Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

займутся «космологическим» подходом к проблеме распространенности элементов, скажем лишь, что с его помощью удалось весьма успешно объяснить соотношение легких элементов, в то время как звездный нуклеосинтез был более успешен в приложении к тяжелым элементам. Пока же будет достаточно привести беглый набросок комбинированного объяснения. Сегодня широко распространено мнение, что вещество, исходный состав которого был детерминирован горячей начальной фазой Вселенной – так называемым Большим взрывом, – конденсируется в галактики. Затем, как предполагается, первое поколение звезд, более массивных, чем Солнце, пережило фазу ядерных реакций, продукты которых вернулись в межзвездную среду. Считается, что последующие поколения звезд, включая Солнце и его планеты, сформировались из вещества, уже насыщенного тяжелыми элементами. Все это дополняется теориями формирования галактик и их динамики. Попытки, предпринятые в рамках последних усовершенствований указанной теории, стали достигать некоторого успеха, начиная с 1960‐х гг. До того как произошел переход в эту заключительную фазу, был затяжной период конкуренции между двумя широко проработанными теориями распространенности элементов. Одной из наиболее разительных черт этой конкуренции стал масштабный отказ от многих выводов, касающихся распространенности, завоеванных столь дорогой ценой в 1920‐х и 1930‐х гг. Положения, поначалу рассматриваемые как незыблемые, стали одно за другим обнаруживать свою полную несостоятельность.

ЯДЕРНАЯ ФИЗИКА И ИСТОЧНИКИ ЗВЕЗДНОЙ ЭНЕРГИИ

Идеи Гамова о «ядерных реакциях и происхождении химических элементов», впервые опубликованные в мало известном журнале в штате Огайо в 1935 г., были посвящены в большей степени ядерным реакциям, а не порождаемым ими отношениям распространенности. Судя по всему, в течение нескольких лет его вдохновенный эскиз почти полностью игнорировался, и в некоторых астрофизических кругах о нем вообще ничего не знали. К тому времени Джордж Гамов был более известен в физике, чем в астрофизике, хотя в течение следующего десятилетия эта ситуация быстро поменялась. Георгий Антонович Гамов родился в 1904 г. на Украине, в то время являвшейся частью Российской империи, он учился сначала в Одесском университете, а затем – в Ленинграде, где почерпнул некоторые сведения о релятивистской космологии от Александра Фридмана (о нем мы скажем более подробно в следующей главе в связи с другим вопросом). Для физики и астрофизики Гамов был примерно тем же, чем пчела для садового цветка: из Ленинграда он отправился изучать квантовую теорию в Гёттинген, а с 1928 по 1931 г. переехал в институт Бора в Копенгагене. (Он уже продемонстрировал Бору свой талант физика, предложив в 1928 г. важную новую теорию альфа-распада ядер посредством процесса, который он назвал «туннелирование».) Во время копенгагенского антракта он приехал на какое-то время к Резерфорду в Кембридж, где тот продолжал изучать атомные ядра, одновременно работая в области физики звезд (и распространенности элементов) с Робертом Аткинсоном и польским сотрудником Аткинсона Фрицем Хоутермансом. В итоге, как и многие европейцы его поколения, он обосновался в Америке.

Ценность Гамова была очевидна для тех специалистов из Соединенных Штатов, которые располагали средствами его спасения от все более репрессивного, если не сказать опасного существования в Советском Союзе. Ко времени участия в Сольвеевском конгрессе в Брюсселе в 1933 г. он уже опубликовал (в Оксфорде) хорошо встреченную в прессе монографию по атомной физике. Использовав эту возможность, Гамов вместе с женой покинули родину, и в 1934 г. он получил должность в Университете Джорджа Вашингтона, где провел следующие двадцать лет. Гамов выдвинул условие, чтобы беженец венгерского происхождения Эдуард Теллер, работавший тогда в Биркбекском колледже в Лондоне, был устроен на работу вместе с ним. Он познакомился с Теллером во время своего пребывания у Бора в Копенгагене, и, как оказалось впоследствии, это знакомство оказалось очень полезным для него. Гамов, несомненно, выполнил свое раннее обещание. В 1938 г. он интерпретировал диаграмму ГР звездной эволюции и отношение масса-светимость теории звезд в категориях ядерных реакций. Он организовал конференцию по этой теме, одним из результатов которой стало, в частности, открытие Хансом Альбрехтом Бете CNO-цикла (в том же году, но чуть позже, это открытие независимо совершил Вайцзеккер) – ключевого для понимания механизма выработки энергии в массивных звездах.

