Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

их входе в нашу атмосферу, отношения распространенности элементов стали представляться схожими, причем неожиданно во многих отношениях. Например, если рассмотреть с учетом упомянутых поправок относительные пропорции тяжелых элементов во многих метеоритах и земных скальных породах, то они окажутся очень схожими с соответствующими солнечными пропорциями. Межзвездный газ, планетарные туманности и многие типы звезд, как выяснилось со временем, обладают примерно тем же видом нормального распределения элементов. Оглядываясь назад, можно сказать: первое важное свидетельство того, что это может соответствовать действительности, было найдено в работах двух химиков-теоретиков – Джузеппе Оддо из Павианского университета в Италии (1914) и Уильяма Дрэпера Харкинса из Чикагского университета (1917). И тот и другой показали, что ключ к пониманию распространенности заложен не столько в химических свойствах самих элементов, сколько в свойствах их ядер. В частности, они независимым образом пришли к тому, что сегодня часто называют правилом Оддо – Харкинса – элементы с четным атомным номером (как, например, углерод) более стабильны и более распространены, чем элементы с нечетным атомным номером (как азот).

Здесь следует отметить, что исходно атомный номер соответствовал только упорядочению элементов по их химическим свойствам – упорядочению, которое находилось в согласии с атомными массами, но, по-видимому, отражало и какие-то другие свойства, не связанные с массой. В результате работ главным образом Бора и Резерфорда стало понятно, что атомный номер (Z) соответствует электрическому заряду ядра, то есть количеству протонов в нем, а это равносильно современному определению.

В это время Харкинс являлся одним из немногих американских ученых, работавших над структурой и реакциями атомных ядер. С 1915 по 1930 г. он опубликовал обширную серию важных работ по синтезу ядер из протонов, дейтерия, трития (радиоактивного изотопа водорода) и альфа-частиц. (Альфа-излучение в 1899 г. открыл Эрнест Резерфорд. В 1903 г. он показал, что оно имеет корпускулярный характер. Его природа была непонятна до открытия Чедвиком нейтрона в 1932 г., после того как Резерфорд предсказал его существование. Альфа-частицы представляют собой ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. Ядро трития содержит один протон и два нейтрона.) Однако существенным образом на направление астрофизических исследований повлияла его ранняя работа о распространенности элементов. Как позднее выяснилось, Харкинс открыл возможность синтеза более тяжелых элементов из водорода, отметив важность «водородно-гелиевой схемы» в астрономии. Он воспроизвел следующий порядок элементов в звездах, составленный астрономами: «сначала небулий, водород и гелий, затем такие легкие элементы, как углерод, магний, кислород и азот, и наконец железо и другие тяжелые металлы», добавив, что «в представленной схеме учитывать небулий представляется излишним». (Как мы видели на с. 692, вопрос о существовании небулия сохранял свою актуальность в течение долгого времени, пока не был окончательно решен в 1928 г.) Харкинс рассматривал свои выводы как надежное подтверждение «теории происхождения более тяжелых атомов из более легких», к которому астрономия не может ничего добавить. В своих расчетах он получил огромное количество энергии, выделяемой при ядерном синтезе гелия из водорода, и поддерживал идею, что она и есть источник энергии звезд. Именно он ввел в употребление словосочетание «эффект упаковки» для обозначения уменьшения массы (обеспечивающей энергию) при ядерном синтезе. Однако самым важным было его доказательство (более тщательное, чем доказательство Оддо), что ядра с четным атомным номером являются менее сложными, чем ядра с нечетным атомным номером. Вскоре указанную теорию подтвердили эксперименты Резерфорда в Англии.

