Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

В 1938 г. Вайцзеккер отверг свое допущение о рождении звезд в виде газообразных шаров, состоящих из водорода, и заново приступил к разработке теории, предположив, что все химические элементы сформировались до того, как возникли звезды. (Как указывалось ранее, рассмотрение этого подхода к данной проблеме мы откладываем до следующей главы.) Будучи свободным от необходимости уделять особое внимание водороду и гелию, он сумел открыть так называемую цепочку реакций CNO-цикла. Ее название (хотя иногда ее называют циклом Бете – Вайцзеккера) вытекает из того факта, что углерод, азот и кислород действуют в указанной реакции как катализаторы. Мы не будем рассматривать здесь подробности этих двух термоядерных процессов. Достаточно сказать, что для звезд с температурами более 20 миллионов К, то есть для звезд с массой более 1,5 солнечной массы, CNO-цикл является преобладающим, в то время как для звезд с массами порядка или менее одной солнечной массы преобладающей является протон-протонная реакция.

Статья, в которой Вайцзеккер изложил этот свой второй подход, была замечательна еще в одном отношении. Как он отметил, для того чтобы учесть наблюдаемую распространенность более тяжелых элементов, необходимо допустить существование очень высоких ядерных плотностей и температур. Он оценил порядок этих температур значением 2×1011 К. Это привело его к теоретическим рассуждениям о «громадном скоплении первичной материи, состоящей, по-видимому, из чистого водорода». Коллапсируя под действием собственной силы тяжести, как он полагал, она могла достичь температуры, достаточной для включения требуемых ядерных реакций. Он предположил, что эта «первичная конденсация» могла охватывать не только Млечный Путь, но и всю Вселенную. Об этом часто упоминают как о предвестнике понятия «первичный огненный шар» или чего-то другого, ответственного за происхождение микроволнового фонового излучения, – эта тема также относится к числу тех, которые мы припасли для главы 17.

Незадолго до того как Вайцзеккер завершил пересмотр своей теории, он узнал от Гамова, что похожая, но в большей мере количественная теория разрабатывается Бете. Бывший студент хорошо известного физика-теоретика Арнольда Зоммерфельда, Бете преподавал в Мюнхене и Тюбингене, но был вынужден покинуть Германию, когда в 1933 г. партия нацистов пришла к власти. Переселившись в Соединенные Штаты, он в итоге стал сотрудником Корнельского университета, где сосредоточился на исследованиях в области ядерной физики в целом. Астрономия не интересовала его до 1938 г., когда он принял участие в работе Вашингтонской конференции, организованной Гамовым, и впервые обратил внимание на астрофизическую проблему выработки звездной энергии. Благодаря содействию со стороны Чандрасекара и Стрёмгрена он удивительно быстро достиг существенных результатов. Продвигаясь по периодической таблице, Бете рассматривал, каким образом атомные ядра могли бы взаимодействовать с протонами. Как и Вайцзеккер, он пришел к выводу о существовании разрыва в цепочке, необходимой для объяснения распространенности элементов через теорию построения элементов. Оба ученых испытывали затруднения из‐за отсутствия информации о существовании ядер с массовыми числами 5 и 8, в силу чего построение элементов выше гелия оказывалось невозможным. (Необходимость какого-то другого механизма привела Вайцзеккера к идее первичного атома.) Как и Вайцзеккер, Бете высказывался в пользу цепочки протон-протонных реакций и CNO-цикла как наиболее перспективных кандидатов для выделения энергии в звездах главной последовательности, где первая должна превалировать в менее массивных, холодных звездах, а второй – в более массивных, горячих звездах. Его прекрасно выверенная работа моментально получила высокую оценку почти всех ведущих ученых в этой области. И хотя темп развития астрофизики замедлился из‐за разразившейся войны, по мнению многих специалистов, выводы Бете открывали новую заманчивую область в понимании вопросов, касающихся звезд. Но дела пришлось отложить. Во время создания первой атомной бомбы Бете работал главой теоретического отдела в Лос-Аламосе, хотя после войны он стал одним из наиболее активных участников кампании по контролю за вооружениями. Как мы увидим далее, когда астрофизические дебаты возобновились после войны, в их эпицентре оказались два радикально отличающихся друг от друга подхода к решению проблемы относительной распространенности – космологический и звездный.

