот ведущий исследователь того времени смог сделать значительный вклад в оптику. Его открытие 1802 года было сделано во время изучения радужного спектра солнечного луча, пропущенного через узкую щель и стеклянную призму (опыт Исаака Ньютона). Волластон заметил, что между цветами радуги видны темные полосы: он насчитал две в красном спектре, три в зеленом и еще две в диапазоне от голубого до фиолетового. Ученый ошибочно заключил, что это просто зазоры между цветами, и не продолжил исследование феномена. Однако его открытие заинтриговало других исследователей, в особенности немца Йозефа фон Фраунгофера[27], которому в 1810-х годах удалось добиться намного более детального спектра и обнаружить 574 отдельные темные полоски. Сегодня их известно даже больше, они получили название фраунгоферовых линий. Полоски сосредоточены на коротком отрезке спектра и напоминают штрихкод. Но откуда же они взялись?

Отчасти на этот вопрос своими опытами сумели ответить в 1850–1860-х годах немецкие ученые Роберт Бунзен и Густав Кирхгоф[28]. Имя Бунзена известно каждому, кто когда-либо изучал химию, благодаря легендарной бунзеновской горелке, хотя на самом деле придумал ее Майкл Фарадей, а доработал ассистент Бунзена Петер Десага (он использовал имя своего более известного руководителя для продвижения собственной модели устройства). Впрочем, важно, не кто был автором горелки, а что Бунзену и Кирхгофу удалось с ней сделать.

В начале 1850-х годов в Гейдельберге провели трубопровод для снабжения горючим угольным газом (метаном) домов и фабрик, а также научных лабораторий при университете. Это вдохновило Бунзена на эксперименты с пресловутой горелкой. Внутри нее кислород строго определенным образом соединяется с угольным газом, продуцируя прозрачный огонь, идеальный в использовании для «реакции в пламени», идентифицирующий вещества по окраске, которую они придают огню. Изначально Бунзен использовал для калибровки своих наблюдений цветные фильтры, но Кирхгоф решил, что точнее будет проводить анализ с помощью спектроскопа. Они совместно создали аппарат с узкой щелью для света, специальным устройством для сужения луча – коллиматором, призмой для преломления луча и получения радужного спектра, а также линзой, похожей на микроскопную, для изучения спектра. Хотя Фраунгофер тоже применял в работе призму и линзу, только здесь впервые все эти компоненты оказались объединены в один инструмент – спектроскоп.

Гейдельбергские исследователи знали, что при помещении в прозрачное пламя бунзеновой горелки разные вещества окрашивают его в разные цвета. Так, натрий делает огонь желтым, а медь – зеленым или голубым. Ученые проанализировали свет пламени с помощью спектроскопа и обнаружили, что каждый элемент при нагревании образует яркие линии на спектре с конкретными длинами волн: натрий в желтой части спектра, медь в зеленой или голубой и так далее. (Желтые линии натрия были известны и Фраунгоферу: с их помощью он проверял оптические свойства стекла и именно поэтому стал изучать солнечный спектр.) Немецкие специалисты вскоре поняли, что четкие линии на спектре образует любой нагретый предмет. Однажды вечером, находясь в своей гейдельбергской лаборатории, они сумели проанализировать свет от крупного пожара в Мангейме, вспыхнувшего на расстоянии 17 км, и обнаружили в зареве признаки наличия стронция и бария.

Спустя несколько дней Бунзен и Кирхгоф гуляли по городу вдоль реки Неккар, обсуждая эксперимент с пожаром. По легенде, Бунзен сказал Кирхгофу примерно следующее: «Если мы смогли узнать, что горело в Мангейме, то наверняка сможем узнать то же и о Солнце. Только вот люди примут нас за сумасшедших фантазеров».

Тем не менее ученые обратили свое внимание на спектр Солнца и выявили, что многие из темных линий, открытых Фраунгофером, находятся в той же части спектра, точно на тех же длинах волн, что и яркие линии, формируемые различными веществами при нагревании в лаборатории. Естественно было предположить, что эти элементы присутствуют во внешнем слое Солнца, но имеют меньшую температуру, чем более глубокие слои, так что при прохождении света изнутри наружу они забирают его часть из спектра на определенных длинах волн, вместо того чтобы добавить к нему яркие линии. Такое понимание происходящего, в частности, сформулировал Кирхгоф. В то время никто не знал, как образуются эти линии. Чтобы понять это, пришлось ждать разработки квантовой теории структуры атома в XX столетии. Но даже без этого знания уже в 1860-х годах удалось выяснить состав Солнца, а в дальнейшем применить тот же принцип для определения того, из чего состоят другие звезды. Утверждают, что, вспомнив тот разговор на берегу реки, Кирхгоф сказал: «Бунзен, так я сумасшедший!» И тот ответил: «Кирхгоф, я тоже!»{10} Открытие Кирхгофа было представлено Прусской академии наук в Берлине 27 октября 1859 года. Сегодня этот день считается началом истории астрофизики (хотя сам термин появился лишь в 1890 году).

Чтобы опровергнуть Конта, понадобилось всего три десятилетия. Хотя заключения астрономов не всегда были верны. До конца XIX века им удалось доказать наличие в спектре Солнца, а также отчасти и звезд множества элементов, существующих на Земле. После чего они естественным образом пришли к заключению, что состав Солнца близок к составу Земли. Но ученые ошиблись. Звезды намного проще по строению, и сегодня нам известно, что они (включая Солнце) состоят преимущественно из водорода и гелия, а других элементов там совсем немного. Однако в начале 1860-х годов никто еще не знал о существовании гелия. Его открытие дало начало эре солнечной – и звездной – спектроскопии.

Охота на гелий

Важнейшую роль в открытии гелия сыграл английский астроном Джозеф Локьер[29], проводивший в 1860-е годы много времени в наблюдениях за Солнцем (по основной профессии он был клерком Военного министерства в Лондоне). Локьер старался узнать обо всех новостях спектроскопии, поступавших из лаборатории Бунзена и Кирхгофа, и применить передовые приемы в своих наблюдениях. С помощью спектроскопии он доказал, что темные пятна на Солнце свидетельствуют о наличии близ поверхности светила (в солнечной короне) газа с относительно низкой температурой и поглощении им света от горячих газов в предыдущих слоях. Это выдающееся открытие было совершено 20 октября 1868 года, когда Локьер смог проанализировать свет внешних слоев Солнца новейшим спектроскопическим оборудованием.

Буквально за несколько месяцев до этого, 18 августа, внешние слои Солнца удалось спектроскопически изучить во время наблюдаемого с территории Индии затмения. Это было первое изученное затмение с момента публикации предположения Кирхгофа, что фраунгоферовы линии говорят о наличии на Солнце различных химических элементов, и наблюдал его французский астроном Пьер Жансен[30]. В момент, когда Луна перекрыла яркий свет с поверхности Солнца, он смог определить линии в спектре материи, находящейся непосредственно над поверхностью звезды, в так называемой хромосфере. Там обнаружились яркие линии, в том числе желтая полоска, длину волны которой впоследствии определили в 587,49 нанометра, очень близкая к линиям натрия. Спектральные линии были настолько яркими, что Жансен осознал возможность заметить их даже вне периода затмения. Он продолжал наблюдения до момента возвращения в Европу.

Еще не зная о результатах Жансена, 20 октября Локьер обнаружил с помощью своего спектроскопа ту же желтую линию. Уже 26 октября, всего через несколько дней, открытия Жансена и Локьера были представлены Французской академии наук. Вскоре Локьер делает еще один шаг вперед и заявляет, что эта линия, должно быть, признак ранее неизвестного элемента. Он дает ему имя «гелий» в честь греческого бога солнца Гелиоса.

Такое заявление вызвало противоречивые отклики. Многие ученые предпочитали думать, что линия порождена водородом, подвергнутым воздействию колоссальных температур и давления. Но в 1895 году физик Уильям Рамзай[31] обнаружил, что выделявшийся из урана ранее неизвестный газ дает в спектре яркую желтую линию, близкую к натриевым. Сначала он назвал этот газ криптоном, но затем его коллега Уильям Крукс[32] заметил, что линия расположена в том же самом месте, что указали Локьер и Жансен, и Рамзай понял, что неизвестный газ – это гелий. (Позже он все-таки назвал другой газ криптоном.) Таким образом, спектроскопия предсказала открытие гелия на Земле за 27 лет до этого события.

К тому времени Джозеф Локьер уже был профессиональным астрономом. В 1869 году он стал одним из основателей научного журнала Nature и руководил им в течение первого полувека его существования. В 1890 году Локьера назначили директором обсерватории физики Солнца в Южном Кенсингтоне, в этой должности ученый проработал вплоть до своей отставки в 1911 году. В 1897 году, не в последнюю очередь за открытие гелия, Локьер был пожалован рыцарским титулом.

Как показало открытие гелия, прогресс в астрономии во многом обязан открытию звездной спектроскопии, а также другим техническим разработкам. Среди них значительное место занимает фотография, которая, помимо всего прочего, сделала возможным регулярную фиксацию звездных спектров для дальнейшего изучения и сопоставления с другими спектрами. Но прежде чем рассказать об этом, имеет смысл на время перескочить в 1920-е, к новому шагу, сделанному в сторону понимания состава звезд.

Вводные к водороду

Этот новый шаг был сделан ученым, родившимся на стыке веков, в 1900 году. И это была женщина, а в то время представительницы слабого пола редко становились выдающимися учеными.

Сесилия Пейн[33] получила стипендию на обучение в кембриджском Ньюнем-колледже (единственный путь получения университетского образования) в 1919 году. Она изучала ботанику, физику и химию, но случайно посетила лекцию Артура Эддингтона[34] об африканской экспедиции по изучению солнечного затмения, во время которой он «доказал правоту Эйнштейна», измерив отклонение Солнцем света далеких звезд. Лекция разожгла в Сесилии интерес к астрономии, и она посетила день открытых дверей университетской обсерватории. Количество задаваемых ею вопросов заставило Эддингтона заинтересоваться студенткой и предложить ей посещать обсерваторскую библиотеку. Там девушка зачитывалась журналами по астрономии со статьями о последних открытиях.

Завершив обучение (до 1948 года Кембридж не выдавал женщинам дипломы, поэтому, выпустившись, Сесилия не могла получить ученую степень), Пейн начала поиски места, где она могла бы продолжить изучение астрономии. Построить исследовательскую карьеру в Великобритании было невозможно: женщины-ученые в то время могли занимать лишь преподавательские должности. Эддингтон познакомил ее с Харлоу Шепли[35] из Гарварда, который предложил выпускнице поступить в докторантуру (несмотря на формальное отсутствие диплома), и в 1923 году Сесилия уехала в Штаты. Всего два года спустя она защитила блистательно выполненную докторскую и стала первой женщиной, получившей степень в колледже Рэдклифф (за работу, проведенную в обсерватории гарвардского колледжа). В диссертации доказывалось, что Солнце преимущественно состоит из водорода. Однако в духе того времени эта идея не считалась заслуживающей доверия до тех пор, пока два астронома мужского пола не пришли к тому же выводу во время независимых экспериментов.

При изучении солнечного спектра Сесилия Пейн использовала недавнее открытие индийского физика Мегнада Сахи[36]: усложнение рисунка линий в звездном спектре (или фраунгоферовых линий Солнца) происходит в том числе в результате воздействия на разные части атмосферы звезды разных физических условий. К 1920-м годам физики уже знали то, что не могли знать Бунзен и Кирхгоф: атомы состоят из ядер, вокруг которых на некотором расстоянии вращаются электроны. Темные линии в спектре возникают тогда, когда электрон поглощает свет на определенной длине волн и переходит внутри атома на более высокий энергетический уровень. Яркие линии возникают, когда электрон переходит на более низкий энергетический уровень и испускает излучение (сегодня мы бы сказали, фотоны). Атом, потерявший один или несколько электронов, называется ионом. Спектры ионов, соответственно, отличны (и это отличие можно измерить) от спектров исходных атомов. Пейн измерила линии поглощения звездных спектров и продемонстрировала, как температура (преимущественно) и давление в атмосфере звезды влияют на ионизацию ее атомов. Именно она усложняет рисунок линий: неионизированные атомы давали бы более простой рисунок. Спектры разных звезд отличаются друг от друга не вследствие разного состава, а из-за различного уровня ионизации их атмосфер.

Выдающееся достижение Сесилии Пейн состоит в том, что она сумела распутать сложнейшие сочетания сотен фраунгоферовых линий и выяснила, какое соотношение разных элементов на разных стадиях ионизации необходимо для объяснения наблюдений. Получить некоторое представление о сложности поставленной ею задачи можно хотя бы из того, что астроном Отто Струве[37] позднее назвал ее работу «самой блестящей из всех, когда-либо написанных по астрономии». Сесилия выяснила пропорции восемнадцати элементов в составе Солнца и звезд и обнаружила, что везде они почти идентичны. Однако самой большой неожиданностью стало то, что, согласно ее выводам, Солнце и звезды почти полностью состоят из водорода и гелия. Если она права, все остальные элементы вместе взятые составляют всего 2 % не только ближайшей к нам звезды, но и всех прочих. Большая часть материи Вселенной – это всего два самых легких элемента. В 1925 году это открытие казалось невероятным. Пейн была уверена в корректности своих умозаключений, но, когда Шепли отправил черновик ее диссертации в Принстонский университет Генри Расселлу[38], чтобы получить независимый отзыв, тот однозначно назвал выводы диссертации «совершенно невозможными». По совету Шепли, Пейн добавила в работу такие слова: «огромный избыток этих элементов [водорода и гелия] в атмосфере звезд почти наверняка не имеет отношения к реальности». И ее диссертация была принята, она получила степень доктора наук и написала книгу Stellar Atmospheres («Звездные атмосферы»), убеждавшую астрономов в том, что выводы Сесилии, напротив, почти наверняка верны.

Изменению стереотипов способствовало независимое подтверждение результатов Пейн другими астрофизиками. В 1928 году немецкий астроном Альбрехт Унзольд[39] провел детальный спектроскопический анализ солнечного света и обнаружил, что сила водородных линий указывает на наличие в составе Солнца примерно миллиона атомов водорода на один атом любого другого элемента. Год спустя ирландский астроном Уильям Маккри[40] подтвердил эти результаты с помощью другого спектроскопического приема[41]. О чем говорят эти исследования? Прежде всего о том, что, хотя Сесилия Пейн и была выдающимся исследователем, которому принадлежит заслуга первооткрывателя, это открытие должно было свершиться, потому что пришло его время. Техническое развитие в 1920-е годы делало его почти неизбежным. В 1929 году, осуществив подобный анализ с использованием другого подхода, Расселл сам опубликовал статью, в которой согласился с результатами Пейн и отдал должное ее заслугам. К несчастью, из-за высокого авторитета Расселла в астрономической среде какое-то время многие ученые считали автором открытия именно его (им следовало бы лучше разбираться в науке или хотя бы внимательнее читать его статью).

Пейн сделала выдающуюся карьеру астронома. В 1934 году она вышла замуж за астрофизика, русского эмигранта Сергея Гапошкина, и осталась в истории как Сесилия Пейн-Гапошкина. Она проработала в Гарварде всю жизнь, несмотря на свой небольшой «женский» заработок и низкий статус. В течение многих лет ее официальная должность именовалась «технический ассистент», несмотря на передовые исследования и преподавательскую деятельность, присущую профессору. Только в 1956 году она стала первой женщиной в Гарварде, получившей статус штатного профессора. Впрочем, как и большинство ученых, Сесилия не гналась за статусом или доходом. В 1976 году, за три года до ее кончины, Американское астрономическое общество присудило ей престижную премию имени посрамленного ею Генри Расселла. В своей речи на церемонии вручения она сказала, явно намекая на свою диссертацию о звездном спектре: «Главная награда для молодого ученого – это восторг, который испытываешь, понимая, что ты первым в мировой истории увидел или понял что-то». Да, даже если другие говорят, что это «совершенно невозможно».

Но и в конце 1920-х годов астрофизикам еще только предстояло понять всю значимость того факта, что атмосфера Солнца исключительно богата водородом. Пройдет еще почти два десятка лет, прежде чем они узнают, что и внутри звезд, в частности Солнца, тоже в основном находится водород (и отчасти гелий, но более тяжелых элементов там почти нет). Ученые долго пребывали в заблуждении относительно состава звезд, отчасти из-за неудачного совпадения, связанного с попыткой определить их температуру, о чем я расскажу далее.

Сколько градусов на Солнце?

Для нашего понимания природы звезд особенно важны два показателя температуры: на поверхности и в центре Солнца. Дальше с ними можно будет соотнести ряд известных нам физических данных.