В своей огайской статье 1935 г. Гамов набросал множество различных процессов, способных гипотетически происходить в звездах и в результате которых могли бы образовываться и превращаться разные элементы. Он оставил открытым вопрос об относительной значимости каждого из этих процессов и почти ничего не сказал о количественной стороне дела. Он обратил внимание на бомбардировку ядер протонами и последние эксперименты Джона Кокрофта, частично основанные на ранних теориях Гамова. Он отметил эксперименты, осуществленные Энрико Ферми в Риме в 1934 г., в которых тяжелые элементы бомбардировались нейтронами и превращались в более тяжелые изотопы; и, кроме того, он обратил внимание на теорию радиационного захвата медленных нейтронов тяжелыми ядрами, разработанную Хансом Бете. (Нейтроны, как обнаружил Ферми, замедленные прохождением через легкие элементы, становятся очень эффективными при осуществлении ядерных превращений.) Надежда Гамова на то, что ему и его коллегам удастся доказать существование похожих превращений в звездах, была велика, принимая во внимание колоссальные тепловые скорости, вполне достаточные для осуществления искусственных превращений легчайших элементов. На деле, Аткинсон и Хоутерманс уже рассчитали вероятность проникновения протонов с тепловыми скоростями в ядра различных элементов, использовав для этого формулу Гамова для вероятности ядерных превращений при столкновениях. Они показали, что в условиях, существующих внутри звезд, под воздействием бомбардировки протонами могут возникать только самые легкие элементы. Теперь Гамов объяснял, насколько важным может оказаться эффект Ферми, заключающийся в захвате тяжелыми ядрами нейтронов, выбрасываемых из ядер легких элементов, когда последние сталкиваются с протонами. Короче говоря, он высказал предположение, что все эти различные недавно открытые эффекты могут играть определенную роль в формировании элементов внутри звезд.

По мере роста уверенности в том, что звездная энергия зависит от ядерных реакций, запускаемых очень высокими температурами внутри звезд, время жизни звезд опять стало приниматься порядка десяти миллиардов лет. Однако точная природа ядерных реакций внутри звезд и их относительная значимость представляли много концептуальных трудностей, и лишь немногие отваживались на основательное погружение в этот предмет. Нам очень повезло, что те немногие, кто решился на это, были физиками высочайшего класса. Гамов обладал острейшим интуитивным чутьем, и совместно с величайшим вычислителем Эдуардом Теллером они составили великолепную партнерскую пару. Подобным образом, Карл Фридрих фон Вайцзеккер, Лев Ландау, Ханс Бете и Роберт Оппенгеймер были людьми, самостоятельно добившимися карьерного успеха в области ядерной физики. Однако, похоже, что из всей этой компании Вайцзеккер оказался ближе всего к астрофизической традиции.

CNO-ЦИКЛ

Ученик Вернера Гейзенберга Вайцзеккер изучал сочинения Эддингтона и регулярно общался с Аткинсоном и Стрёмгреном, с последним он познакомился во время посещения института Нильса Бора в Копенгагене. К концу 1930‐х гг., использовав многие идеи Аткинсона и Коулинга, он тоже достаточно подготовился к тому, чтобы извлечь пользу из нового знания о нейтроне, дейтерии (изотопе водорода с ядром, содержащим протон и один нейтрон) и разнообразных ядерных реакциях, о которых в недавнем времени сообщили физики. В 1936 г. Вайцзеккер начал серьезное исследование наиболее вероятных ядерных реакций, происходящих в звездах, и того, как они влияют на относительную распространенность элементов. Он переформулировал и улучшил некоторые идеи, выдвинутые Аткинсоном и Коулингом (с ними мы уже знакомились ранее). Ему удалось объяснить, каким образом легкие элементы могут сформироваться из дейтерия в результате протон-протонных реакций; как могут высвобождаться нейтроны в результате дейтерий-дейтериевых реакций; и как с участием этих нейтронов могут синтезироваться тяжелые элементы, с постепенным продвижением вверх по периодической таблице. Его идеи, опубликованные в 1937 г., были хорошо восприняты, хотя сама теория все еще носила главным образом качественный характер, и он испытывал сложности, примиряя ее с азами сложившегося