НЕЙТРИНО

Ни Бете, ни Вайцзеккер не рассматривали явным образом роль нейтрино как в протон-протонных, так и в CNO-цикле, хотя их учет был необходим для полноты картины; но те, кто пошел по их следам после войны, стали учитывать нейтрино, и вскоре стало очевидно, что эти частицы могут нести в себе информацию о внутреннем строении Солнца, поскольку они обладают способностью без труда проходить его насквозь.

В настоящее время известно три типа нейтрино. Первый из них, выделяемый сегодня в категорию «электронное нейтрино», был предугадан в 1931 г. австрийским физиком Вольфгангом Паули. Он постулировал существование частицы с нулевой массой и нулевым электрическим зарядом, которая уносит с собой энергию, казалось бы, бесследно утрачиваемую при бета-распаде. (Речь не идет о распаде электронов, а лишь об их испускании в виде «бета-лучей», регистрируемых при распаде радиоактивных ядер.) Позже Энрико Ферми развил идею Паули и присвоил этим частицам их современное название. Электронное нейтрино испускается вместе с позитроном в так называемом положительном бета-распаде, а электронное антинейтрино – вместе с электроном в отрицательном бета-распаде. Нейтрино обладают наибольшей проникающей способностью среди всех субатомных частиц. Они взаимодействуют с материей только посредством так называемого слабого взаимодействия и это не приводит к ионизации, поскольку частицы электрически нейтральны. При этом у нейтрино, движущегося сквозь Землю через ее центр, есть только один шанс из десяти миллиардов вступить во взаимодействие с протоном или нейтроном. Неудивительно поэтому, что электронное нейтрино не удавалось зарегистрировать вплоть до 1956 г., когда (в экспериментах, проведенных Фредериком Райнесом и Клайдом Л. Коуэном) пучок антинейтрино из ядерного реактора при взаимодействии с протонами вызвал рождение нейтронов и позитронов.

Потребность включить в рассмотрение нейтрино становилась все более очевидной во многих отраслях астрономического знания начиная с 1940‐х гг. В 1941 г. Гамов рассмотрел рождение нейтрино в качестве одного из факторов остывания гелиевых ядер звезд на определенной стадии их эволюции. Вскоре космологи, придерживавшиеся теории Большого взрыва (о которой будет подробно сказано в следующей главе), пришли к выводу, что нейтрино, оставшиеся после первых мгновений существования Вселенной, скорее всего, являются наиболее распространенными частицами, вероятная концентрация которых составляет порядка ста частиц на кубический сантиметр (при эффективной температуре 2 К). Они в изобилии рождаются при взрывах сверхновых, и неожиданная возможность наблюдать эти нейтрино возникла со вспышкой сверхновой в 1987 г. Они испускаются Солнцем, и (как уже говорилось) бо́льшая их часть проходит сквозь Землю, не замечая ее. (Часто указывается на то, что нейтрино, идущие от Солнца, днем нас «освещают» сверху, а ночью – снизу.) По существу, Солнце является нашей наиболее надежной лабораторией по изучению физики внутреннего строения звезд, используя существующую там нейтринную активность; впервые к этой идее серьезно отнеслись в 1955 г., и она обсуждалась в статье Реймонда Дэвиса.

Дэвис предложил способ регистрации нейтрино на основании того, что, взаимодействуя с хлором, они производят аргон. В 1967 г. он со своими коллегами сконструировал первый нейтринный детектор в виде очень большого резервуара, заполненного чистящей жидкостью, который был размещен глубоко под землей в угольной шахте Южной Дакоты. Они использовали его для демонстрации того, что солнечные нейтрино действительно существуют, но в гораздо меньшем количестве, чем это предсказывалось Джоном Бакалом и другими специалистами, использовавшими так называемую стандартную модель выработки солнечной энергии. Корректны ли проведенные ими измерения? Результаты последующих экспериментов не слишком различались. Может, стандартная солнечная модель ошибочна? При этом она правильно предсказывает многие другие свойства Солнца. Могут ли электронные