Еще нам нужно знать расстояние от Земли до Солнца. Согласно открытым в XVII веке Иоганном Кеплером законам движения планет, расстояние от Солнца до Венеры составляет 72 % расстояния от Солнца до Земли. Но как определить реальное расстояние? К счастью, изредка (в последний раз это случилось в 2012 году) с Земли можно наблюдать Венеру, проходящую непосредственно через диск Солнца. Такие прохождения, или транзиты, в сочетании с законами Кеплера позволили вычислить расстояние от Земли до Солнца с помощью параллакса[42]. Если прохождение наблюдается из двух значительно разнесенных точек на поверхности Земли, то момент пересечения Венерой края солнечного диска наступит для наблюдателей в разные моменты, поскольку они смотрят из разных углов. Зная их положение, с помощью геометрических расчетов несложно выяснить, что от нас до Солнца немногим менее 150 млн км. Из его видимого размера можно заключить, что диаметр Солнца примерно в 108 раз больше диаметра Земли.

Мы также можем узнать массу Солнца. Количество материи звезды определяет силу ее притяжения, именно оно удерживает на орбитах вокруг Солнца планеты, включая Землю. Наша планета облетает Солнце за один год и находится от него на расстоянии 150 млн км, отсюда можно рассчитать скорость ее движения. Сила, необходимая для удержания планеты на орбите, известна из основ физики, и ее принципы едины, неважно, удерживаются небесные тела с помощью гравитации или, скажем, с помощью натянутой между ними веревочки. Зная эту силу, мы можем применить ньютоновский закон всемирного тяготения и высчитать, что масса Солнца примерно в 332 940 раз больше массы Земли[43]. Поскольку объем Солнца (пропорциональный кубу его радиуса) в миллион с небольшим раз больше объема Земли, средняя плотность Солнца оказывается примерно в три раза меньше плотности Земли и всего в полтора раза больше, чем у воды. Впрочем, как мы увидим, это среднее значение мало о чем нам может сказать.

Итак, нам известно, насколько далеко от нас расположено Солнце и насколько оно велико. Но какова его температура? К этому вопросу можно подойти с двух сторон. Во-первых, можно вспомнить наблюдения физика XVIII века Уильяма Гершеля[44]. Он обратил внимание на то, что тепла полуденного солнца на экваторе достаточно, чтобы растопить слой льда на поверхности земли толщиной в дюйм (2,54 см) за два часа и двенадцать минут. Поскольку Солнце излучает энергию равномерно во всех направлениях, выходит, что за это время оно могло бы растопить ледяную сферу толщиной в один дюйм, окружающую Солнце и удаленную от него на расстояние Земли (300 млн км в диаметре). И чем ближе к светилу находились бы стенки такой сферы, тем быстрее она таяла бы, то есть за указанное время можно было бы растопить более толстый слой льда, но общий объем его в этой сфере оставался бы неизменным. Если мы максимально приблизим ее стенки к поверхности Солнца, их толщина составит больше полутора километров при сохранении времени таяния. Температура поверхности Солнца, необходимая для такого процесса, должна быть чуть ниже 6000 К[45].

Такой оригинальный физический опыт можно поставить для Солнца, но, конечно, не для измерения температуры других звезд. К счастью, есть и другой, более общий прием, который дает тот же ответ при измерении температуры на поверхности Солнца (что доказывает его эффективность). Он берет начало в другом труде много и плодотворно работавшего в различных областях Густава Кирхгофа.

Жар далеких звезд

В 1859 году проведенные исследования излучения горячих объектов позволили ему сформулировать так называемый закон Кирхгофа (не путать с открытыми им же правилами Кирхгофа для электрической цепи). Вот его суть: при любой конкретной температуре скорость, с которой объект излучает электромагнитную энергию (тепло и свет), равна скорости, с которой он поглощает электромагнитную энергию той же длины волн (или частоты). В 1859 году это была лишь вдохновенная догадка, но уже в 1861-м Кирхгоф провел эксперимент, доказавший ее правоту, а в 1862-м представил идею «идеального» излучателя и поглотителя, который получил название «черного тела». Такой объект поглощал бы все поступающее к нему излучение и в ответ, нагреваясь, излучал бы энергию по всему электромагнитному спектру, впрочем, по разным длинам волн неравномерно.

Существует очень простой опыт, позволяющий изучить излучение черного тела в лабораторных условиях. Возьмите металлическую коробку или запечатанную жестяную банку и проделайте в ней крохотное отверстие. Любое излучение, поступающее через него снаружи, будет многократно отражаться внутри от стенок и нагревать их. У вас получился идеальный поглотитель излучения и, как доказал Кирхгоф, такой же совершенный излучатель. «Идеальный» в данном случае означает, что излучение черного тела не зависит от его материала, размера, формы или иных физических характеристик. Значение имеет только температура. По мере нагревания часть излучения выходит наружу через отверстие и может быть изучено с помощью призм, спектроскопов и тому подобного. Можно даже специально активно нагревать коробку, например с помощью бунзеновской горелки. Непринципиально, как именно она нагреется, излучение всегда будет одинаковым. Оно называется излучением черного тела, или черным излучением. Важно понимать, что такое «черное тело» вовсе не обязательно черного цвета. Оно может оказаться мощным излучателем света и тепла. По сути, наше Солнце – почти идеальное черное тело, как и другие звезды.

Отсюда и ключ к измерению их температуры. В 1879 году, изучив результаты ряда экспериментов англичанина Джона Тиндаля, физик Йозеф Стефан[46] сумел измерить общий объем электромагнитной энергии, испускаемой объектами при различных температурах. Он вывел соотношение температуры и энергии и с его помощью рассчитал температуру на поверхности Солнца, она оказалась чуть меньше 6000 К. Обнаруженная Стефаном пропорция была уточнена Людвигом Больцманом[47] в 1884 году: он доказал, что она работает только в применении к черным телам. Сегодня мы называем ее законом Стефана – Больцмана.

В 1893 году Вильгельм Вин[48], работавший в Берлинском университете, довел эту фазу изучения излучения черного тела до логического завершения. График объема энергии, излучаемой черным телом на различных длинах волн, плавно поднимается от более низкого уровня на коротких волнах до пика на средних, затем вновь понижается на длинных. Чем выше температура, тем короче волны, на которых расположен пик энергии. Вин обнаружил, что температуру черного тела можно рассчитать, просто разделив 2,898 на длину волны пикового излучения (в миллиметрах). Это так называемый закон смещения Вина. Так, если пиковое значение энергии наблюдается на длине волны в 4 микрометра (то есть 0,004 мм), температура черного тела будет равна 724,5 К. Хотя этот закон представляется очень конкретным и простым в применении, он остается одним из самых полезных инструментов в астрофизике. С его помощью астрономы могут узнать температуру поверхностей звезд, просто измеряя пиковые длины волн для излучаемой ими энергии. Кстати, закон Вина легко наблюдать в быту.

Всем известно, что при нагревании объекты меняют цвет, а во времена повсеместного распространения каминов это было еще очевиднее: мой отец, например, любил прикуривать от раскаленной кочерги. При комнатной температуре кочерга, разумеется, была черной. По мере нагревания она раскалялась докрасна и отлично подходила для поджигания сигареты. Если отец забывал вовремя вытащить кочергу из огня, она раскалялась еще больше – добела. Я никогда не присутствовал при следующей стадии, но могу предположить, что, оставь он ее в огне еще дольше, кочерга бы расплавилась. Закон Вина придал этому процессу конкретное математическое выражение. Спектроскопия может точно измерить температуру раскаленного докрасна или добела металла, а также более тонких градаций: от еле заметного бордового до ослепительно-синего цвета (и за пределами видимого спектра – в инфракрасный и ультрафиолетовый диапазон). Звезды бывают разных цветов, и красные холоднее голубых. Закон Вина подсказывает нам истинные температуры поверхности звезд. Все они лежат примерно между 3000 и 30 000 К, на этом фоне Солнце выглядит довольно ординарным светилом с невысокой температурой поверхности. Но это лишь часть интриги. А какова температура внутри Солнца и других звезд?

Температура внутри

Оказывается, температура внутри стабильной звезды зависит только от ее массы, яркости (связанной с температурой) и состава. Непринципиально, как именно поддерживается жар внутри звезды: достаточно того, чтобы ее температура поддерживала необходимое для сопротивления гравитационной силе сжатия давление. Масса Солнца известна нам по его воздействию на орбиты планет, и, как только стало понятно, что оно состоит преимущественно из водорода и гелия, удалось рассчитать температуру в центре Солнца – примерно 15 млн К. Если оно обычная звезда, температуры внутри других светил должны иметь сопоставимые значения. Однако, чтобы доказать это, астрономам было необходимо вычислить массу хотя бы еще нескольких звезд. К счастью, это удалось сделать, применив те же законы гравитации, которые определяют орбиты планет вокруг Солнца, к звездным системам, в которых друг вокруг друга вращаются две звезды (двойные звезды) или даже три. Кстати, примерно половина всех видимых на небе звезд – двойные. И снова для этих измерений пригодилась спектроскопия.

Согласно открытию Бунзена и Кирхгофа, каждый элемент порождает в спектре линии с конкретными длинами волн. Но если объект, спектр которого мы изучаем, сдвигается относительно измерительных инструментов, наблюдаемые длины волн этих линий тоже сдвигаются. Если он движется на нас, длины их волн становятся короче (более высокие частоты) – это явление получило название синего смещения, поскольку длины волн синего цвета короче, чем красного. Если же объект удаляется, волны как бы растягиваются (более низкие частоты), становятся длиннее, и это красное смещение[49]. Если объект движется под углом к нам, ситуация усложняется, но терпение и знания помогут разобраться и здесь. Такие сложные смещения называются доплеровскими в честь немецкого физика Кристиана Доплера[50], в 1840-х годах изучавшего этот эффект на примере звуковых волн. Важно, что доплеровские смещения зависят от скорости движения объекта, поэтому для изучения двойных звезд нужно знать, насколько быстро они движутся по орбитам друг относительно друга.

Из основ физики астрономам было известно, что существует довольно ограниченный диапазон возможных масс для ярких звезд. Если газовый шар имеет слишком малую массу: в десять или более раз меньшую, чем Солнце, то он не сможет разогреться в достаточной степени и превратится в холодное тело, похожее на разросшуюся планету Юпитер и известное как коричневый карлик. Однако если масса газового шара будет превышать солнечную больше чем в несколько сотен раз, то в попытке компенсировать эффект сжатия он разогреется так сильно, что взорвется. Сильно округляя, можно считать, что массы ярких звезд ограничены диапазоном от 0,1 до 100 солнечных масс (эти значения в 1920-х годах выведены астрофизиком Артуром Эддингтоном, тем, который вдохновил на занятия астрономией Сесилию Пейн). К счастью для основ физики (и физиков), исследования реальных звезд в двойных системах подтвердили эти выкладки. Но они показали кое-что еще более важное. Между массой звезды и ее истинной яркостью, или светимостью, есть прямая зависимость, и это указывает на то, что звезды с очень разными массами и светимостями имеют сопоставимую внутреннюю температуру.

Термин «истинный» в применимости к яркости принципиально важен. Звезды с одним и тем же показателем этой характеристики могут восприниматься тусклее или ярче в зависимости от расстояния. Сияющая на небе звезда может быть сравнительно тусклой, но очень близкой к нам, а еле заметная – очень яркой, но удаленной. Поскольку существуют способы измерения расстояний до звезд (я подробнее расскажу о них в главе 5), эти сбивающие с толку визуальные эффекты можно устранить, вычислив абсолютную звездную величину, то есть яркость, которую имела бы звезда при рассмотрении с расстояния в 10 парсек (примерно 32,6 световых года).

В зависимости от массы звезды точное соотношение массы и светимости несколько меняется, но для масс в диапазоне от 0,3 до 7 солнечных светимость пропорциональна массе в четвертой степени. Таким образом, звезда, имеющая массу в два раза больше солнечной, окажется в шестнадцать раз ярче него, поскольку 2⁴ = 16. Связанная с этим пропорция показывает, что диаметр звезды, похожей на Солнце, находится в прямой пропорции к ее массе, то есть это гипотетическое светило, будучи в два раза тяжелее Солнца, окажется в два же раза больше него (не в 16 раз!). О том, что соотношение массы и яркости подразумевает схожую внутреннюю температуру звезд, догадался Артур Эддингтон. Сегодня известно, что эта температура равна примерно 15 млн К, но в середине 1920-х годов Эддингтон не знал, что звезды состоят в основном из водорода и гелия: открытие Сесилии Пейн еще не стало общепризнанным фактом. Поэтому его вычисления оказались преувеличенными, в опубликованной в 1926 году книге The Internal Constitution of the Stars («Внутреннее строение звезд») он приводит энергоемкость двух конкретных звезд и пишет, в частности:

Далее в этой же книге он приводит некоторые подробности. При образовании звезды из сжимающегося облака газа, утверждает Эддингтон, она сжимается до тех пор, пока температура в ее центре не достигнет 40 млн градусов и внезапно не высвободится основной запас энергии ‹…› [Затем] звезда должна удерживать при температуре выше критической достаточное количество материи, чтобы обеспечивать необходимый запас энергии.

Важнейший вопрос, возникший в 1926 году, звучал так: откуда же берется энергия, необходимая для света звезд, таких как наше Солнце? Эддингтон считал, что он знает ответ, и вскоре его правота была доказана и открыла возможности для понимания не только современного состояния звезд, но и всего их жизненного цикла, а в итоге и возраста самых старых звезд во Вселенной[51]. Но сначала ученым предстояло понять, сколько лет Солнцу…

С какой-то точки зрения Солнце вовсе и не горячее. Мне очень нравится пример, приведенный Георгием Гамовым в книге 1964 года A Star Called the Sun («Звезда по имени Солнце»). Если бы полностью герметичный кофейник производил тепло с такой же скоростью в расчете на грамм, как в среднем делает Солнце, насколько быстро он нагрел бы воду комнатной температуры до кипения? Ответ поначалу кажется неожиданным: за несколько месяцев! Дело в том, что для повышения температуры 1 грамма воды с 0°С до 100°С требуется 100 калорий энергии, но каждый грамм массы Солнца в среднем производит очень мало тепла. Масса Солнца составляет 2 × 10³³ грамма, а с его поверхности излучается всего 9 × 10²⁵ калорий тепла в секунду, то есть каждый грамм массы Солнца выделяет менее 4,5 × 10⁻⁸ калорий в секунду, не дотягивая даже до одной десятимиллионной калории в секунду. Это намного меньше, чем скорость выделения тепла нашим организмом в процессе обмена веществ (но наша кровь никогда не закипит, ведь организм не герметичен и тепло постоянно уходит из него).

Иными словами, проблема не в температуре Солнца. Даже горящие угли могли бы несколько секунд (или несколько тысяч секунд) выделять столько же тепла, сколько оно. В начале XX века астрофизиков мучила другая загадка: как звездам, и Солнцу в их числе, удается оставаться горячими так долго? То, что возраст Земли огромен, стало очевидно в XIX веке по мере развития знаний о геологии и эволюции. Когда стало примерно понятно, сколько лет нашей планете, появилась возможность утверждать, что Солнцу как минимум не меньше, но никакой из известных ученым процессов (даже горение горы угля размером с Солнце) не мог длиться так долго.

Французский след

Первая серьезная попытка вычислить возраст Земли была предпринята в XVIII столетии французским аристократом графом де Бюффоном[52]. Он был чрезвычайно богат и посвятил свою жизнь науке и служению обществу. Граф умер в 1788 году, как раз перед Великой Французской революцией, а его сын, унаследовавший титул, погиб на гильотине в 1794-м. Бюффон многое сделал для науки, в том числе развил наблюдение, сделанное Ньютоном за век до него и упомянутое в знаменитой книге «Принципы». Ньютон сказал, что «кометы иногда падают на Солнце», что вызвало в среде натурфилософов (так в то время назывались ученые) представление о Солнце как о раскаленном железном шаре, от которого ударом кометы когда-то откололась Земля. Сам Ньютон, не проделавший в этом отношении никаких опытов или подробных расчетов, полагал, что шар раскаленного металла размером с Землю не мог бы охладиться до такой температуры, чтобы на нем можно было жить, в течение «более чем 50 тысяч лет». Это утверждение никто не оспорил, хотя из него следовало, что возраст земли в десять с лишним раз больше указанного в Библии, если рассматривать ее текст буквально.

Бюффон дал ход этому рассуждению, проведя эксперименты и оценив скорость остывания железных шаров разной величины. Его опыты были чрезвычайно сложны, но долго не давали информативных выводов. Бюффон измерил скорость перехода металлических шаров от красного каления к температуре, не оставляющей ожогов при прикосновении. По легенде, его ассистентами в этих экспериментах были женщины из аристократических семей, которые нежными ручками в тончайших белых перчатках проверяли, остыл ли металл. Результаты своих расчетов он перенес на масштабы Земли. Выяснилось, что Ньютон был недалек от истины. Бюффон пришел к выводу, что Земле понадобилось бы более 75 тысяч лет, чтобы охладиться до температуры, пригодной для жизни. Это была очень неточная, но научная попытка измерения возраста нашей планеты, опубликованная во второй половине XVIII века. Однако вскоре ее превзошла работа одного из представителей нового поколения великих французских ученых. И возраст Земли, подсчитанный им, был настолько огромен, что даже в начале следующего, XIX века он не стал его предавать огласке, то ли из-за страха преследования со стороны католической церкви, то ли потому, что сам не мог поверить в свои выводы.

