Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

языком, оно позволяет получить степень ионизации плазмы, включающей в себя электронный газ, смешанный с газом ионизированных и нейтральных атомов как функцию температуры, давления и энергии ионизации атомов.) Таким образом, интенсивность спектральных линий, зависящая от уровня ионизации, может служить показателем давления и температуры. Через некоторое время Саха использовал свои уравнения, чтобы привести спектральные классы в соответствие с температурами, и его уравнение послужило отправной точкой для работы Эдуарда Милна и Ральфа Фаулера – кембриджских физиков и, по стечению обстоятельств, зятьев Резерфорда. Милн и Фаулер показали, что число атомов (или ионов), порождающих спектральную линию, может быть оценено по интенсивности линии, если известны температура и плотность звездной атмосферы. После чего Сесилия Пейн нашла хорошее применение этому следствию из уравнения Саха.

Не так просто было принять идею, что значительные различия в звездных линиях поглощения являются следствием различных уровней их ионизации, а значит и температур. Она приняла еще одно допущение, согласно которому число атомов, необходимое для того, чтобы сделать спектральную линию просто видимой, является одинаковым для всех линий всех элементов. Эддингтон в своей книге «Внутреннее строение звезд» (1926) отмечал, что эта гипотеза «не такая уж дикая, как может показаться на первый взгляд», и привел свои основания, прежде чем изложить выводы Пейн. Согласно ее выводу, кремний, углерод и другие распространенные элементы, наблюдаемые на Солнце, обнаруживаются примерно в тех же относительных количествах как и на Земле, но что гелий и особенно водород гораздо более распространены на Солнце – по первым прикидкам, в случае водорода мы имеем превышение примерно в миллион раз. В 1920‐х гг. можно было нередко слышать оценки, согласно которым в состав Солнца входит примерно 65 процентов железа и 35 процентов водорода, хотя Рассел полагал, что водород встречается гораздо реже. Рассел, как хорошо известно, отказался принять идею Пейн, хотя в течение следующих двух десятилетий ему и другим специалистам, придерживавшимся аналогичного мнения, приходилось скрепя сердце соглашаться с ежегодно растущими оценками содержания водорода, начиная с менее 10 процентов до признанных в итоге более 70 процентов. Вполне естественно, что сама Пейн тоже была озадачена слишком высоким процентом содержания водорода, и, находясь под сильным влиянием Рассела, она решила, будто интенсивность водородных линий должна быть признаком не его распространенности, а каких-то необъяснимых аномалий в поведении этого элемента. Однако к 1928 г. Альбрехт Унзольд показал несколькими разными способами, что ее первые предположения были верны и количество водорода на Солнце в миллион раз превосходит распространенность любого другого элемента. Год спустя это подтвердил Уильям Маккри.

В каком-то смысле карьера Пейн закончилась после изменений, введенных в обсерватории Гарвардского колледжа Пикерингом, о котором было известно, что он не давал женщинам развернуться слишком широко, но начиная с докторской степени Пейн (первой степени по астрономии, полученной в Гарварде) женщины получили наглядный пример отсутствия пределов возможностей. Сам Гарвард реагировал не так быстро: звание профессора ей присвоили только в 1956 г., хотя даже тогда она оказалась только второй женщиной, приобретшей такой титул (к этому времени она была известна по имени Пейн-Гапошкина, поскольку в 1934 г. вышла замуж за астронома российского происхождения Сергея Гапошкина). Поэтому неудивительно, что сегодня ей навязывают роль женщины, притесняемой доминирующими мужчинами, в данном случае Расселом, по чьему совету она сознательно отказалась от высокой распространенности водорода, необъяснимой с точки зрения физики того времени. Те, кто трактует ее биографию подобным образом, забывают о том, чем она была обязана Расселу, который в 1914 г. (еще до Харкинса) использовал солнечный спектр, чтобы указать на «очевидное сходство состава земной коры, атмосферы звезды и метеоритов каменной разновидности» (здесь цитируются строки, опубликованные ею в работе «Солнечный спектр и земная кора»). Кроме того, как показало время, те, кто делал из нее икону, игнорируют тот факт, что она, как и другие специалисты, еще более искушенные в новой физике, имела все основания для сомнений. Например, когда в 1926 г. Эддингтон обратился к теории звездных спектров Саха, он указал, что «определение температуры слоя сформулировано весьма нечетко», и Сесилия Пейн вполне отдавала себе отчет в уязвимости этого момента. Отметив, что ее выводы неприменимы к звездам-гигантам, Эддингтон был признателен ей за температурную шкалу, полученную ей с использованием работы Саха. (Он обнаружил хорошее согласие с температурами, рассчитанными им независимым образом.) Однако комментируя некоторые детали, он дополнил их предостережением следующего характера: «Определяемая здесь распространенность зависит от способности элемента подниматься в верхнюю часть фотосферы и не может быть типичной даже для самой фотосферы. Тяжелым элементам, вероятно, будет крайне сложно проявиться».

