Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

и Локьера начали повсеместно игнорироваться, а идеи Эддингтона одобрило большинство профессионального сообщества. Это не означало окончательного разрешения вопроса о том, можно ли рассматривать главную последовательность диаграммы ГР как эволюционную траекторию. Каков механизм энерговыделения внутри звезд? Если это превращение элементов, то звездные массы не должны значительно меняться, и тогда главная последовательность не будет носить эволюционного характера. Эддингтон склонялся к принятию в качестве альтернативы электронно-протонной аннигиляции с постепенным продвижением вдоль кривой по мере падения звездной массы. Рассел продолжал упорно работать над тем, чтобы сделать свою теорию превращения гигантов в карлики сопоставимой с новыми результатами Эддингтона. Было забавно наблюдать, как он, следуя стилю Эддингтона, пытался сохранить свои идеи звездной эволюции, постулировав существование двух различных форм звездной энергии – форм, свойственных «гигантам» и «карликам», внося в рассмотрение различие между этими двумя типами звезд. Джеймс Джинс поддерживал электронно-протонный процесс, но критиковал Эддингтона в вопросе о том, действительно ли температура и плотность так серьезно влияют на энерговыделение, как на этом настаивал Эддингтон. С наиболее передовой теорией белых карликов выступил Фаулер, использовав идеи, предложенные его студентом Полем Дираком. Он показал, что исключительную плотность белых карликов можно объяснить с помощью новой статистики Ферми – Дирака.

Такова была ситуация в 1926 г., когда Эддингтон подготовил книгу «Внутреннее строение звезд» – мастерское сжатое изложение своих идей о строении звезд. В ней он столкнулся с серьезными проблемами, касающимися его прогнозов относительно непрозрачности звездного вещества. Он повторно рассмотрел вопрос о механизме энерговыделения, и тем не менее остался верен электронно-протонной аннигиляции. Такие ортодоксальные представления царили вплоть до начала 1930‐х гг., и все же он был вынужден время от времени отбиваться от критики, высказываемой в его адрес двумя его давними коллегами Джинсом и Милном. Как мы видели, для него было не впервой выяснять отношения с Джинсом. Со временем к этому спору присоединились другие специалисты, включая Бенгта Стрёмгрена, Людвига Бирмана, Субраманьяна Чандрасекара и Томаса Коулинга, но высокий авторитет Эддингтона переманил на его сторону бо́льшую часть астрофизиков. Однако ему помогала не только его репутация. Вопрос о возрасте Вселенной был одним из самых сложных. Всем, кто им интересовался, казалось очевидным, что длинная шкала времени, введенная Джинсом для возраста звезд (не миллиарды, а триллионы лет), должна быть сопоставима с впоследствии установленным возрастом Вселенной. (Эта величина вытекала из скорости разбегания галактик, что будет одним из предметов рассмотрения главы 17.) Вскоре мнение экспертов склонилось на сторону промежуточного значения для возраста Вселенной, и Джинс потерял свою поддержку. Затем Эддингтон избавился от Милна, решив проблему непрозрачности способом, неизвестным этому второму его главному оппоненту. В марте 1932 г. он получил письмо от Стрёмгрена, пришедшего к похожему заключению, используя аргументы другого рода. (Стрёмгрен, которому в то время исполнилось только 24 года, был датским астрономом шведского происхождения; его отец являлся директором Обсерватории Копенгагенского университета.) Он установил, что водород преобладает не только во внешних слоях звезд, но и в их недрах, которые, как правило, считались высоко насыщенными более тяжелыми элементами. Как мы увидим далее, вопрос относительной распространенности водорода был одним из аспектов гораздо более широкой проблемы относительной распространенности химических элементов, которая заключалась не только в том, в какой пропорции они находятся друг по отношению к другу, но в том, каким образом установилась такая пропорция.