Жозеф Фурье был научным советником Наполеона и занимал высокие государственные должности, ему пожаловали титул барона, а затем графа[53]. Свои научные изыскания о распространении тепла в твердом теле он начал в первом десятилетии XIX века в Гренобле в должности префекта департамента Изер. Его труд по теплопередаче был опубликован в 1822 году. Фурье провел множество экспериментов: например, нагревая один конец железного прута и наблюдая распространение тепла до другого конца, он выводил уравнения, описывающие тепловой поток. Затем он применил эти уравнения для вычисления времени охлаждения шара из расплавленного металла размером с Землю. Он внес в рассуждения Бюффона важное уточнение, поняв, что как только земная кора затвердеет, она начнет мешать теплу уходить из середины планеты и значительно замедлит остывание недр. Это одна из причин, по которой центр Земли, как мы знаем сегодня, до сих пор расплавлен (другая причина в том, что ядро Земли продолжает выделять тепло благодаря радиоактивности, о которой вскоре пойдет речь в рассказе о Солнце). Фурье сформулировал уравнения, с помощью которых можно было учесть все эти явления и подсчитать возраст Земли. Он наверняка это сделал, но результат не был опубликован; в архивах ученого не осталось ни клочка бумаги с получившимся числом. Эта оценка возраста Земли – и, вероятно, Солнца – составляла не тысячи и не десятки тысяч, а 100 млн лет! Впрочем, по мере развития науки в XIX веке этот возраст стал казаться астрономам слишком большим, а геологам и биологам-эволюционистам, напротив, слишком малым.

Бесплатный сыр

Примерно в середине XIX столетия физики разработали концепцию термодинамики – законы, определяющие поведение горячих объектов и передачу энергии в виде тепла от одного объекта к другому (причем, что важно, от более теплого к менее теплому, но не наоборот) в рамках естественных систем. Одним из толчков к развитию этого направления физики послужило открытие паровой машины – двигателя индустриальной революции. Разобравшись в принципах ее работы, исследователи дополнительно развили теорию термодинамики, а та, в свою очередь, позволила усовершенствовать паровые машины. Термодинамику можно назвать ключевым разделом физики XIX века, и одной из ее особенностей в тот период стало максимальное применение учеными второго закона термодинамики, получившего звание самого важного в науке. Говоря попросту, этот закон гласит, что все постепенно изнашивается, из ничего нельзя получить нечто, а бесплатный сыр бывает только в мышеловке. Физики поняли, что этот закон применим и к самому Солнцу (и, по правде сказать, ко всей Вселенной) и что поэтому оно не представляет собой вечный источник тепла и света для Земли. В 1852 году британский физик Уильям Томсон, открывший этот закон в 1851 году и впоследствии получивший титул лорда Кельвина[54] (он больше известен нам под этим именем), писал:

Но как долго длился этот «определенный период времени»? Не один ум размышлял над этой задачей, но были двое, кто углубились больше других и пришли почти к одному и тому же выводу, – это англичанин Кельвин и немец Герман фон Гельмгольц[55]. Они считали наиболее мощным источником энергии (известным в то время) гравитацию. Кельвин заинтересовался сделанным Джоном Ватерстоном[56] в 1853 году предположением, что температура Солнца поддерживается энергией, высекаемой ударами о его поверхность метеоров. К сожалению, вскоре выяснилось, что высвобождаемой при таких ударах энергии было бы совершенно недостаточно. Даже поглощение Солнцем целых планет не дало бы нужного тепла: если бы ближайшая к нему планета, Меркурий, упала на Солнце, порожденной ею энергии хватило бы на поддержание температуры в течение всего семи лет, и даже Нептун, самая удаленная планета-гигант в Солнечной системе, разогрел бы его лишь на пару тысяч лет.

Кельвин не возвращался к проблеме до конца 1850-х годов, в течение которых Гельмгольц предложил новую идею, связанную с гравитацией. В 1854 году он задался вопросом, не сжимается ли Солнце, высвобождая при этом потенциальную энергию тяготения в виде тепла.

Подобный процесс мы не наблюдаем в обычной жизни, но его легко понять. Представьте камень размером с Солнце, разбитый на мелкие осколки, разнесенные на большом расстоянии, а затем вновь собранный силой притяжения. Соединяясь, осколки будут высвобождать тепло, так же как метеориты выделяют его при ударе о поверхность Земли. Необходимая для разбрасывания осколков по пространству энергия равна высвобождаемой при их соединении. К атомам применимы те же законы, что и к камням. Таким образом, сжимающееся облако газа также превращает энергию тяготения в тепло и разогревается изнутри. Тепло порождает давление изнутри наружу, которое компенсирует сжимающее действие гравитации и замедляет коллапс. Гельмгольц не подсчитал в точности, сколько высвободится энергии при схлопывании газового облака величиной с Солнце, а просто указал, что это количество весьма велико. Этот недочет оставил Кельвину возможность вернуться к проблеме в 1860 году и завершить работу[57], результаты которой были опубликованы пару лет спустя.

Эти расчеты показывают только общий объем энергии, который высвободился бы при коллапсе облака материи, имеющего массу Солнца. В начале 1860-х Кельвин еще не задумывался, каким образом эта энергия может, скажем так, храниться и постепенно высвобождаться в течение долгого времени. Но ему было под силу выяснить максимально возможный возраст Солнца, просто взяв общую энергию и разделив ее на количество, излучаемое в день. Ученый пришел к выводу, что энергия тяготения могла поддерживать сияние Солнца на его нынешнем уровне на протяжении примерно 10–20 млн лет. Допустив, что он мог ошибиться в десять раз, он написал в опубликованной по результатам своей работы статье:

Это утверждение появилось в печати спустя три года после публикации «Происхождения видов». Чарльз Дарвин, до увлечения биологией бывший геологом, подвергся значительному влиянию идей геолога Чарльза Лайелла[58]. Труд этого энтузиаста, посвященный возрасту Земли и ее формированию посредством (в том числе) вулканической деятельности, ветров и климатического воздействия, снабдил Дарвина временной шкалой, так необходимой ему для объяснения появления имеющегося сегодня на Земле разнообразия видов в процессе эволюции и естественного отбора. Дарвин читал книги Лайелла по геологии во время своего путешествия на «Бигле». В своем письме к коллеге он пишет: «Мне всегда кажется, что мои книги наполовину порождены умом Лайелла и что я никогда не смогу достойно выразить ему свою признательность». Впрочем, как показывает этот пример, признательность он выражал вполне достойно. Чтобы проиллюстрировать долгую историю нашей планеты, вдохновленный работами Лайелла Дарвин вычислил, сколько времени заняло бы у процессов эрозии формирование меловых холмов и долин региона Уилд на юго-востоке Англии. Из работ таких исследователей, как Лайелл, уже было очевидно, что геологически этот район относительно молодой и сама Земля намного старше, чем рассчитанный Дарвином возраст. Его подсчеты были весьма грубы, а результат слишком велик, но он уже может быть сопоставлен с современными значениями. Кельвин обрушился на результаты Дарвина с нескрываемым сарказмом:

В 1862 году Кельвину было всего тридцать восемь лет, и до конца XIX века он лишь все более укреплялся во мнении, что возраст Земли и Солнца намного меньше, чем указываемый геологами и эволюционистами. Он держался точки зрения (в свете знаний того времени вполне разумной), что бесплатный сыр бывает только в мышеловке и что из всех форм энергии, известных науке того времени, снабжать Солнце энергией дольше всего могла сила тяготения. Оценивая возраст Солнца в несколько десятков миллионов лет, Кельвин рассчитал возраст Земли исходя из предположения, что она сформировалась как раскаленный каменный шар в результате столкновения метеоров. Он применил уравнения Фурье и скорректировал результат с помощью данных о том, насколько поднимается температура при спуске в глубокие шахты. У него вышло 98 млн лет – больше, чем возраст Солнца; но Кельвина это не смутило. Зато эта величина отлично согласовывалась с более осторожным предположением, которое он планировал опубликовать. Ученый тактично указал, что возраст Земли может равняться 20 или 200 млн лет, но не больше. Однако шли годы, и его уточненные расчеты отодвигали этот возраст все ближе к нам, в то время как геологи и эволюционисты двигали свои оценки в противоположном направлении.

Окончательные выводы Кельвин представил в виде лекции в лондонском Королевском институте в 1887 году. По сути, они основывались на предположении Гельмгольца от 1854 года, Кельвин лишь добавил числовую базу. Итоговая оценка возраста Солнца (и других звезд) сегодня известна как временная шкала Кельвина – Гельмгольца: она базируется на идее, что Солнце постепенно сжимается под собственным весом и в этом процессе постепенно высвобождает энергию тяготения в форме тепла.

Я уже упоминал ранее об этой модели: космическое газовое облако сжимается под собственным весом и нагревается внутри по мере превращения энергии тяготения в кинетическую энергию сталкивающихся атомов. К тому времени, когда такое сжимающееся облако сократится до размеров Солнца, внутренняя температура составит несколько миллионов градусов (температура поверхности – несколько тысяч) и создаст давление, равное гравитационному сжатию. Именно так сегодняшние астрономы представляют себе возникновение, сжатие и стабилизацию звезд в рамках шкалы Кельвина – Гельмгольца.

Но когда протозвезда[60] достаточно нагреется внутри, ее сжатие сильно замедлится. Пока звезда внутри горячая, она не способна полностью сжаться. Если же она остынет, давление уменьшится и звезда съежится. Сокращаясь в размерах, она высвободит энергию тяготения и вновь разогреется, увеличивая давление и замедляя коллапс. Кельвин сумел рассчитать, на сколько Солнцу необходимо сжиматься ежегодно, чтобы высвободить количество энергии, излучаемое сегодня его поверхностью. Вышло всего 50 см в год, или 50 м каждый век. Сокращаясь со скоростью 50 м в столетие (астрономы XIX века даже не могли измерить столь небольшое изменение), Солнце было способно светить 20–30 млн лет. Но не дольше.

Догматизм Кельвина не иссяк с годами. В 1889 году он писал:

В 1897-м (году, когда он был возведен в пэры) Кельвин остановился на мнении, что самый вероятный возраст Солнца и Земли – 24 млн лет, и повторил:

«Определенный период» теперь означал 24 млн лет, и все высказывание было задумано как выпад против геологов и эволюционистов. По сути, «действия», невозможные в рамках известных ему законов, только что были открыты и в XX веке в корне изменили понимание людьми природы звезд.

Источники колоссальной энергии

В 1899 году американский геолог Томас Чемберлен[61], отвечая на поставленную астрономами проблему временной шкалы, писал в журнале Science:

Он оказался прав. Действительно, революция, которая перевернула астрофизику (и многие другие направления науки), уже началась – в 1895 году, когда были открыты рентгеновские лучи.

Это открытие было сделано в момент, когда Вильгельм Рентген[62], маститый пятидесятилетний профессор Вюрцбургского университета, исследовал лучи, испускаемые отрицательно заряженной пластиной (катодом – отсюда название «катодные лучи») в стеклянной трубке, из которой был откачан воздух. Сегодня мы знаем, что эти «лучи» на самом деле частицы, называемые электронами, но Джозеф Джон Томсон[63] (однофамилец лорда Кельвина) открыл их чуть позже, в 1897 году. Рентген обнаружил, что при ударе о стенки трубки катодные лучи вызывали иной вид излучения – таинственные Х-лучи, которые мы сейчас называем рентгеновскими. Вскоре выяснилось, что это электромагнитное излучение, подобное свету, но со значительно меньшей длиной волны. Это важное открытие, казалось, не противоречило известным законам физики: энергия катодных лучей заставляла точку на стеклянной трубке светиться и таким образом отчасти преобразовывалась в Х-лучи. Но дальнейшие исследования оказались ошеломляющими.

Открытие Рентгена, о котором было объявлено 1 января 1896 года, сразу же вызвало волну интереса к флюоресценции и подняло вопрос о том, могут ли вещества, флюоресцирующие естественным образом под воздействием солнечного света, производить рентгеновские лучи или некое подобное излучение. Одним из ученых, взявшихся за решение этого вопроса, стал парижанин Анри Беккерель[64]. Как известно, отличительная черта рентгеновских лучей – это способность проникать через такие материалы, как ткань, бумага и даже человеческая плоть. Это выяснил их первооткрыватель. Беккерель обнаружил кристаллы (уранилсульфат калия), которые светились после облучения дневным светом (флюоресцировали) и испускали лучи, засвечивавшие фотопластинки даже при изоляции двумя слоями толстой черной бумаги.

Желая дополнительно исследовать этот феномен, Беккерель подготовил еще одну фотопластинку в двойном слое бумаги, поместил на нее медный крестик, поставил сверху емкость с кристаллами, а затем убрал все это в шкаф в ожидании солнечного дня, когда можно было бы облучить кристаллы и вызвать их свечение. Это было в конце февраля 1896 года, и в Париже долго стояла пасмурная погода. В конце концов, устав ждать, Беккерель решил развлечься, проявив фотопластинку. Отчетливое изображение металлического крестика на ней поразило его. Даже не будучи «заряжены» Солнцем, не флюоресцируя, кристаллы породили лучи, распространявшиеся по прямым линиями и засветившие пластинку везде, кроме мест, где она была закрыта металлом: сквозь него лучи проникнуть не смогли. Это излучение было названо радиоактивным; вскоре выяснилось, что использованные Беккерелем кристаллы испускают его благодаря содержащемуся в них урану, хотя чистый уран и не флюоресцирует. В том же году Беккерель пишет в журнал Comptes Rendus[65]: «Пока еще никому не удалось понять, откуда уран извлекает энергию, которую он излучает с таким постоянством». Эта задача была посложнее загадки рентгеновских лучей, поскольку энергия, казалось, бралась ниоткуда, нарушая один из главнейших принципов физики: нельзя сделать нечто из ничего. Энергию рентгеновских лучей порождали удары электронов о стекло трубки, энергию флюоресценции – солнечные лучи, но откуда появлялась энергия радиоактивности?

Беккерель сделал свое открытие случайно. Обнаруженное им явление было подхвачено и тщательно изучено Марией и Пьером Кюри, также работавшими в Париже. Супруги Кюри, трудившиеся в чрезвычайно сложных (и, как мы теперь знаем, опасных) условиях, выявили и изолировали два других, ранее неизвестных, радиоактивных элемента – полоний и радий. За эту работу все трое ученых были удостоены Нобелевской премии в 1903 году. Это очень известная история, и нет нужды подробно останавливаться на ней здесь. Главное, что в ней имеет отношение к возрасту Солнца и других звезд, – измерения, произведенные Пьером Кюри и его ассистентом Альбером Лабордом в том же 1903 году. Исследователи выяснили количество тепла, производимого образцом радия, помещенным в полностью изолированную среду, без поступления энергии из внешнего мира. Оказалось, что один (каждый!) грамм чистого радия выделяет за один час достаточно энергии, чтобы поднять температуру 1,3 грамма воды с 0 до 100°С или чтобы растопить один грамм льда. Казалось, закон сохранения энергии поколеблен. Не в силах поверить в это, Кельвин, которому к тому времени исполнилось семьдесят девять лет, настаивал, что энергия, должно быть, поступает к радию извне, что «какие-то неосязаемые волны могут поставлять радию энергию». Все это было неверно. Теоретическую базу под происходящее еще только предстояло подвести одному юному техническому ассистенту патентного офиса в городе Берне (Швейцария). Но, прежде чем представить его читателю, я должен завершить рассказ об истории экспериментальных исследований радиоактивности.

Эрнест Резерфорд, новозеландский физик, работавший в Кембридже, также измерил выделяемое радием тепло в 1903 году и пошел дальше, попытавшись выяснить структуру атома. В конце 1890-х, еще будучи аспирантом, Резерфорд работал в той же Кавендишской лаборатории[66], в которой Джозеф Джон Томсон открыл корпускулярную природу электрона. Резерфорд участвовал в доказательстве электромагнитной природы рентгеновских лучей, а затем перешел к исследованию открытой Беккерелем радиоактивности. Он обнаружил, что это излучение состоит из двух составных частей – он назвал их альфа– и бета-лучами. Альфа-излучение имеет очень малую длину пробега и не проникает даже через лист бумаги; бета-излучение имеет большую длину пробега и проникающую силу. Позднее он выявил и третий вид радиоактивности – гамма-лучи. Дальнейшие исследования показали, что альфа-лучи – это поток частиц, идентичных ионам гелия (атомам гелия, от которых откололись два электрона). Это открытие было сделано в 1908 году, в то же время, когда Резерфорд получил Нобелевскую премию, и чуть больше чем через десять лет после того, как гелий был обнаружен на Земле. Бета-лучи представляют собой быстро движущиеся электроны. Гамма-лучи – электромагнитные волны, подобные свету и рентгеновскому излучению, но с еще меньшей длиной волны.