Вспомним о предостережении, опубликованном Харкинсом. В итоге выводы, полученные Унзольдом и Маккри, убедили Рассела в том, что он ошибался, затем Бенгт Стрёмгрен (как уже упоминалось) продвинул на шаг вперед теорию внутреннего строения звезд Эддингтона, использовав гипотезу о том, что вещество внутри звезд тщательно перемешано и химически однородно. В опубликованной в 1932 г. статье он заявил, что Эддингтон был более или менее прав, и наблюдаемые светимости согласуются с идеей, согласно которой звезда на треть по массе состоит из водорода. Это не решило в полной мере острой проблемы различия между внешними и внутренними слоями в умах заинтересованных специалистов. Результаты, полученные Пейн и Расселом, как рассказывает в своей автобиографии Фред Хойл, считались верными только для распространенности элементов в атмосферах звезд, а не в их глубинах, и что именно по этой причине он, Эддингтон и многие другие астрономы продолжали верить в модель Солнца с высоким содержанием железа вплоть до периода, наступившего после Второй мировой войны.

Работы по распространенности элементов, обсуждаемые до этого периода, трактовали текущее положение дел во Вселенной, основываясь главным образом на наблюдениях, а не на теориях, пытающихся объяснить, как мир стал таким, какой он есть сегодня. В долгосрочной перспективе рассмотрение современной ситуации в категориях ядерных процессов и их продуктов велось по двум принципиально отличающимся направлениям, и хотя в принципе они могли бы дополнять друг друга, те, кто их разрабатывал, не всегда рассматривали их в этом свете. Начало первого направления обычно датируют временем, когда Джордж Гамов предложил объяснять космическую распространенность химических элементов как результат различных ядерных превращений внутри звезд – превращений, в которых принимал участие недавно открытый нейтрон. Его спешно набросанная программа не позволила ему далеко продвинуться в расчетах относительных распространенностей, и в 1942 г. он отверг эту теорию (иногда именуемую «теорией равновесия») по причинам так называемой катастрофы тяжелых элементов. На самом деле, его первая попытка подобраться к теории относительной распространенности элементов через нуклеосинтез в звездах обрела узнаваемый вид только после Второй мировой войны в рамках движения, возглавляемого Фредом Хойлом, и это будет одним из предметов рассмотрения следующей главы, как и альтернативный подход, на сторону которого теперь склоняется Гамов. Последний подход основан на гипотезе, что ключ к современной распространенности элементов следует искать в термоядерных реакциях, имевших место на очень ранней, чрезвычайно горячей и плотной стадии эволюционирующей Вселенной. Идеи Гамова мало чем отличались от других идей, выдвинутых ранее Жоржем Леметром. В обоих случаях в качестве контекста выбиралась та или иная модель Вселенной, обсуждаемая в категориях общей теории относительности. Как мы увидим далее, после Второй мировой войны к исследованию Гамова подключились такие специалисты, как Ральф Альфер, Роберт Херман и другие.

Прошло время, и две указанные исследовательские траектории сомкнулись. В определенной мере предвосхищая те открытия, которые будут совершены, когда наконец ученые более обстоятельно