Придя к заключению, что элементы с четным Z более стабильны, Харкинс показал далее: те же самые элементы, по всей видимости, наиболее обильно присутствуют в звездах, метеоритах и земной коре; таким образом, он заложил основы для создания банка данных распространенности элементов. Он предостерегал от предположений, согласно которым распространенность элементов в земной коре и солнечной газовой оболочке совпадает с составом этих тел в целом, хотя это предостережение часто игнорировалось. Он во многом пролил свет на историю Солнечной системы, настаивая на том, что состав метеоритов является более качественным руководством по эволюции Земли, чем крайне ограниченная часть доступных нам земных веществ. Произведя химический анализ 318 железных и 125 каменных метеоритов, он пришел к выводу, что в первую семерку элементов по степени распространенности (в порядке убывания) входят: Fe, O, Ni, Si, Mg, S и Ca (используя обычные символы для обозначения элементов). Это служило подтверждением теоретически полученного «правила Оддо – Харкинса», поскольку элементы данной последовательности были с четным атомным номером – все семь элементов, из которых, по его определению, метеоритное вещество состояло не менее чем на 98,6 процента. Это нельзя назвать в точности отношением космической распространенности, но в целом решение вопроса двигалось именно в этом направлении.

Более узнаваемый с точки зрения астрофизики вклад был внесен в этот период Сесилией Пейн, которую часто считали пионером-одиночкой, обладавшей счастливой возможностью проводить свои исследования в двух солидных научных центрах, рука об руку с ведущими учеными своего времени. Будучи студенткой Кембриджского университета в Англии, она слушала лекции Дж. Дж. Томсона, Эрнеста Резерфорда (вновь вернувшегося в этот университет в 1919 г. после периода работы в Монреале и Манчестере и находящегося тогда на пике своей славы) и других сотрудников Кавендишской лаборатории, включая Нильса Бора. Однако решение выбрать карьеру астронома пришло к ней, когда она слушала лекцию Эддингтона о знаменитой экспедиции по наблюдению солнечного затмения 1919 г., организованной для проверки общей теории относительности Эйнштейна. Результатом случайной встречи с Харлоу Шепли, который впоследствии был назначении директором обсерватории Гарвардского колледжа, стал ее переезд в 1922 г. в другой Кембридж, и Шепли уговорил ее написать докторскую диссертацию, хотя в то время там еще не существовало докторантской программы по астрономии. Ее замечательная диссертация по звездным атмосферам (1925) немыслима без гарвардской коллекции звездных спектров, однако не менее важна была ее осведомленность о новых достижениях в области физики. В частности, она использовала так называемое ионизационное уравнение Саха и уже хорошо известную работу Людвига Больцмана.

Уравнение Саха, объединяющее идеи квантовой и статистической механики, вывел молодой индийский физик Мегнад Саха в 1920 г. Это было время стремительных изменений в понимании физиками строения атома. В 1911 г. Эрнест Резерфорд показал, что большая часть массы атома и весь его положительный заряд приходятся на ядро, находящееся в его центре, а электроны располагаются во внешних частях (электрон открыли еще в 1897 г.). Однако наиболее весомый прогресс был достигнут благодаря Нильсу Бору, работавшему в Манчестере вместе с Резерфордом. Бор заметил, что любой атом может обладать только дискретным набором стабильных или стационарных состояний, каждое из которых характеризуется определенным энергетическим уровнем. Разработанная им модель атома (он опубликовал ее в 1913 г. после возвращения в Данию) позволила ему очень точно рассчитать серии линий, наблюдаемых в спектре света, излучаемого атомарным водородом. Основополагающая идея его теории заключалась в том, что атом испускает излучение не тогда, когда он находится в одном из своих стабильных состояний, а когда совершает переход из одного стабильного состояния в другое, таким образом, атом может поглощать или испускать излучение не непрерывным спектром, а только ограниченным квантовым переходом. Эта идея служила серьезным раздражителем для обычных представлений, согласно которым частота излучения, испускаемого атомом, определяется частотой движения электрона внутри него. Саха сумел извлечь пользу из идей Бора и других работ, основанных на его выводах. Он обучался в Калькутте, но посещал Альфреда Фаулера в Имперском колледже Лондона (в 1919 г.) и институт Германа Нернста в Берлине; он написал фундаментальную статью по ионизации солнечной хромосферы.

Уравнение, лежащее в основе этой статьи, связывает степень ионизации атома с температурой и давлением. (Говоря более общим