В 1898 году Резерфорд переехал из Кембриджа в канадский Университет Макгилла в Монреале, а в 1907-м вернулся в Великобританию для работы в Манчестерском университете. В Канаде, работая вместе с Фредериком Содди[67], Резерфорд обнаружил, что, испуская альфа– или бета-лучи (сейчас мы назвали бы это процессом радиоактивного распада), атом превращается в атом другого элемента. Так, когда от атома радия отделяется альфа-частица, он становится атомом газа радона. По результатам этих опытов Резерфорд получил Нобелевскую премию по химии «за исследования в области распада элементов в химии радиоактивных веществ». По иронии судьбы, Резерфорд всегда смотрел на химию свысока и однажды даже сказал, что «вся наука – или физика, или коллекционирование марок»{13}. Однако самое важное открытие, за которое ему следовало присудить Нобелевскую премию по физике (увы, этого не случилось), было еще впереди.

Резерфорд и Содди также обнаружили, что радиоактивность, связанная с распадом атомов, не могла создать бесконечный источник энергии. Они продемонстрировали существование особой временной шкалы этого процесса. Половина атомов в образце любого радиоактивного элемента распадется за определенный период времени, присущий именно этому элементу и известный сегодня как период полураспада. За следующий такой же период распадется половина оставшихся атомов (четверть исходных) и так далее. Период полураспада радия по космическим меркам сравнительно невелик: всего 1602 года. Сколько бы этого элемента ни было изначально, со временем уровень радиоактивности и количество выделяемого им тепла сокращаются[68]. Можно было прийти к выводу, что вместилище энергии, присутствующей сегодня в радиоактивных веществах, было создано очень давно в результате некоего неизвестного процесса и сейчас расходуется, примерно так же, как месторождения угля представляют собой конечный запас энергии Солнца, накопленной и отложенной растениями.

На следующий год после получения Нобелевской премии, работая в Манчестере, Резерфорд руководил исследованиями Ханса Гейгера и Эрнеста Марсдена[69], которые с помощью только что открытых альфа-частиц пытались исследовать структуру материи. Направляя лучи альфа-частиц радиоактивного вещества на золотую фольгу, они обнаружили, что почти все частицы проходили ее насквозь, но некоторые словно натыкались на нечто твердое и отскакивали туда же, откуда прилетели. Это побудило Резерфорда создать новую модель атома. В центре расположено небольшое ядро, концентрирующее в себе почти всю массу атома и имеющее положительный заряд, а вокруг него – облако отрицательно заряженных электронов, сквозь которое могут беспрепятственно проникать альфа-частицы (понимаемые теперь как ядра атомов гелия). Отражаются эти частицы лишь в редких случаях столкновения с ядром атома, поскольку положительный заряд ядра отталкивает положительно заряженные альфа-частицы. Это открытие вполне заслуживало Нобелевской премии!

Пока шло исследование, Резерфорд нашел время для обдумывания вопроса об источнике энергии, поддерживающей свет Солнца и других звезд. Уже в 1899 году ученый отзывался о происхождении энергии в радиоактивном излучении Беккереля как о «загадке», а в 1900-м, сотрудничая в университете Макгилла с Р. К. Макклангом, он точно высчитал, сколько энергии переносится различными видами радиоактивных лучей. Примерно в то же время два немецких школьных учителя, Юлиус Эльстер и Ганс Гейтель, доказали, что источник энергии должен находиться в самом радиоактивном материале и она не может поступать извне. Они поместили радиоактивные материалы в вакуумные емкости глубоко в шахте, вдали от любых источников энергии, в том числе Солнца, и не обнаружили снижения их активности. В начале XX века они также выяснили, что вокруг нас, в воздухе и почве присутствует естественная радиоактивность небольшой интенсивности. Другие исследователи обнаружили радиоактивность в каменных породах. Это навело Джорджа Дарвина (одного из сыновей Чарльза Дарвина) и Джона Джоли[70] на мысль о том, что радиоактивность может быть по крайней мере одной из причин солнечного тепла, а Роберта Стратта[71] из Имперского колледжа в Лондоне – на предположение, что присутствие радиоактивных веществ (например, радия) в земной толще может оказаться источником энергии, необходимым для объяснения масштаба геологической временной шкалы. Это было еще до того, как Резерфорд и Содди открыли период полураспада, но Стратт был недалек от истины: радиоактивные элементы с большим периодом полураспада действительно повышают температуру Земли.

Резерфорд еще несколько лет занимался этим вопросом. Вскоре после измерения тепловой отдачи радия, осуществленного Кюри и Лабордом, он совместно с Говардом Барнсом смог доказать, что количество тепла, произведенного радиоактивностью, зависит от количества испускаемых альфа-частиц. Было ясно, что тепло создается альфа-частицами из радиоактивных атомов, которые сталкивались с другими атомами (на самом деле, как вскоре выяснил Резерфорд, с другими атомными ядрами) и превращали кинетическую энергию альфа-частиц в тепловую энергию окружающей среды. Вооруженный этим открытием, Резерфорд предположил, что радиоактивный распад способен помочь в раскрытии загадки возраста Земли. Он представил эту идею на собрании Королевского института в Лондоне, где присутствовал и Кельвин, к тому времени уже почтенный патриарх ученого мира.

Хотя Резерфорд, разумеется, подчеркивал важность собственного вклада в дискуссию, идея о том, что радий может порождать энергию, поддерживающую температуру Солнца, к 1904 году получила широкое распространение. После работы Кюри и Лаборда в журнале Nature за июль 1903 года появилась статья английского астронома Уильяма Уилсона, в которой он доказал, что всего 3,6 г радия на каждый кубический метр солнечного вещества было бы достаточно, чтобы создать все тепло, излучаемое им сегодня; впрочем, в то время он еще не знал о проблеме полураспада. Эта статья вдохновила Джорджа Дарвина, также писавшего для Nature, который с осторожностью предположил, что оценка возраста Солнца лордом Кельвином может быть увеличена в десять или двадцать раз – примерно до миллиарда лет. Но главным аргументом против этой идеи стало то, что спектроскопические исследования не обнаружили на Солнце никаких следов радиоактивных элементов, например урана или радия. Впрочем, уже в 1905 году был открыт возможный главный источник энергии радиоактивности.

Автором открытия стал, конечно, Альберт Эйнштейн с его специальной теорией относительности. В работе, которая представила теорию миру, не было знаменитого уравнения E = mc². Она называлась «К электродинамике движущихся тел» и вышла в свет в конце сентября 1905 года в журнале Annalen der Physik[72]. Но меньше чем через неделю после публикации редактор журнала получил от Эйнштейна еще одну статью, всего в три страницы, которая была опубликована в том же году. В ней ученый разъяснял следствие из специальной теории: материя есть форма хранения энергии, и масса и энергия способны переходить друг в друга. Энергию он обозначил буквой L, а скорость света – V, поэтому и здесь то самое уравнение еще не было приведено в известной нам ныне форме. Идеи Эйнштейна, включая его понимание выводов из сущности радиоактивности, очевидны из письма, написанного им летом 1905 года другу Конраду Хабихту:

Более горячее место

Таким образом, происхождение энергии, излучаемой Солнцем в космическое пространство, могло быть объяснено постепенным снижением массы звезды. Используя уравнение Эйнштейна, несложно подсчитать, что Солнце должно терять примерно 4 млн тонн каждую секунду. По человеческим меркам, это невообразимо много, но само Солнце столь велико, что, даже уменьшаясь с такой скоростью триллион лет, оно не потеряет и одного процента своей массы. Если верить Эйнштейну (а поначалу ему поверили далеко не все), вопрос временной шкалы геологии и эволюции практически решен. Однако как Солнцу удается преобразовывать массу в энергию?

В данном случае теория обогнала практику, и, чтобы продвинуться в понимании происходящего внутри Солнца и других звезд, необходимо было сначала получить дополнительные данные. Ключевое экспериментальное открытие было сделано в 1919 году Фрэнсисом Астоном[73], работавшим в кембриджской Кавендишской лаборатории. Он разработал инструмент под названием масс-спектрограф, или масс-спектрометр, с помощью которого можно измерять массы атомов конкретного элемента. Сначала атомы ионизируются, а затем луч из полученных ионов отклоняется с помощью магнитного поля. Тот факт, что инструмент использует не отдельные ионы, а луч, не влияет на результат, поскольку все ионы с одинаковой массой отклоняются одинаково, так что отклонение всего луча позволяет определять массу отдельных атомов. За свою работу в 1922 году Астон был удостоен Нобелевской премии. Одним из первых открытий, сделанных с помощью нового прибора, стало то, что масса атома гелия на 0,008 (на восемь десятых процента) меньше четырех атомов водорода, вместе взятых. Другие атомные массы тоже оказались почти (но не совсем) кратными массе атома водорода, что позволяло уточнить предыдущие оценки химиков. Таким образом, распространилось представление, что все элементы в каком-то смысле построены из водорода. Эта идея еще сильнее закрепилась в 1919 году, когда Резерфорд смог превратить ядро азота в ядро кислорода, бомбардируя азот альфа-частицами (трансмутация, или превращение одного элемента в другой).

Артур Эддингтон, который тогда только что триумфально подтвердил общую теорию относительности, сделал из этих результатов далеко идущие выводы в свете специальной теории. Выступая на собрании Британской ассоциации содействия развитию науки в Кардиффе в августе 1920 года, он сделал одно из самых выдающихся предсказаний в истории астрономии[74]:

Это было, конечно, за несколько лет до того, как Сесилия Пейн открыла, что Солнце и звезды преимущественно состоят из водорода, и почти за десятилетие до того, как научный мир принял эту идею. Но если опустить эту деталь, пророчество Эддингтона поразительно точно. Была, впрочем, одна проблема…

К середине 1920-х годов, когда Эддингтон писал книгу «Внутреннее строение звезды», было уже ясно, что превращение водорода в гелий действительно в принципе могло породить достаточно энергии для потребностей Солнца и звезд, однако вычисления, сделанные на основе теории, и результаты экспериментов, например, превращения азота в кислород, показывали, что даже при температуре в десятки миллионов градусов центр Солнца не был достаточно раскален для превращения водорода в гелий.

Чтобы лучше понять эту проблему, представим отталкивание двух положительно заряженных частиц. Ядра водорода состоят из одного протона с положительным зарядом, и когда они сближаются друг с другом, то отталкиваются. Грубо говоря, для осуществления слияния ядер протоны должны физически соприкоснуться. Если это произойдет, они смогут соединиться благодаря короткодействующим силам притяжения (в 1920-х они были еще мало изучены), или ядерным силам, перевешивающим электрическую силу отталкивания. Чем выше температура, тем быстрее движутся протоны и тем больше вероятность их сближения. Однако физики указали астрономам, что условия в центре Солнца недостаточно экстремальны, чтобы протоны смогли сблизиться и соединиться. Эддингтон отверг эти аргументы. Он верил в простые законы физики, которые применял при вычислении температуры внутри Солнца, и был убежден, что превращение водорода в гелий – единственный способ объяснить столь долгое свечение звезд. Поэтому в книге он пишет: «Имеющийся у нас гелий должен был быть когда-то и где-то синтезирован». Сомневающимся он возражал: «Мы не спорим с критиками, настаивающими на том, что звезды недостаточно горячи для этого процесса, но предлагаем им пойти и найти более горячее место». Можно предположить, что таким изящным способом он отправлял критиков куда подальше.

Эддингтон был и прав, и неправ одновременно. Прав в том, что гелий действительно синтезировался внутри Солнца из водорода с выделением энергии по уравнению Эйнштейна, а не прав в том, что весь гелий во Вселенной синтезирован таким образом внутри звезд. Однако нас сейчас волнует именно справедливая часть его утверждения. Астрофизика смогла выйти из тупика благодаря значительному прорыву в другом ответвлении физической науки, появившемуся как раз в то время, когда Эддингтон писал эти строки. В предисловии, написанном в июле 1926 года, Эддингтон указывает: «Сейчас, когда мы говорим об этом, возникает “новая квантовая теория”, дальнейшее развитие которой может оказать значительное влияние на решение проблемы звезд». И в этом он был прав на 100 процентов.

Квант милосердия

Квантовая теория родилась из исследований излучения черного тела, которые дали много материала для понимания природы звезд (как мы уже видели) и всей Вселенной (как мы еще увидим). Все началось с работы немецкого физика Макса Планка[76] в самом конце XIX века. Он показал, что распределение энергии в спектре черного тела может быть объяснено только тем, что атомы испускают и поглощают электромагнитное излучение, в том числе свет, дискретными порциями[77]. Планк отлично понимал, что свет ведет себя как волна, и не мог представить себе, что он существует лишь в виде отрезков или потока отдельных частиц. Однако ученый предположил, что нечто в природе атомов делает для них невозможным взаимодействие с этими волнами иначе, чем с помощью отдельных порций энергии. В 1905 году Альберт Эйнштейн пошел дальше и предположил, что эти порции электромагнитной энергии могут оказаться реальными частицами (сейчас они известны как фотоны). Именно за эту работу он получил Нобелевскую премию. В дальнейших работах 1910-х и 1920-х годов (совместно с Шатьендранатом Бозе[78]) Эйнштейн подробно разработал концепцию света как состоящего из частиц.

Итак, в середине 1920-х годов имелось явное доказательство того, что свет ведет себя как волна (не в последнюю очередь благодаря экспериментам, в которых световые волны заставляли интерферировать, как расходящиеся круги на пруду от брошенного камня, и создавать дифракционные узоры). Однако было также доказано, что свет состоит из частиц (в том числе с помощью опытов, где фотоны выбивали электроны из металлических поверхностей). Но в 1924 году француз Луи де Бройль[79] выдвинул идею (подтвержденную математически и поддержанную Эйнштейном), что если электромагнитные волны одновременно состоят из частиц, то все материальные частицы, такие как электроны, должны обладать волновой природой. Это вскоре было подтверждено специальными экспериментами, проведенными в Англии Джорджем Томсоном (сыном Джозефа Джона Томсона) и в США Клинтоном Дэвиссоном[80] и Лестером Джермером[81]. В результате де Бройлю, Дэвиссону и Томсону присудили Нобелевскую премию (а Джермеру нет, поскольку он был аспирантом и считался ассистентом Дэвиссона). Отличной иллюстрацией к сути квантовой теории может служить то, что Джозеф Джон Томсон получил Нобелевскую премию за доказательство того, что электроны – это частицы, а его сын – за доказательство того, что электроны – это волны, и оба были правы.

И к 1926 году, когда вышла книга Эддингтона, уже становилось ясно, что все квантовые сущности обладают свойствами как волн, так и частиц. Волны, как правило, сосредоточены в малом объеме и представляют собой волновой «пакет»; но и этого более чем достаточно, чтобы усложнить восприятие частицы, например электрона, и придать некоторую нечеткость даже таким объектам, как альфа-частицы, ранее представлявшиеся ученым крохотными шариками. Причина этого связана со знаменитым принципом неопределенности Вернера Гейзенберга[82], но это слишком далекий от астрофизики вопрос и я не буду на нем останавливаться. Для нас сейчас важнее то, что к 1928 году молодой советский ученый Георгий Гамов применил эти идеи для решения важнейшей задачи ядерной физики.

Решенная Гамовым головоломка на первый взгляд кажется противоположной той, с которой столкнулся в 1926 году Эддингтон. Как частицам удается откалываться от ядра в процессе излучения, известном как альфа-распад? Все дело здесь в балансе между ядерными силами притяжения и электрическими силами отталкивания. Совместно они образуют так называемую потенциальную яму, которую можно представить себе как кратер потухшего вулкана. Альфа-частицы и другие частицы, образующие ядро атома, катаются по дну кратера. Если одна из альфа-частиц движется достаточно быстро (обладает достаточной энергией), она может выкатиться из кратера, скатиться по склону вулкана и укатиться прочь. К тому моменту, как она переберется через край кратера, она уже может иметь минимум энергии, главное, что ей удалось преодолеть притяжение и теперь ею управляет сила отталкивания.

В середине 1920-х годов все теоретические и экспериментальные данные были за то, что, по классическим законам физики (выработанным в доквантовую эру), альфа-частицы внутри ядра не могут иметь достаточно энергии, чтобы оторваться от него. И именно Гамов понял, что квантовые принципы меняют эти законы. Он указал, что частицы, имеющие волновую природу, нестабильны и у них нет четких границ. Когда альфа-частица приближается к верхнему краю кратера, где его стенка максимально тонкая, ее волны могут проникнуть сквозь эту стенку и ощутить силу отталкивания. Эта сила способна протащить всю частицу-волну сквозь стенку; ныне этот процесс известен как туннельный эффект, или туннелирование. Принципы квантовой физики позволяют просчитать, насколько вероятен этот эффект для различных типов ядер, и такие расчеты подтверждаются экспериментально.