Примерно в это же время тема источников звездной энергии стала изучаться группой слабо связанных друг с другом людей. Многие из них были профессиональными физиками, о которых члены более традиционного астрономического сообщества имели лишь слабое представление. Одним из таких специалистов был Роберт д’Эскорт Аткинсон, физик валлийского происхождения, работавший до переезда в 1930 г. в Ратгерский университет (штат Нью-Джерси, США) сначала в Гринвиче, а затем в Германии. В конце 1920‐х гг. Аткинсон утверждал, что главным источником выделения энергии в звездах является преобразование элементов, главным образом синтез гелия. В 1931 г. он опубликовал исправленный расчет, дополненный разработанной им теорией звездной эволюции. Его главная мысль была навеяна идеями Джорджа Гамова и заключалась в том, что термоядерная реакция может быть запущена протон-протонными реакциями. (В этой реакции два протона объединяются в дейтерий с испусканием позитрона.)

Аткинсону не повезло с тем, что он работал в области ядерной физики, которая была на пике стремительных преобразований, явившихся результатом экспериментальных исследований на ускорителях элементарных частиц. Как мы увидим далее в этой главе, ключом к будущему был нейтрон. Еще в 1920 г. Эрнест Резерфорд из Кембриджа высказал предположение, что протоны и электроны могут объединяться для создания нейтральной частицы – «нейтрона», который может входить в состав атомного ядра. В итоге эти частицы идентифицировал в 1932 г. Джеймс Чедвик, младший коллега Резерфорда. Это стало одним из нескольких факторов, требовавших дальнейшего пересмотра работы Аткинсона, но сам Аткинсон переключился на другие научные области, и пересмотр был оставлен на усмотрение других. Например, в 1934 г. его соотечественник Томас Джордж Коулинг, бывший студент Милна, потерявший веру в его подход, пришел к выводу, что звезды, соответствующие модели Аткинсона, будут в целом стабильны, если они не слишком велики, и те, кто враждебно относится к идее термоядерных реакций как источника энергии, не могут использовать потерю стабильности в качестве контраргумента. Другие замечательные исследования этого периода были проведены несколькими исследователями из рядов подрастающего поколения, но верные последователи одной из моделей Коулинга появились только в середине 1940‐х гг. (Она предполагала наличие конвективного ядра, становящегося активным под воздействием какого-либо источника ядерной энергии и лучистой оболочки.) Не было никакого явного способа, позволившего бы выбрать между «моделью Коулинга» (как ее назвал Чандрасекар) или Эддингтона, хотя последняя в большей степени соответствовала ядерным процессам, которые в скором времени были разработаны Бете и Вайцзеккером. И только в 1952 г. удалось показать, что даже в этом случае эта модель подходит только для определенных звезд верхней части главной последовательности. (Для доказательства был необходим CNO-цикл; он будет представлен на рассмотрение чуть позже в этой главе.)

ПРЕДЕЛЫ ЧАНДРАСЕКАРА И ОППЕНГЕЙМЕРА – ВОЛКОВА

Строение Солнца и звезд представляло собой тему, в которой рассмотрение гравитационной составляющей (даже в работах Карла Шварцшильда) настоятельно требовало подключения стремительно развивавшегося научного направления физики элементарных частиц. После Первой мировой войны большинство астрофизиков, без сомнения, с большим пиететом относились к Артуру Эддингтону, но его работа содержала одно важное приложение квантовой механики, которое он не сумел оценить. Это нововведение почти целиком обязано молодому индийскому астрофизику Субраманьяну Чандрасекару, и, с учетом последующей истории, оно представляло собой важный шаг на пути к адекватной разработке концепции «черной дыры» и поиску ее вероятных представителей. На данном этапе мы можем принять эту идею в том виде, в каком уже неоднократно рассматривали ее ранее, а именно – как чрезвычайно большие массы в космическом пространстве, гравитационное притяжение которых настолько велико, что удерживает даже свет, и эти массы, будучи изолированными от остальной Вселенной, оставляют косвенные следы своего существования. Идея черных дыр не получала более или менее широкого признания вплоть до последней четверти XX в., но первый вклад в теоретическую разработку данной проблемы Чандрасекар сделал задолго до ее признания, когда ему не исполнилось еще и двадцати лет. Что касается словосочетания «черная дыра», то хотя мы давно используем его и будем пользоваться в дальнейшем в целях обеспечения преемственности, необходимо напомнить: впервые оно было применено лишь в 1968 г. Джоном Уилером из Принстона. До этого