Это было похоже на образ из мультфильмов, как будто над головами физиков всего мира одновременно зажглись лампочки – эврика! Если альфа-частицы могли вырваться из ядра таким образом, хотя классическая теория утверждает, что для этого у них недостаточно энергии, то, возможно, протоны способны аналогичным образом туннелировать в ядро и наращивать его до ядра гелия, высвобождая альфа-частицу и энергию, и это может происходить внутри Солнца и других звезд, хотя по классической теории там недостаточно высокая температура! Можно вообразить, что две частицы-волны сблизились до такой степени, что их края соприкоснулись, почувствовали мощную силу притяжения и заключили друг друга в объятия. Оставалось лишь уточнить детали процесса. Но это было нелегко. Идея Гамова была опубликована в 1928 году, прежде чем работа Пейн получила широкое признание, и поначалу астрофизики пытались решить задачу, думая, что звезды преимущественно состоят из намного более тяжелых элементов, чем водород.

В 1928 году самое точное, что физики могли сказать о строении ядра атома гелия (альфа-частице), – это что она состоит из четырех протонов и двух электронов, удерживаемых вместе сильным притяжением. Четыре протона были нужны, чтобы объяснить массу альфа-частицы, но в таком случае ядро выходило бы положительно заряженным в два раза сильнее, чем на самом деле. Чтобы сбалансировать уровень заряда, нужны были два легких, но отрицательно заряженных электрона. И только в 1932 году Джеймс Чедвик[83], работавший в Кавендишской лаборатории, открыл незаряженные частицы, известные в наши дни как нейтроны, обладавшие несколько большей массой, чем протоны. Тогда сразу стало ясно, что ядра гелия на самом деле состоят из двух протонов и двух нейтронов, удерживаемых вместе тем же притяжением, а вот чтобы дополнить ядро гелия до целого атома, необходимо добавить два электрона, которые будут находиться относительно далеко от ядра, удерживаемые электрическими силами, ограниченными принципами квантовой физики. Но первые шаги к пониманию слияния ядер – точнее, процессов, удерживающих протоны вместе и обеспечивающих образование гелия и более тяжелых элементов, – были сделаны еще до прорыва Чедвика.

Открытие Гамовым туннелирования вдохновило физиков Роберта Аткинсона и Фридриха (Фрица) Хоутерманса[84]. В работе, опубликованной в 1929 году, они писали: «Не так давно Гамов продемонстрировал, что положительно заряженные частицы способны проникать в атомное ядро, даже несмотря на то что традиционные представления считают их энергию недостаточной для этого». Далее они математически рассчитывают, как тяжелое ядро может таким способом вобрать в себя поочередно четыре протона[85], а затем испустить целую альфа-частицу. Их ошибка, если так можно выразиться, крылась в представлении, что состав Солнца аналогичен составу Земли: что вокруг множество тяжелых ядер, в которых мог происходить аналогичный процесс. Они, как и все ученые того времени, не знали, что ключ к разгадке в непосредственном взаимодействии протонов друг с другом. Но этот пробел в их концепции гораздо менее важен, чем то, что им удалось представить расчеты. С их помощью можно было выяснить, какого количества взаимодействий ядер в секунду было бы достаточно для поддержания сияния Солнца. Число оказалось на удивление небольшим, что, соответственно, делает очень значительным потенциальный возраст такой звезды, как Солнце.

Развивая далее их идею, можно просчитать, что даже в условиях, существующих внутри Солнца (по современным оценкам, температура там составляет около 15 млн К), электрический барьер преодолеют только самые быстрые протоны. При любой температуре частицы в среде, подобной солнечной материи, движутся с разными скоростями, но с ростом температуры их средняя скорость растет. Скорости отдельных частиц могут быть больше или меньше средней в соответствии с хорошо известными законами статистики. Поэтому можно подсчитать, какая их часть движется, например, на 10 %, 20 % или в два раза быстрее среднего и так далее.

Это следствие из расчетов Аткинсона и Хоутерманса показывает, насколько мало ядерных слияний необходимо для того, чтобы Солнце светило. Чтобы внутри Солнца соединились два протона, им нужно столкнуться почти точно «лоб в лоб», при этом один из них должен двигаться впятеро быстрее, чем в среднем. Лишь один протон из 100 миллионов обладает нужной скоростью, и лишь одно столкновение из 10 септиллионов (10 триллионов триллионов, или 10²⁵) приводит к слиянию{15}. В среднем каждый протон летает внутри Солнца, сталкиваясь раз за разом с другими, подобно шарику в безумном космическом пинбольном автомате, 14 млрд лет, прежде чем соединится с другим протоном и примет участие в последующей реакции образования гелия. Слияние ядер – чрезвычайно редкий процесс даже внутри Солнца. Однако там столько протонов, что каждую секунду 616 млн тонн ядер водорода (протонов) превращаются в 611 тонн ядер гелия (альфа-частиц), причем остальные пять миллионов тонн массы превращаются в энергию в соответствии с уравнением Эйнштейна. И в Солнце все еще остается столько водорода, что за 5 млрд лет в гелий преобразуется всего 4 % исходного вещества. Проблема временной шкалы геологов и эволюционистов решилась одним махом.

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.

Чтобы понять суть CNO-цикла, вам следует знать несколько дополнительных фактов. Во-первых, химические свойства элемента определяются количеством протонов в ядре его атома, которое равно числу электронов, вращающихся вокруг ядра и представляющих собой своеобразное «лицо» атома. Однако разные варианты (изотопы) одного и того же элемента могут иметь различное количество нейтронов в ядре. Самый простой пример – водород, который может существовать с ядром, состоящим только из протона, а может – с дополнительным нейтроном (это так называемый тяжелый водород, или дейтерий). Углерод существует в нескольких изотопах, каждый с шестью протонами и шестью электронами. У одного (самый частый изотоп) в ядре шесть нейтронов (его называют углерод-12, поскольку в его ядре в общей сложности 12 нуклонов). У другого – семь нейтронов (углерод-13); есть и другие варианты. Во-вторых, нейтрон может превратиться в протон и вылетающий на большой скорости электрон. Однако нельзя сказать, что в нейтроне уже в какой-то форме «содержится» готовый электрон: преобразование происходит в рамках процесса, известного как слабое взаимодействие. Можете сравнить его с превращением гусеницы в бабочку: до окукливания бабочка никоим образом не находится внутри гусеницы. Аналогичным же образом протон может превратиться обратно в нейтрон, как бы вобрав в себя электрон или испустив положительно заряженную частицу под названием позитрон, представляющий собой своеобразный антипод электрона (пример антивещества). Позитроны удалось открыть лишь в 1932 году, и это одна из причин, почему понимание процессов ядерного слияния внутри звезд долго не развивалось. В-третьих и в-последних (на сегодняшний день), существует еще один вид частиц, значимый в наших рассуждениях, – это нейтрино. Он играет важную роль в слабом взаимодействии, превращающем протоны в нейтроны и обратно. Но у нейтрино очень маленькая масса, и они незначительно взаимодействуют с другими формами материи, поэтому, хотя существование этих частиц было теоретически предсказано еще в 1930 году, обнаружить их удалось лишь в 1956-м. Такое подтверждение теоретических выкладок ученых стало настоящим триумфом науки.

Итак, теперь мы лучше сможем понять открытие Бете 1938 года. В его основе – ядро атома углерода-12 внутри звезды. Оно поглощает протон с помощью туннелирования и становится ядром азота-13. Но такое ядро нестабильно: оно испускает позитрон и нейтрино, трансформируясь в другой изотоп углерода – углерод-13 (один из протонов ядра преобразуется в нейтрон). Далее углерод-13 поглощает еще один протон и становится ядром азота-14, затем процесс повторяется и появляется ядро кислорода-15. Как и азот-13, кислород-15 нестабилен и распадается, испуская электрон и нейтрино и становясь ядром азота-15 (с превращением одного протона в нейтрон). Наконец, в завершающей стадии процесса ядро азота-15 снова поглощает протон, но тут же испускает альфа-частицу – два протона и два нейтрона, ядро гелия-4. Остается ядро углерода-12, которое служит катализатором для последующего повторения того же цикла. Это означает, что, какого бы мнения о строении звезды астрономы ни придерживались в 1930-х годах, для CNO-цикла «металлы» нужны лишь в самом небольшом количестве: углерод как таковой при нем не расходуется. И конечно, одновременно в подобных циклах занято очень много ядер углерода-12. В результате каждый раз четыре протона трансформируются в два протона и два нейтрона (четыре ядра водорода – в одно ядро гелия) плюс пару электронов и нейтрино и энергию[89].

У этого процесса, однако, есть любопытный побочный эффект. Как я сказал, углерод при нем не расходуется, но это верно только при сбалансированности цикла. Некоторые реакции в нем происходят быстрее других, и медленные взаимодействия служат своеобразным шлюзом: ядра определенного типа формируются перед ними в большом количестве и «ждут», пока просочившиеся сквозь этот шлюз ядра пройдут очередное преобразование и сбалансируют ситуацию. Из-за такого несовпадения скоростей реакции равновесие достигается тогда, когда относительные пропорции вовлеченных в цикл элементов составляют 5,5 % углерода-12, 0,9 % углерода-13, 93,6 % азота-14 и 0,004 % кислорода-15. Иными словами, даже если изначально в звезде вообще не содержится азота, он быстро сформируется и сможет стать главным участником CNO-цикла (по массе), поскольку скорость конвертации азота-14 в азот-15 намного медленнее, чем его образование из кислорода-15. Таким образом, CNO-цикл представляет собой важнейший источник азота во Вселенной, включая, как мы еще увидим, азот в воздухе, которым мы дышим. Когда-то этот газ образовался в рамках CNO-цикла внутри давно умерших звезд.

В удивительном прорыве Бете была лишь одна проблема. Хотя вычисления показали, что эти взаимодействия могут осуществляться при температуре, существующей внутри Солнца, они все равно были бы довольно редкими (поскольку для них нужны экстремально быстро движущиеся частицы), поэтому не смогли бы породить много энергии. CNO-цикл действует достаточно эффективно как основной источник энергии внутри очень массивных и жарких звезд – но не таких, как Солнце. Этот недостаток CNO-цикла в приложении к Солнцу еще не был очевиден в 1938 году и в течение более чем десяти последующих лет, но в том же году Ганс Бете и его коллега Чарльз Критчфилд[90] разработали теорию альтернативного источника энергии, который впоследствии оказался для Солнца основным. Они отталкивались от открытия Аткинсона, что слияние двух протонов – наиболее вероятный процесс ядерного слияния внутри Солнца. Этот процесс получил название протон-протонного цикла.

Цикл начинается с лобового столкновения двух быстро движущихся протонов и их соединения путем туннелирования, преодолевающего электрическое отталкивание. В итоге один из протонов превращается в нейтрон и образовавшееся ядро дейтерия испускает позитрон и нейтрино. Далее в ядро дейтерия туннелируется еще один протон, формируя ядро гелия-3 (два протона и один нейтрон). Наконец, два ядра гелия-3 сталкиваются и сливаются, почти сразу же отделяя два протона и образуя ядро гелия-4 (два протона и два нейтрона[91]). Как и в CNO-цикле, в итоге четыре протона превращаются в одно ядро гелия-4, высвобождая энергию. Однако важнее всего то, что протон-протонный цикл может успешно осуществляться при температуре внутри Солнца и порождать нужное количество энергии. Оба процесса превращения водорода в гелий известны астрономам как примеры «горения» водорода. Это не горение в традиционном понимании, не химическое соединение веществ с кислородом (в этом смысле водород горит в кислородной среде, образуя воду). Ядерное «горение» высвобождает намного больше энергии, чем химическое. CNO-цикл представляет собой основного поставщика энергии для звезд с внутренней температурой свыше 20 млн К и массой в полтора и более раз большей, чем у Солнца. Протон-протонный цикл относительно эффективен уже при температуре 15 млн К, но именно относительно. Как уже упоминалось, внутри Солнца лишь один из ста миллионов протонов движется с достаточной скоростью для запуска этого цикла, и даже у этих частиц не каждое столкновение приводит к слиянию. По мере того как ученые все больше сходились во мнении, что Солнце действительно в основном состоит из водорода, астрономы вынуждены были рассматривать значительно расширенную временную шкалу Вселенной, а геологи получили возможность сказать: «Ну вот, мы же говорили!»

Каменный век

С точки зрения современного понимания состава Солнца, скорость высвобождения энергии с помощью протон-протонного цикла подсказывает нам, как долго такая звезда, изначально состоящая преимущественно из водорода, способна светить более или менее стабильно, прежде чем большая часть водорода превратится в гелий и изменит ее структуру и вид. Можно подсчитать, что Солнце в его привычном для нас виде способно существовать примерно 10 млрд лет. Да, проблема временной шкалы отпала. Но на каком отрезке этих десяти миллиардов мы находимся сегодня? Здесь в игру вступают геологи и радиохимики.

Эрнест Резерфорд и Фредерик Содди сделали два ключевых открытия относительно радиоактивности: что она заставляет один элемент превращаться в другой и что для каждого радиоактивного элемента существует свой период полураспада. При распаде каждого радиоактивного элемента образуется специфический набор других элементов, известных как продукты распада. Некоторые из них тоже радиоактивны и продолжают распадаться. Когда в лабораторных условиях было изучено достаточное количество радиоактивных процессов, ученые научились анализировать природные материалы, например камни, измеряя соотношения присутствующих в них продуктов распада и определяя, какие радиоактивные элементы содержались в них когда-то (даже если все они уже давно распались). Сегодня возможно при определенных условиях узнать, когда именно в камне присутствовали эти исходные радиоактивные элементы, то есть сколько ему лет.

У некоторых радиоактивных элементов период полураспада очень короткий, и в природном виде их на Земле уже не осталось. У других, например урана и тория, он настолько длинный, что их осталось еще довольно много, несмотря на то что они распадаются с момента образования Земли, сформировавшейся, как мы теперь знаем, из остатков предыдущих поколений звезд, внутри которых эти элементы и были созданы. Если в каменной породе присутствует, например, уран и его соединение с продуктами распада, скажем радием, то по количеству каждого из элементов можно оценить возраст камня. Важно понять отношение каждого вещества к радиоактивному – допустим, свинца к урану. Изящество этого приема заключается в том, что он не зависит от реального количества наличествующих веществ, лишь бы их было достаточно для проведения измерений; важны лишь их пропорции. Получившийся возраст определяется разнообразными факторами, например способом формирования породы (вулканическим и другими); но, разумеется, Земля древнее самого древнего камня, который можно так проанализировать.

Первым этот анализ применил в начале XX века сам Резерфорд, а также американский химик Бертрам Болтвуд[92]. Уже в 1904 году Содди, тогда работавший в Лондоне с Уильямом Рамзаем, измерил скорость образования гелия при распаде урана. Резерфорд, находившийся в Канаде, понял, что это пример альфа-распада, если в процессе распада образуются альфа-частицы (ядра гелия) и каждая притягивает из окружающей среды пару электронов, формируя атомы гелия. Он взял образец урановой руды и измерил количество содержавшегося в нем остаточного урана и гелия. Предположив, что с момента образования породы гелий из нее не уходил, он смог оценить возраст конкретного камня в 40 млн лет. Однако Резерфорд хорошо знал, что на самом деле гелий за эти годы наверняка частично улетучился из руды, поэтому получившаяся величина – это минимальный возможный возраст этой породы (а значит, и нашей Земли). Тем не менее это был важный момент для понимания возможностей радиоактивного анализа.

Болтвуд вдохновился этой темой в том же 1904 году, прослушав лекцию Резерфорда в Йельском университете. Болтвуд знал, что при распаде урана образуется не только гелий, но и радий, а в 1905 году открыл, что распад радия в итоге порождает свинец. Измерив соотношение элементов в этой цепочке распада, он смог оценить возраст различных образцов породы. Его первые оценки, сделанные в том же году, простирались от 92 до 570 млн лет. К сожалению, все они оказались неверны, поскольку основывались на неточных измерениях и неверной оценке периода полураспада радия. Но к 1907 году эти болезни роста были преодолены и удалось более точно указать возраст образцов, которым оказалось от 400 млн до, только представьте себе, двух миллиардов лет! Это превышало указанный Кельвином возраст Земли (все еще уважаемый в астрономической среде, несмотря на противоречие с идеями Дарвина) более чем в десять раз. Но, как часто бывает с подобными открытиями, геологи отнеслись к полученным числам с недоверием, и, поскольку в дальнейшем Резерфорд и Болтвуд перешли к другим исследованиям, радиоактивный анализ так и не воспринимался всерьез до тех пор, пока титанический труд британца Артура Холмса[93] не доказал убедительно его точность.

Холмс поступил в Лондонский королевский научный колледж в 1907 году. На последнем курсе он в рамках выпускного проекта провел оценку породы девонского периода, привезенной из Норвегии, и получил возраст, равный 370 млн лет. Закончив обучение, Холмс устроился на полгода геологом в Мозамбик, желая раздать студенческие долги, а затем вернулся в Королевский колледж (сегодня он называется Имперским) и в 1917 году защитил там докторскую диссертацию. До 1924 года он работал геологом в Бирме, а затем вновь вернулся к научной деятельности, вначале как преподаватель геологии в университете Дарема, потом в Эдинбургском университете. Автор авторитетного учебника «Основы физической геологии» и один из первооткрывателей дрейфа материков, Холмс был одним из самых влиятельных геологов XX века.

Работая в Имперском колледже, Холмс датировал множество образцов камней с помощью описанного приема и обнаружил, что самому старому около 1,6 млрд лет. Кроме того, еще в 1913 году он стал первым, кто применил радиоактивную датировку к окаменелостям и смог оценить абсолютный возраст останков древних животных и растений. Постепенно у него сформировался впечатляющий объем исследований, производимых с большим трудом и тщанием (благодаря его знаниям и с большой точностью), и геологическое сообщество наконец-то согласилось с его оценкой возраста Земли как очень значительного. В 1921 году в рамках дискуссии на ежегодной встрече Британской ассоциации содействия развитию науки геологи, ботаники, зоологи и физики смогли прийти к единому пониманию возраста Земли как исчисляемого несколькими миллиардами лет и признанию радиоактивного анализа дающим наиболее надежные оценки. Пять лет спустя в отчете Национального исследовательского совета Национальной академии наук США этот метод и его результаты были официально одобрены – началась эра радиометрической шкалы времени. С тех пор благодаря уточнениям методов анализа возраст самого древнего из известных земных образцов (сегодня это небольшие кристаллы циркона из Западной Австралии) был отодвинут до 4,4 млрд лет. Эти числа удивительным образом согласуются с возрастом самой старой материи, найденной в метеоритах (каменных образованиях, упавших на Землю из космоса), – 4,5 млрд лет. Поскольку предполагается, что метеориты – это остатки материи, не вошедшие в Солнце и Солнечную систему, все указывает на то, что Солнце и окружающие его планеты, включая Землю, сформировались примерно 4,5 млрд лет назад. В таком случае наше светило находится примерно на середине своего жизненного пути как звезда с горением водорода. В таком случае откуда же взялись исходные радиоактивные элементы, задавшие нам эту шкалу? Как я уже намекал, они создавались внутри звезд. Как именно это происходило, ученым не было ясно вплоть до 1950-х годов.

Через бомбы к звездам

Первое понимание CNO– и протон-протонного циклов появилось в конце 1930-х годов, непосредственно перед Второй мировой войной. Хотя затем чисто научные изыскания временно уступили лидерство прикладному поиску решений для военных целей, сразу после установления мира астрономы сделали скачок вперед в области интерпретации ядерных процессов внутри звезд, не в последнюю очередь благодаря научным данным, накопленным при разработке атомной бомбы[94]. Ключевой фигурой в этих исследованиях был Фред Хойл, еще совсем молодой сотрудник Кембриджского университета, работавший во время войны над созданием радаров для Британского адмиралтейства. Чтобы понять его характер, достаточно вспомнить, что в 1936 году двадцатиоднолетний выпускник выполнил все академические требования для получения докторской степени, но не позаботился о заполнении документов и потому не получил ее[95]. В 1945 году он стал преподавать в Кембридже математику, но до 1958 года, когда его официально назначили профессором, так и работал без чинов и званий. Сейчас это даже трудно представить!

Осенью 1944 года Фред Хойл посетил Соединенные Штаты Америки и Канаду в составе делегации от Адмиралтейства в связи с проектом по радарам. Ему удалось предпринять дополнительную поездку в Маунт-Вилсоновскую обсерваторию в Калифорнии и познакомиться с последними астрономическими данными, а также с разработчиками атомной бомбы. Хотя им было запрещено рассказывать ему подробности их работы, научный опыт и острый ум Хойла позволили ему многое понять из того, что они говорили и о чем умалчивали. Вернувшись в Англию, ученый провел рождественские каникулы в размышлениях об увиденном и услышанном. От калифорнийского астронома Вальтера Бааде[96] он узнал последние соображения относительно самых мощных взрывов звезд, известных в то время, – сверхновых. А из встреч с физиками-ядерщиками, догадываясь о недоговоренном ими, извлек идею, что плутониевую бомбу можно взорвать лишь резким сжатием, так называемым имплозивным способом. Проще говоря, критическая масса плутония окружается взрывчаткой, и та посылает ударную волну внутрь, сжимая плутоний и приводя к неудержимому расщеплению ядер и высвобождению энергии.

Хойл задумался, не происходит ли аналогичный процесс в суперновых: горение водорода останавливается, массивная звезда сжимается под собственным весом, запуская волну ядерных взаимодействий, которые затем взрывают ее изнутри. Он смог просчитать, сколько ядерной энергии при этом высвободится, и примерно представить соотношения различных элементов, которые образовались бы при таком взрыве при разных температурах. Следующим шагом должно было стать сравнение расчетов с реальностью.

В марте 1945 года Хойл под каким-то предлогом изучил кембриджские данные о наличии на Земле различных элементов. Он полагал, что состав нашей планеты должен соотноситься с составом Вселенной как таковой за исключением громадных запасов водорода и гелия в звездах. Он обнаружил, что, если свести данные в единую схему, в среднем чем элемент тяжелее, тем его меньше, за исключением железа и других черных металлов, которых непропорционально больше. Это в точности соответствовало его подсчетам, учитывая, что температура внутри взрывающихся звезд достигала не миллионов, а миллиардов градусов. Война затормозила публикацию этого открытия, но в 1946 году оно появилось в статье под названием «Образование элементов из водорода». К тому времени Хойл доказал, что звезды в основном состоят из водорода, и стал одним из первых астрономов, признавших этот факт. До полного понимания картины Вселенной было еще далеко, но люди уже начинали осознавать, откуда взялись элементы, из которых мы состоим, что, по сути, все вокруг сделано из «звездной пыли». Когда Хойл прочел лекцию на эту тему в британском Королевском астрономическом обществе, среди слушателей была Маргарет Бербидж[97] (тогда Пичи), о которой речь пойдет ниже. Впоследствии она вспоминала:

И хотя на завершение исследования ушло более десяти лет, 1946 год стал важной вехой: с этого момента Хойл начал разрабатывать так называемую стационарную модель Вселенной. Хотя в конце сороковых эту версию рассматривали всерьез (преимущественно из-за того, что Большой взрыв не мог создать тяжелые элементы), работа Хойла по ядерному синтезу в звездах появилась раньше создания стационарной модели и независимо от нее.

И последние станут первыми

Идея Хойла не сразу встретила понимание среди ученых, более того, она осталась почти незамеченной. После войны он и сам сосредоточился на преподавании в Кембридже и не сразу стал развивать свою концепцию. Когда же он нашел на это время и пришел к мысли, ставшей ключом к пониманию работы ядерного синтеза в обычных звездах до их взрыва или менее эффектного уничтожения, ему помешал случай. Преподавая в университете, он должен был руководить студентами докторантуры (хотя сам не имел докторской степени![98]). Среди прочего, в его обязанности входила помощь студентам в формулировании тем диссертации, и в 1949 году Хойл предложил одному из них развить идею Бете о превращении водорода в гелий и найти способ преобразования гелия в углерод внутри обычных звезд при температурах намного ниже тех, которые сам Хойл использовал при изучении физики сверхновых.

Это была многообещающая задача, поскольку уже было известно, что изотопы, число нуклонов в ядрах которых кратно четырем, относительно распространены. Среди таких изотопов можно вспомнить углерод-12 и кислород-16. Создается впечатление, что их ядра формируются из ядер гелия-4. Так и хочется попробовать воспроизвести этот процесс: соединить два ядра гелия-4 и получить бериллий-8, затем добавить еще один гелий-4 и получить углерод-12 и так далее. Такое горение гелия привело бы к высвобождению энергии, как при ядерном горении водорода, только в меньших объемах. Столкнувшись с необходимостью просчета скорости всех реакций по этой цепочке вплоть до кислорода-16, студент вскоре отчаялся и бросил работу. Однако формально он не отказался от докторантуры, и, пока официальные требования учебного заведения не вынудили его признать, что он не станет продолжать работу над темой, академическая этика не позволяла Хойлу самому попробовать решить проблему или передать ее другому исследователю. К 1952 году за эту загадку независимо от Хойла взялись астрономы из других университетов (в частности, Эдвин Солпитер[99] из Корнелля).

Идея образования элементов внутри звезд стала набирать популярность по мере того, как астрономы начали измерять возраст светил (см. следующую главу) и оказалось, что старые звезды содержат меньше тяжелых элементов, чем молодые, выражаясь астрономическим языком, у них ниже «металличность». Напрашивается объяснение: молодые звезды напичканы «металлами», которые создавались в старых и затем каким-то образом были выброшены в межзвездное пространство. Стало казаться, что скоро Хойла обойдут другие исследователи, но он сумел сделать прорыв первым. Злосчастный студент наконец покинул университет, и Хойла пригласили провести часть 1953 года в Калифорнийском технологическом институте и Принстоне. Он собирался читать лекции о проблеме ядерного синтеза в звездах и принялся рассчитывать скорости вовлеченных в этот процесс реакций. Ученый быстро понял, что углерод и, следовательно, все элементы тяжелее него могут создаваться внутри звезд при строго определенных условиях.

Проблема заключалась в том, что бериллий-8 нестабилен и быстро распадается обратно на два ядра гелия-4 (альфа-частицы). За краткий период своего существования ядро бериллия-8, составленного из двух ядер гелия-4, может успеть соприкоснуться с еще одной альфа-частицей, но, вместо того чтобы соединиться с ней в углерод-12, бериллий разрушается от удара. Однако если бы бериллий-8 был стабилен, он мог бы порождать углерод-12 так быстро, что звезда неминуемо взорвалась бы! Оказавшись в патовой ситуации (углерод либо не образуется вообще, либо образуется в чрезмерных количествах), Хойл нашел выход. Ключ был в том, что ядро углерода-12 должно обладать свойством, именуемым резонансом, с энергией 7,65 млн электронвольт[100] (МэВ).

Ядро атома может существовать в так называемом основном состоянии, когда оно обладает минимумом энергии, либо же может поглощать некоторое количество энергии (существующей в виде квантов, как и все в субатомном мире) и подниматься на новые энергетические уровни. Придя в такое возбужденное состояние, ядро рано или поздно избавляется от лишней энергии (обычно испуская гамма-квант) и возвращается в основное состояние. Энергетические уровни похожи на ступени лестницы, по которым перепрыгивает возбужденное ядро: вверх, затем вниз. Хойл предположил, что возбужденное ядро углерода-12 может формироваться от соединения ядер гелия-4 и бериллия-8 только при условии, что на лестнице углерода-12 есть энергетическая ступень, соответствующая сумме энергий этих ядер. Представьте себе, что вы бросили мячик вверх, он преодолел всю лестницу и задержался на верхней ступеньке (а затем мягко скатился вниз). Хойл предсказал, что резонанс ядра составляет 7,65 МэВ. Если он существует, то взаимодействие бериллия и гелия способно создавать возбужденные ядра углерода, которые затем избавятся от лишней энергии и перейдут в основное состояние. Но если резонанса не существует, углерод создать нельзя и нельзя создать нас, ведь мы представляем собой углеродную форму жизни.

Хойл убедил себя в том, что хотя доказательств существования такого возбужденного состояния ядер углерода-12 у него не было, оно реально. Работая в Калифорнии, он показал свои расчеты американскому физику-экспериментатору Уильяму Фаулеру[101] и спросил, может ли тот провести эксперимент и проверить, действительно ли такой энергетический уровень имеется. Сначала Фаулер решил, что это безумие, но Хойл настаивал, пока тот не согласился, – как Фаулер рассказывал мне позднее, «чтобы Фред уже заткнулся и отвязался»[102]. Хойл говорил, что Фаулеру и его команде (в частности, Уорду Уэйлингу) потребовалось десять дней, чтобы, вопреки ожиданиям, понять, что он прав, однако более точные измерения заняли три месяца{17}. В любом случае, его правота была доказана.

Это было сенсационное открытие, важность которого невозможно переоценить. Зная, что углерод существует – что существуем мы! – Хойл предсказал одну из его важнейших характеристик и открыл путь к полному пониманию возникновения элементов внутри звезд. Хойл сделал огромный шаг вперед еще до того, как уехал из Калифорнии весной 1953 года: уже тогда он написал первый вариант работы, опубликованной в 1954 году под названием «I. Синтез элементов от углерода до никеля». Но работа под номером II так и не появилась, вместо нее в 1957 году Фред Хойл издал революционный по своей сути труд в соавторстве с Фаулером и Бербиджами – Джеффри и Маргарет[103], где также использовались независимые исследования канадца Аластера Кэмерона[104]. Авторы перечислялись в алфавитном порядке: Бербидж, Бербидж, Фаулер и Хойл, и эта выдающаяся работа до сих пор известна как B²FH. В 1983 году Фаулер получил Нобелевскую премию в основном именно за нее. Впрочем, сам он в приватных беседах отмечал, что награда по праву принадлежала Хойлу: возможно, тому просто отомстили за открытую критику предыдущих решений Нобелевского комитета{18}. Трудно вспомнить более яркий пример того, как в науке последние становятся первыми. Однако все это мелочи. Важен вклад всех этих ученых в понимание нами сущности звезд.

Звездная пыль

Не буду вдаваться здесь в подробности{19}, но хотя бы общую картину обрисовать очень хочется. Все начинается со звезд чуть побольше Солнца – у нашего светила не хватает массы, чтобы создавать элементы тяжелее углерода. Звезды, которые, подобно Солнцу, поддерживают производство энергии путем горения водорода, соответствуют соотношению массы и светимости, которая обсуждалась в главе 1, и находятся на главной последовательности. Когда звезда истощает внутренний запас водорода, она уже не может сопротивляться силе притяжения, раскаляющей ее центр, и, когда температура доходит примерно до 100 млн К, запускается превращение ядер гелия в углерод, вновь стабилизируя звезду до момента истощения запасов гелия. Когда кончается гелий, она снова сжимается. Для Солнца и звезд меньшей массы это конец истории: звезда заканчивает свое существование в виде охлаждающегося шара из ядер углерода (и отчасти кислорода, поскольку при горении гелия образуется и кислород), окруженных слоем ядер гелия и тонкой атмосферой из водорода. Теперь это белый карлик: звезда размером примерно с Землю и с несколько меньшей, чем у Солнца сейчас, массой.

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.

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.

На современном виде диаграммы Герцшпрунга – Расселла (или просто Г – Р[107]) цвета (или температуры, определенные по закону Планка, связанному с черным телом) звезд расположены по оси x с понижением температуры слева направо. На этой оси также показан спектральный класс звезд[108] – эта характеристика относится к спектроскопическому анализу, но действует и для черных тел. По оси y отображена яркость звезд, увеличивающаяся снизу вверх. Здесь имеется в виду не та яркость, которая видна с земли, а абсолютная звездная величина, определяемая по яркости с расстояния в 10 парсек (примерно 32,5 световых года). Разумеется, мы можем выяснить абсолютную звездную величину, только если знаем яркость звезды в небе и ее удаленность от нас, поэтому соотношения диаграммы Г – Р не стали очевидными до тех пор, пока астрономы не научились вычислять расстояния до звезд. Как они это делают, разъясняется в главе 5.

Итак, в левом верхнем углу диаграммы Г – Р расположены самые яркие и горячие звезды, в левом нижнем – горячие, но тусклые, в правом нижнем – холодные и тусклые, а в правом верхнем – холодные, но яркие. Когда астрономы разместили на одной такой диаграмме много звезд, их поразило, что большинство из них лежат единой полосой между правым нижним (холодные и тусклые) и левым верхним (горячие и яркие) углами. Это так называемая главная последовательность, и Солнце, типичный ее представитель, располагается примерно посередине. Сегодня мы знаем, что положение звезды на главной последовательности зависит от ее массы (открыто Эддингтоном в 1920-х годах) и что внутри всех этих звезд горит водород, превращающийся в гелий (это выяснили намного позже). Поскольку массивные звезды в попытке сохранить стабильность сжигают топливо быстрее, они ярче маленьких. Следовательно, чем выше звезда на диаграмме, тем она тяжелее.

Конечно, во втором десятилетии XX века это еще не было очевидно. Для выяснения того, как эволюционируют звезды, потребовалось провести большие сложные исследования, и за следующие полвека наука несколько раз заходила в тупик; здесь не имеет смысла рассказывать обо всех этих перипетиях. Для измерения возраста звезд важно, что примерно к середине 1960-х годов выстроилась цельная картина и приблизительно в то же время Вагонер, Фаулер и Хойл сумели описать, как при Большом взрыве смогли образоваться легкие элементы.

Прах к праху

В нашей Галактике 90 % всех ярких звезд находятся на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла. Однако существуют яркие и холодные звезды, и это значит, что они должны быть намного больше Солнца: ведь чем меньше тепла излучает поверхность звезды, тем больше должна быть эта поверхность для обеспечения такой яркости. Из-за цвета и размера эти светила называют красными гигантами. Они расположены в правом верхнем углу диаграммы, над главной последовательностью. Еще есть звезды горячие, но тусклые, что означает, что они намного меньше Солнца: их поверхность излучает много тепла, но ее площадь слишком мала, чтобы обеспечить большую яркость. Такие звезды из-за их цвета и размера именуются белыми карликами, они находятся в нижнем левом углу диаграммы Г – Р, под главной последовательностью.

Изучив множество звезд на разных стадиях их жизненного цикла и объединив эти данные с компьютерными симуляциями (моделями) происходящего у них внутри, созданными на базе известных законов физики, астрофизики смогли понять, как по мере старения звезды меняется ее положение на диаграмме Г – Р. Они называют это эволюционным путем. Это все равно что изучать множество деревьев, находящихся на разных стадиях жизненного цикла, чтобы разобраться в жизненном цикле одного дерева.

Эволюционный путь звезды чаще всего начинается с момента, когда находящееся в космосе облако газа и пыли, содержащее «прах» предыдущих поколений звезд в виде некоторого количества «металлов», сжимается под собственным весом и разогревается изнутри (с помощью процесса, описанного Кельвином и Гельмгольцем) достаточно, чтобы начать светиться и запустить горение водорода. Среди факторов, стимулирующих это сжатие, можно назвать магнитные поля, вспышку сверхновой с распространением ударной волны по межзвездным облакам, а также турбулентность внутри них. Независимо от конкретных причин, важно, что такие сжатия иногда происходят. «Иногда» – это даже преувеличение: по оценкам астрономов, в среднем во всей Галактике Млечный Путь образуется одна-две (редко больше) новые звезды в год. После того как светило сформировалось, оно занимает место в главной последовательности в зависимости от своей массы. Более массивные находятся выше в этом ряду, более легкие – ниже. Период пребывания звезды в главной последовательности тоже определяется исключительно ее массой: более тяжелые интенсивнее сжигают топливо для поддержания своей жизнедеятельности, поэтому быстрее истощаются. Массы звезд в главной последовательности варьируются примерно от одной десятой массы Солнца до 50 масс Солнца. Большая часть звезд легче него.

Как я уже упоминал, звезда с массой, подобной солнечной, может оставаться в главной последовательности, поддерживая себя горением водорода с образованием гелия, примерно в течение 10 млрд лет. Звезда с половиной массы Солнца будет иметь яркость в 40 раз меньшую, поверхностную температуру на уровне 4000 К и сумеет продержаться 200 млрд лет. Звезда втрое тяжелее Солнца будет ярче него впятеро, иметь температуру поверхности 7000 К, но останется в главной последовательности всего 3 млрд лет. А звезда с двадцатью пятью массами Солнца окажется в 80 тысяч раз ярче нашего светила, будет сиять с температурой поверхности 35 000 К и сожжет весь свой запас водорода всего за 3 млн лет. Это открывает путь к измерению возраста некоторых звезд. Однако давайте сначала рассмотрим, что происходит со звездами после того, как горение водорода заканчивается и они вынуждены покинуть главную последовательность.

Первое, что при этом происходит, – начало сжатия и разогрева ядра, теперь состоящего преимущественно из гелия, по мере высвобождения энергии притяжения. Это запускает горение водорода в слое вокруг ядра. Дополнительное излучение из ядра и слоя с горящим водородом отталкивает внешние слои звезды и заставляет ее раздуваться, и часть материи в этот момент отторгается в космос. Поскольку звезда увеличивается, даже несмотря на излучение ею большего тепла, чем, например, способно излучить Солнце, на единицу ее поверхности приходится меньше излучения, чем у Солнца, то есть ее поверхность окажется холоднее поверхности звезд из главной последовательности. Таким образом, звезда уйдет из главной последовательности и сдвинется на диаграмме вверх и вправо. Она превратилась в красного гиганта. На каком-то этапе ядро раскалится настолько (примерно до 100 млн К), что начнется горение гелия. В звездах типа Солнца и любых других массой примерно до двух солнечных масс запуск горения гелия происходит неожиданно и называется вспышкой гелия, но в более массивных звездах этот процесс начинается спокойнее. В обоих случаях звезда переходит в состояние, подобное тому, в котором она находилась в главной последовательности, но теперь в ядре происходит горения гелия, а вокруг него – горение водорода[109]. Попутно большая часть внешних слоев звезды отторгается в космос.

Для звезд до четырех масс Солнца на этом все и заканчивается. Когда горение гелия подходит к концу, звезда сжимается до белого карлика: сначала очень горячий, но постепенно остывающий плотный уголек. Звезды тяжелее четырех масс Солнца могут проходить дальнейшие стадии ядерного горения, описанные в предыдущей главе, и выбрасывать в космическое пространство все больше материала (звездного пепла) либо с помощью относительно мягких процессов, либо, если они тяжелее примерно восьми масс Солнца, через мощные взрывы, как сверхновые звезды, разнося тяжелые элементы по всей галактике и оставляя после себя крохотные плотные нейтронные звезды. Все эти явления позволяют нам лучше понять происхождение элементов, составляющих наши собственные тела. Но для понимания возраста звезд важнее всего то, что момент выхода светила из главной последовательности зависит только от его массы. Это означает, что если бы мы взяли группу одновременно образовавшихся звезд и разместили их на диаграмме Г – Р, на ней остались бы незаполненные места. Верхняя часть оказалась бы пустой, потому что все звезды больше определенной массы уже использовали свой водород и вышли из главной последовательности. Точка их выхода – масса последних звезд, еще остававшихся в рамках этой последовательности, – указала бы нам возраст всей группы. К счастью, такие объединения существуют, они называются шаровыми звездными скоплениями. Но выяснить их возраст не так просто, как может показаться на первый взгляд.

Возраст шаровых скоплений

Как подсказывает нам их название, такие скопления – это плотно организованные шары из сотен тысяч или даже миллионов звезд. Нам известно, что шаровые скопления очень стары, поскольку в их звездах содержится очень немного тяжелых элементов (у них низкая металличность). Можно заключить, что они сформировались вскоре после Большого взрыва, но это не самые первые из появившихся звезд, поскольку в них все же есть некоторое количество «металлов». Вероятно, скопления образовались из остатков звезд первого поколения, то есть их возраст несколько меньше возраста Вселенной, определяемого как время, прошедшее с момента Большого взрыва. Шаровые скопления, в частности, распределены по гало[110], которое окружает нашу Галактику – Млечный Путь, – имеющую форму диска. Такое расположение дополнительно подчеркивает значительный возраст шаровых скоплений: предполагается, что они образовались в облаке материи, из которой сформировалась наша Галактика, еще до того, как она приобрела современную форму. Поскольку шаровые звездные скопления расположены далеко от нас (дистанция измеряется в тысячах парсеков или десятках тысяч световых лет) и по сравнению с этим расстоянием их собственный размер относительно невелик (обычно 10 парсек или 32,5 световых года в диаметре), для нанесения на диаграмму Г – Р можно считать, что все звезды в пределах одного скопления одинаково удалены от нас. Внутри него на один кубический парсек пространства приходится тысяча звезд и даже более, а, например, в кубическом парсеке вокруг нашего Солнца нет ни одной другой звезды. Хотя в видимой Вселенной находится не очень много (менее 200) шаровых скоплений, их распределение в 1920-х годах дало ключ к осознанию природы Галактики и ее взаимодействия с другими галактиками, я расскажу об этом во второй части книги. Но сейчас нас интересует только возраст этих скоплений.

Ключевым моментом для оценки этого возраста является измерение их удаленности от нас. Только зная ее, мы сможем вычислить реальную яркость (абсолютную величину) содержащихся в скоплениях звезд и понять, при какой массе они отойдут от главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Расселла. Но для этого нужно уметь очень точно измерять расстояния. Если вы ошибетесь в большую сторону, то переоцените яркость звезды, а это значительно повлияет на оценку возраста: погрешность в 10 % от истинного расстояния даст отклонение в почти 2 млрд лет! До недавних пор проделывать эти измерения было очень сложно и оценки возраста шаровых звездных скоплений оставались весьма ненадежными. Один из приемов предполагает анализ света от класса звезд, известных как переменные типа RR Лиры и находящихся как в шаровых скоплениях, так и намного ближе к нам. Яркость всех этих звезд циклично варьируется, это известно из исследований сравнительно близких к нам примеров, расстояние до которых удалось измерить другими способами. Если переменную звезду типа RR Лиры получается обнаружить в шаровом скоплении (и проанализировать периодичность ее яркости), расстояние до нее удается вывести из видимой яркости. Впрочем, этот прием не слишком точен.

Еще одна приблизительная технология предполагает нанесение скопления на диаграмму Г – Р и уточнение величин всех звезд (по сути, приближение и удаление всего скопления) до тех пор, пока их главная последовательность не совпадет со стандартной (выведенной для ближайших к нам звезд). Проблема здесь в том, что стандартная диаграмма Г – Р базируется на звездах, содержащих больше металлов, чем светила в шаровых скоплениях, поэтому у этих скоплений главная последовательность другая, но никто не может точно сказать, до какой степени. Еще одна сложность всех этих методов состоит в наличии в космосе пыли, поглощающей часть света от удаленных объектов и затрудняющей оценку как яркости, так и цвета звезд, который так важен для определения их температуры (мы помним, что диаграмму Г – Р еще называют «цвет – звездная величина»). Аналогичным образом пыль в земной атмосфере изменяет солнечный свет на восходе и закате, окрашивая небо в красные оттенки; эффект космической пыли называют межзвездным покраснением.

Учитывая все эти сложности, неудивительно, что даже в середине 1990-х годов еще существовали большие сомнения относительно возраста шаровых звездных скоплений. С помощью описанных приемов и некоторых более точных методов астрономы в лучшем случае могли выяснить, что им примерно от 12 до 18 млрд лет, вероятнее всего, 15. Но затем все изменилось.

Этими изменениями мы обязаны орбитальной космической обсерватории Hipparcos, запущенной в 1989 году Европейским космическим агентством (ESA). В течение четырех лет этот аппарат смог с высокой точностью измерить расстояния до почти 120 тысяч звезд с помощью параллакса, к которому я еще вернусь в главе 5. Создатели Hipparcos описывали точность измерений как аналогичную той, с которой телескоп, установленный на вершине Эйфелевой башни, мог бы оценить размер мячика для гольфа, находящегося на крыше Эмпайр-стейт-билдинг. За четыре года наблюдений было накоплено более терабайта данных, регулярно отправлявшихся на Землю. Однако информация собиралась таким образом, что астрономы не могли определить расстояние до конкретной звезды, не дождавшись завершения всего проекта и не увидев все данные одновременно. Даже после этого обработка информации заняла почти столько же времени, сколько длилось наблюдение: результаты миссии Hipparcos были опубликованы лишь в 1997 году.

Обсерватории удалось напрямую измерить расстояние до множества различных видов звезд, включая переменные типа RR Лиры и обычные светила в главной последовательности. Это дало значительный толчок развитию целого ряда направлений астрономии и космологии, о некоторых я упомяну далее. Однако наиболее важным результатом проекта Hipparcos стало уточнение возраста шаровых звездных скоплений: было скорректировано наиболее вероятное значение и уменьшилась возможная погрешность. Оказалось, что скопления находятся от нас значительно дальше, чем предполагалось до 1997 года и что поэтому звезды в них ярче, чем было принято считать. Если звезды ярче, значит, они сжигают свой запас топлива более интенсивно и объяснить их современный вид можно, лишь уменьшив их вероятный возраст: молодая горячая звезда перерабатывает ядерное топливо быстрее, чем прохладная и тусклая. По итогам миссии Hipparcos наиболее вероятный возраст шаровых скоплений лежит в диапазоне примерно между 10 и 13 млрд лет, а еще точнее – 12 млрд лет. Совсем недавно Брайан Чабойер и Лоуренс Краусс[111], участвовавшие в проекте Hipparcos, обобщили все известные методы определения возраста шаровых скоплений и пришли к выводу, что наиболее старым из них в нашей Галактике, очень возможно, 12,6 млрд лет. К счастью, это отлично согласуется с возрастом очень старых звезд, подсчитанным совершенно иными способами[112].

Возраст белых карликов

Следующий метод подсчета понравился бы графу де Бюффону или даже Исааку Ньютону, знай они о жизненном цикле звезд. Он тесно связан с идеей подсчета возраста остывающего железа путем измерения его нынешней температуры. Железом в нашем случае будут белые карлики.

Белый карлик – это звезда в конце своей эволюции, когда все ядерное горение внутри нее завершилось. По сути, это раскаленный шар из углерода, не имеющий внутренних источников тепла. В нем ничего не происходит, он просто постепенно остывает навсегда. Возраст белого карлика можно высчитать, зная его изначальную температуру (она определяется с помощью моделей звездной эволюции и равна примерно 200–250 тыс. К), скорость остывания и нынешнюю температуру. Поскольку массы звезд на этом этапе находятся в достаточно узком диапазоне, вычисления не слишком сложны. Если масса больше восьми солнечных, звезда взрывается как сверхновая и оставляет после себя нейтронную, в которой содержится больше массы, чем в Солнце, при крохотных размерах (примерно с Джомолунгму), так что она не может стать белым карликом. Если звезда намного легче Солнца, она либо продолжит находиться в главной последовательности до нашего времени, либо же (как мы увидим) превратится в красного гиганта. Самые старые белые карлики из известных обладают остаточной массой примерно в 50–75 % от массы Солнца. Их внешний слой, включая все «металлы», унесло в космос. Единственное, что необходимо измерить, – их яркость (или светимость) и температуру: чем тусклее звезда, тем она старше.

Кажется, что понять процесс остывания такой звезды очень сложно, но структура белого карлика чрезвычайно проста и температура внутри нее почти одинакова по всей толще[113]. Процесс остывания тоже очень несложен за исключением двух небольших затруднений, которые тоже можно просчитать. В частности, в начале своего существования как белого карлика звезда может слегка сжаться, выделяя энергию притяжения в виде тепла, а позже внутренняя часть кристаллизуется, также выделяя немного тепла. После такого затвердевания скорость охлаждения звезды несколько повышается; все эти процессы хорошо известны физикам. В результате можно начертить теоретическую кривую охлаждения – график, сопоставляющий возраст белого карлика и температуру его поверхности, из которого, зная ее, можно вывести возраст звезды.

Существуют и другие детали, в которые я не стану углубляться, но один из главных результатов вычислений состоит в прогнозе относительного количества белых карликов на каждом уровне светимости. Реальное «распределение белых карликов по светимости», наблюдаемое для звезд в диске Млечного Пути, почти точно совпадает с этим прогнозом за исключением очень тусклых белых карликов. Их видно меньше, и очевидная причина этого заключается в том, что звезды Млечного Пути еще просто не дошли в своей эволюции до нужного возраста. Очень четкий «провал» в этом распределении указывает на то, что самые старые белые карлики на диске Млечного Пути остывают уже 9 млрд лет. Массы звезд, задействованных в этом исследовании, составляют около 0,8 массы Солнца, и расчеты их эволюции говорят о том, что звезды предыдущего поколения, из остатков которых они образовались, затратили на эволюцию около 300 млн лет. В итоге возраст диска Млечного Пути оказывается равным 9,3 млрд лет (плюс-минус примерно миллиард). Однако в нашей Галактике существуют и более старые белые карлики.

Млечный Путь, как я уже намекнул, состоит из двух звездных компонентов. Это, собственно, сама Галактика, представляющая собой уплощенный диск из звезд, и окружающее ее сферическое гало из шаровых звездных скоплений (подробнее об этом читайте во второй части книги). Тут важно помнить, что звезды в гало сформировались раньше Млечного Пути и их возраст больше, чем у звезд внутри диска. Таким образом, если мы сможем найти белых карликов внутри шаровых скоплений или в других частях гало вокруг Галактики, они будут наиболее старыми в Млечном Пути. Трудность заключается в том, что звезды гало, как правило, расположены далеко от нас и светят очень тускло (а именно тусклые звезды самые старые!), так что их очень сложно наблюдать. Но у нас есть для этого возможности.

Если мы сможем их обнаружить и проанализировать их свет, белые карлики внутри шаровых скоплений дадут возможность измерить и расстояния до этих скоплений, и их возраст. Но, чтобы это произошло, ученым пришлось ждать запуска космического телескопа «Хаббл» и, в частности, установки на него в 1993 году, в рамках экспедиции по обслуживанию, ультрачувствительной камеры WFPC2. Но даже тогда белых карликов удалось изучить лишь в нескольких самых близких к нам шаровых скоплениях. Сложность в осуществлении таких наблюдений подчеркивается тем, что наблюдаемая с Земли яркость этих светил составляет менее чем одну миллиардную яркости самой тусклой звезды, заметной невооруженным глазом. Чтобы получить от них достаточно света для проведения анализа, камере пришлось несколько дней собирать его буквально по фотону.

Анализ с таким трудом собранного света был несколько облегчен тем, что атмосфера белых карликов состоит либо из чистого водорода, либо преимущественно из гелия. Металлов, которые могли бы изменить эту картину, там нет. Структура атмосферы звезды зависит от силы притяжения на ее поверхности, которая влияет на звездный спектр. Если достаточно точно рассчитать спектр, можно выяснить и силу притяжения звезды (а отсюда массу), и температуру ее поверхности. Возраст шарового скопления можно затем узнать по возрасту самых старых и тусклых белых карликов, входящих в его состав.

В начале XXI века наблюдения за белыми карликами в рамках шарового скопления М4 примерно в 5600 световых годах от нас[114] позволили оценить их возраст в 12,1 млрд лет (плюс-минус 0,9 млрд). Удалось изучить еще пару шаровых звездных скоплений, их возраст оказался сопоставимым. Все эти измерения отлично согласуются с наиболее точными оценками самых старых шаровых скоплений, обнаруженных миссией Hipparcos, – 12,6 млрд лет. Таким образом, очень вероятно, что астрофизики находятся на верном пути и нас ждут новые открытия.

Расстояние в 5600 световых лет для шаровых звездных скоплений – это совсем не много. Но не существует ли астрономически более близких к нам белых карликов? Можно было бы измерить их возраст намного проще и точнее. К счастью, сегодня нам известны две такие звезды. Первая, SDSS J1102, в 2008 году была осторожно описана как «кандидат в белые карлики из старого гало» с опорой на наблюдения проекта цифрового картирования неба фонда Альфреда Слоуна[115] (SDSS). К 2012 году ее статус был подтвержден и удалось обнаружить еще одну подобную звезду – WD 0346. Обе они относятся к населению гало, но, так случилось, сейчас проходят (довольно быстро) через наш участок Галактики. Внимание астрономов сначала привлекла именно их скорость, подтвердившая, что это звезды из гало: те, что находятся в диске, движутся по более или менее круглым орбитам вокруг центра Галактики, как бегуны по стадиону, а гости из гало быстро проносятся сквозь эту упорядоченную структуру под разными углами. В настоящее время J1102 находится на 50 парсек выше диска галактики, а WD 0346 – в 9 парсеках в сторону от него.

Звезда J1102, расположенная в направлении Большой Медведицы, движется по небу со скоростью 1,75 угловой секунды в год. WD 0346, устремленная к созвездию Тельца, перемещается на 1,3 секунды в год. Для сравнения: видимый с Земли угловой диаметр Луны составляет 30 минут, или 1800 секунд. Таким образом, J1102 преодолеет по небу расстояние, равное диаметру Луны, чуть больше чем за тысячу лет. По сравнению с движением других звезд, это очень быстро и означает, что звезда не только стремительная, но и близкая к нам. Она приближена настолько, что расстояние до нее может быть измерено напрямую с помощью параллакса – метода, который я опишу позднее и который дает результат немногим более 100 световых лет (около 34 парсек). Это менее 2 % от расстояния до шарового звездного скопления М4. А чтобы перемещаться по небу со скоростью 1,75 секунды в год, звезда должна пролетать примерно 260 км в секунду (936 тыс. км в час). Зная точную дистанцию до нее, все прочие параметры J1102 (в частности, абсолютную величину) можно высчитать с достаточным приближением. С помощью параллакса также с уверенностью можно определить, что расстояние до WD 0346 чуть меньше, 28 парсек, и что она пересекает пространство со скоростью 150 км в секунду (540 тыс. км в час).

Выясняется, что J1102 – это белый карлик в 0,62 массы Солнца с температурой поверхности 3830 К. WD 0346 обладает несколько большей массой – 0,77 массы Солнца – и температурой 3650 К. Учитывая период, проведенный в главной последовательности, и время остывания, общий возраст каждой из звезд составит, соответственно, чуть менее 11 млрд лет для J1102 и 11,5 млрд лет для WD 0346. Эти величины подтверждают принадлежность звезд к гало, а не к диску Млечного Пути и хорошо согласуются с возрастом самых старых шаровых скоплений, определенных Hipparcos и исследователями белых карликов. Есть и еще одно преимущество: исследования этих близких к нам звезд помогают лучше понять объекты такого рода и уточнить возраст белых карликов из шаровых скоплений. Однако и это еще не все, что можно сказать об измерении возраста звезд.

Радиометрический возраст и самые старые из известных звезд

На звание самой старой известной звезды в Галактике претендуют несколько кандидатов – это связано с неточностями, неизбежными при столь сложных измерениях и их интерпретации в свете современных теорий звездной эволюции. Различные оценки, сделанные уже в нынешнем столетии, пересекаются друг с другом и составляют примерно 13–14 млрд лет. Это уже само по себе фундаментальное и чрезвычайно важное открытие, которое могло бы изумить и впечатлить предыдущие поколения астрономов. Тем не менее точно указать самую старую из ныне существующих звезд невозможно. Ниже я расскажу то, что известно о нескольких вероятных кандидатах и моей личной фаворитке (в свете современных данных). К тому времени, как вы прочтете это, могут обнаружиться другие кандидаты, но, надеюсь, описание всей этой дискуссии позволит вам самим судить о том, с какой уверенностью ученые выдвигают версии в данном отношении.

Первый кандидат – это относительно близкая к нам звезда HD 140283, как раз сейчас покидающая главную последовательность, чтобы превратиться в красного гиганта. Именно эта стадия ее эволюции напрямую зависит от возраста. Поскольку она находится рядом с нами (всего примерно в 60 парсеках, или 190 световых годах, согласно измерениям, сделанным «Хабблом» с помощью параллакса[116]), свет от этой звезды не подвергается эффекту покраснения; это облегчает задачу астрономов. Она достаточно близка, чтобы ее разглядеть в хороший бинокль – нужно только знать, в какой части созвездия Весов искать. Однако, подобно приближенным к нам белым карликам WD 0346 и J1102, звезда HD 140283 – лишь гость в нашем районе Галактики: это быстроногий гонец из гало, пересекающий небосвод с огромной скоростью – 0,13 угловой миллисекунды в час. Иначе говоря, «Хаббл» может зафиксировать ее перемещение на фотографиях, разнесенных во времени всего на несколько часов. Учитывая расстояние, можно подсчитать, что звезда преодолевает примерно 350 км в секунду (1 млн 260 тыс. км в час). HD 140283 была отмечена как обладающая удивительной скоростью еще в 1912 году и стала первой звездой, спектроскопия которой показала наличие меньшего количества тяжелых элементов, чем в Солнце; на астрономическом языке это называется «низкая металличность». Сначала это качество позволило узнать о значительном возрасте звезды, а затем помогло измерить его. Изучив орбиту, астрономы сделали вывод, что звезда, вероятно, образовалась в небольшой «карликовой» галактике, которая чересчур приблизилась к Млечному Пути и была разрушена его притяжением, причем ее звезды втянулись в нашу Галактику и приобрели вытянутые орбиты, то проникающие в глубь диска, то выходящие далеко в гало.

«Металлы» составляют примерно 1,6 % массы Солнца. Астрономы измеряют металличность звезд, сравнивая с помощью спектра пропорции водорода и тяжелых элементов, таких как железо. Металличность Солнца принята за точку отсчета, и эта характеристика других звезд измеряется в единицах, каждая из которых равна степени десяти: если в звезде в 10 раз больше железа (относительно водорода), чем в Солнце, то показатель ее металличности равен 1, если в 100 – то 2 и так далее. Если металличность звезды ниже солнечной, те же коэффициенты применимы и в обратную сторону: –1 означает в 10 раз меньшее содержание металлов, чем в Солнце, – 2 – стократно ниже и так далее. Металличность HD 140283 меньше солнечной в 250 раз.

Астрономы способны измерить как металличность звезды, подобной HD 140283, относительно Солнца, так и пропорции различных тяжелых элементов в ней. Их наличие зависит от возраста звезды, которым определяется количество каждого элемента, созданного в процессе ядерного синтеза. Надежным указателем возраста становится, в частности, соотношение кислорода и железа. В HD 140283 коэффициент кислорода равен –1,5, а железа – 2,3. С помощью этих и других данных в 2013 году коллектив ученых во главе с Говардом Бондом, работавшим тогда в государственном университете штата Пенсильвания, оценил возраст звезды в 14,5 млрд лет. Газеты запестрели заголовками, в которых ее назвали самой старой, но на этом история не закончилась. Оценку можно считать сомнительной, поскольку наблюдения за звездой представляют сложность и принципы расчета не вполне точны. Так, если мы увеличим показатель для кислорода на 0,15, то останемся в пределах погрешности измерений, однако возраст звезды снизится до 13,3 млрд лет. Эффект покраснения тоже может сократить предполагаемый период ее жизни. Таким образом, наиболее точно в настоящее время возраст HD 140283 можно оценить как 14,5 плюс-минус 0,8, то есть от 13,7 до 15,3 млрд лет. Это вытесняет с пьедестала звезду CS 22892-052, ранее известную как старейшую. Впрочем, о ней стоит упомянуть отдельно, чтобы продемонстрировать, насколько серьезные изменения в нашем понимании свойств звезд произошли за последние десятилетия. Мне импонирует простота метода оценки возраста звезд, примененного к CS 22892-052, и его связь с самыми первыми попытками напрямую оценить возраст Земли. Я расскажу о нем ниже.

В 1996 году, когда я писал книгу The Birth of Time («Рождение времени»), как раз завершились сложные и весьма точные спектроскопические исследования этой звезды, включая измерение наличия в ней множества элементов, в частности тория и европия, которые позволили оценить ее возраст в 15,2 плюс-минус 3,7 млрд лет. К 2003 году дополнительное изучение той же звезды, объединившее наблюдения с Земли и «Хаббла», уточнило оценку возраста тория и европия до 12,8 плюс-минус 3 млрд лет, а нескольких разных элементов – до 12–13,5 млрд лет. Это похоже на нижнюю границу оценок для HD 140283, а датировка других звезд по торию и европию в начале нынешнего столетия дала аналогичные результаты. Но как же это работает?

Граф де Бюффон и Исаак Ньютон могли бы с легкостью понять принципы оценки возраста белых карликов, а Бертрам Болтвуд и Артур Холмс не испытали бы сложностей с последним методом, который я опишу в приложении к определению возраста звезд. Это простая радиометрическая датировка, примененная не к геофизическим, а к астрофизическим объектам. Метод, работающий с белыми карликами, может использоваться только в отношении звезд, начавших свое существование с большей, чем у Солнца, массой и эволюционировавших быстрее, а радиометрическая датировка способна помочь и в случае со звездами, которые имели вначале массу меньше солнечной, развивались медленнее и, несмотря на свой огромный возраст, до сих пор находятся в стадии красных гигантов.

В главе 3 я вскользь упомянул, что элементы существуют в различных вариантах, называемых изотопами и имеющих разные массы (из-за неодинакового числа нейтронов в ядрах), но аналогичные химические характеристики (благодаря одинаковому числу протонов и, соответственно, электронов). Обычный водород и дейтерий (тяжелый водород) – разные изотопы водорода, а гелий встречается в виде гелия-3 и гелия-4: у первого в ядре два протона и один нейтрон, у второго два протона и два нейтрона. Все это важно для радиометрической датировки, поскольку у некоторых тяжелых элементов есть стабильные и нестабильные изотопы. Говоря о радиоактивном распаде элемента, мы подразумеваем распад конкретного изотопа.

Возраст Млечного Пути можно напрямую грубо определить с помощью радиометрической датировки, и она даст нам один очень важный результат. Имеющиеся вокруг нас сегодня пропорции различных изотопов могут рассказать о том, каковы они были у радиоактивных изотопов во времена формирования Солнечной системы, даже если эти изотопы уже давно распались: ведь в результате образовались другие, которые можно найти и проанализировать. Итак, мы приблизительно знаем, какое сочетание радиоактивных элементов присутствовало в облаках межзвездной пыли в период образования Солнечной системы, и можем применить эти оценки для расчета времени образования такой комбинации веществ. Самая простая из возможных догадок: все они сформировались одновременно при рождении Млечного Пути. Это явно неверно, поскольку мы знаем, что сверхновые взрываются и в наши дни. Исключение такого варианта очень полезно. Оно указывает нам минимально возможный возраст Млечного Пути – 8 млрд лет. Наша Галактика не может быть моложе, и, соответственно, не может быть моложе и вся Вселенная. Это важно иметь в виду, переходя ко второй части книги.

Несколько более продвинутая догадка: с момента образования Млечного Пути сверхновые взрывались с одинаковой частотой каждый год (или, скорее, тысячу лет, поскольку это происходит примерно раз или два в столетие) и таким образом обогащали космические облака новым радиоактивным материалом и другими веществами. Думая так, мы наверняка отодвинем нужную дату слишком далеко в прошлое, поскольку в прежние периоды, когда Млечный Путь был еще молод, взрывы сверхновых наверняка происходили чаще. Но таким образом можно получить оценку примерно в 13 плюс-минус 3 млрд лет, это вполне совпадает с диапазонами возрастов некоторых старых звезд. И тут наконец я могу перейти к моей любимой версии.

Последний прорыв, который я опишу, – это обнаружение спектроскопических особенностей урана-238 в звездном спектре. При предыдущих измерениях возраста звезд использовался торий-232: его период полураспада, 14,1 млрд лет, столь велик, что даже в тех масштабах, о которых идет речь, он не успел значительно распасться. Его период полураспада, в частности, втрое больше возраста Земли. Поэтому продукты распада тория почти невозможно обнаружить и проанализировать. Астрономы знали, что уран-238 с периодом полураспада «всего-навсего» в 4,5 млрд лет (это близко к возрасту Земли) и хорошо изученными, легко выявляемыми продуктами распада мог бы стать намного более качественным ориентиром, если бы удалось обнаружить его следы в спектре звезд. В начале 2001 года их ждала удача: группа астрономов, использовавшая телескоп Европейской южной обсерватории высоко в горах Чили, сообщила об обнаружении явных следов урана-238 в спектре звезды CS 31082-001. В этой звезде было в тысячу раз меньше железа, чем в Солнце (коэффициент равнялся –3), имелись торий и уран, то есть можно было оценить ее возраст сразу по двум радиоактивным веществам. Пропорции тория и урана позволяют сделать это достаточно точно, и возраст звезды оказался равен 12,5 плюс-минус 3 млрд лет. Вряд ли она самая старая из известных, тем не менее одна из старейших, исследованных с помощью этого метода, который я считаю наиболее надежным. Наконец, в 2008 году внимание оказалось приковано к звезде HE 1523–0901.

Это красный гигант, расположенный в гало, примерно в 7400 световых лет от Земли в сторону созвездия Весов. Его масса составляет около 80 % от массы Солнца, коэффициент металличности равен –2,95. Анна Фребель, работавшая в то время в Техасском университете (город Остин), и ее коллеги заявили, что с помощью спектроскопического анализа и Очень большого телескопа[117] Европейской южной обсерватории в свете этой звезды они обнаружили не только уран и торий, но и европий, осмий и иридий. Это позволило им получить целый набор пропорций: урана к торию, тория к иридию, тория к европию, тория к осмию. Чем больше подобных соотношений удается проанализировать, тем надежнее оценка возраста звезды. Сложив все данные, ученые пришли к значению в 13,2 плюс-минус 3 млрд лет. Это несколько больше, чем оценка для CS 31082-001, но провести границу сложно: незначительная разница между соотношениями урана к торию у CS 31082-001 и HE 1523–0901 позволяет предположить, что первая из звезд все-таки несколько старше, что к тому же укладывается в погрешности оценок. Впрочем, как пишут сами исследователи, «с учетом того, что наблюдаемые погрешности превышают [разницу возрастов], нынешний возраст этих двух звезд предполагает их образование примерно в одно и то же время. Это также подтверждается их почти идентичной металличностью».

Можно сделать общий вывод, что все эти возрасты, подсчитанные тремя разными способами: с помощью шаровых звездных скоплений, белых карликов или радиометрии, – согласуются друг с другом. Из этого можно вывести два следствия. Во-первых, астрофизика непротиворечива: астрономы движутся в нужном направлении. Во-вторых, самой старой звезде в нашей Галактике немногим более 13 млрд лет. Теперь посмотрим, как это соотносится с нашим пониманием Вселенной в целом.