Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

один загадочный тип спектра у звезд типа RR Лиры. Этот список был пополнен еще несколькими звездами, нарушавшими, как казалось, устоявшиеся воззрения. Они не находили никакого удовлетворительного объяснения вплоть до 1951 г., когда Джозефу У. Чемберлену и Лоуренсу Хью Аллеру удалось показать, что ослабление линии может возникнуть в результате заниженного содержания металлов по сравнению с водородом. Авторы этих открытий представляли их как свидетельства различия химического состава у разных звезд, но идея космического постоянства распространенности химических элементов отличалась такой прочностью, что в течение трех или четырех лет они не привлекали почти никакого внимания. Случилась даже такая история: отзыв одного из рецензентов на статью Адамса с коллегами понудил их подправить выводы в следующей работе, и сегодня все признают, что это было сделано напрасно (эхо отношения Рассела к Пейн?). В результате вопросы о том, как, когда и где образовались химические элементы, начали изучаться более широко и более интенсивно. Удалось обнаружить, что отношение распространенности тяжелых элементов к водороду в звездах может различаться в тысячи раз, в зависимости от возраста звезд и протекания их эволюции. К необычным спектрам, которые до того часто откладывались на потом как нечто из ряда вон выходящее, удалось применить новые методы обнаружения и измерения различий в распространенности тяжелых элементов.

В гало нашей Галактики были обнаружены субкарлики с чрезвычайно большими скоростями по отношению к Солнцу. Они испускали гораздо более высокий процент ультрафиолетового излучения, чем звезды, относящиеся к населению I типа того же спектрального класса, и этот «ультрафиолетовый избыток» был следствием их низкой металличности, что позволяло уходить почти всему ультрафиолетовому излучению. Их внешние слои, обладая большей прозрачностью, оказывали меньшее сопротивление излучению, что делало их более компактными и более горячими по сравнению с другими звездами такой же массы. Ультрафиолетовый избыток был открыт сначала Нэнси Грейс Роуман в Йерксе в 1954 г., затем, год спустя, Аллан Сэндидж и Мерл Уокер из Паломарской обсерватории (а позже и многие другие) нашли его у звезд некоторых шаровых скоплений. Случилось так, что задолго до этого Бааде высказал предположение: нет никаких сущностных различий между звездами, относимыми к типу высокоскоростных субкарликов поля, и звездами главной последовательности в шаровых скоплениях, и теперь критерий малой металличности, установленный Чемберленом и Аллером в 1951 г., подтвердил это предположение.

Середина 1950‐х гг. стала свидетелем многих дискуссий на тему относительной распространенности химических элементов, особенно на Солнце и схожих с ним звездах, относящихся к населению I типа. Например, в 1956 г. вышел важный обзор, составленный Гансом Э. Суессом и Гарольдом Клэйтоном Юри. Была инициирована новая серия наблюдательных программ, нацеленных на уточнение химической эволюции Галактики. В обсерваториях Маунт-Вилсон и Паломарской исследовали огромное количество высокодисперсных спектров, и к концу 1960‐х гг. не осталось никаких сомнений в том, что постоянство соотношений распространенности химических элементов было большой, хотя и объяснимой, ошибкой. Однако еще до начала 1950‐х гг. на сцене появился новый игрок со своей теорией звездной эволюции, объясняемой через нуклеосинтез, что имело непосредственное отношение к проблеме распространенности химических элементов.

ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ В ЗВЕЗДАХ

Мы уже заводили разговор о том, как Бете и Вайцзеккер показали, что гелий может быть синтезирован из водорода посредством термоядерных реакций, протекающих в звездах. Несколько талантливых физиков занялись рассмотрением механизмов образования элементов с высоким зарядовым числом, снимая одну за другой возникающие проблемы. Этим занимались, например, Энрико Ферми и Энтони Л. Туркевич, пришедшие к выводу, что в результате первичного взрыва Вселенной не могло возникнуть ничего, кроме гелия. Но как появились другие элементы? Почему атомы золота и других драгоценных металлов встречаются так редко, а углерод можно обнаружить повсеместно? Почему магний и кремний менее распространены, чем кислород? Почему железо встречается относительно часто, равно как другие элементы, соседствующие с ним в периодической таблице? При температурах от 15 до 20 миллионов кельвинов цепные реакции, такие как протон-протонная реакция или CNO-цикл, могут синтезировать гелий из водорода, но как образуются более тяжелые ядра? Чем тяжелее ядра, тем сложнее преодолеть силы отталкивания между ними, поскольку они обладают бо́льшим электрическим зарядом; например, железо, зарядовое число которого равно 26, имеет 26 протонов, в то время как водород только один, а гелий – 2. Случайное распределение скоростей атомов в газе растет вместе с температурой, и при чрезвычайно высоких температурах можно ожидать, что тяжелые ядра начнут участвовать в обратимых реакциях, образуя состояние равновесия, однако какими в таком случае должны быть температура и плотность и могут ли они быть достигнуты в звездах? В уже упомянутой статье 1942 г. Субраманьян Чандрасекар и Луис Р. Генрих дали повод предполагать, что это вполне реализуемо, и вскоре их выводы были подкреплены работой Фреда Хойла из Кембриджского университета.

Хойл начал размышлять над весьма широкой проблемой распространенности химических элементов в редкие часы досуга во время работы над усовершенствованием радаров в годы Второй мировой войны. Он подсчитал, что для образования железа требуется стократно более высокая температура. Это не та температура, которая может быть достигнута внутри Солнца или других подобных небольших звезд, но, по его мнению, она могла существовать в более массивных звездах. Хойл опубликовал свое изящное доказательство в 1946 г., когда закончилась война, и можно с полной уверенностью сказать, что это была первая убедительная попытка объяснения нуклеосинтеза в звездах. Он, безусловно, подготовил почву для выхода более важных новых работ, написанных им в соавторстве с другими астрономами в течение следующего десятилетия. После того как он развил свои идеи и опубликовал их в другой, еще более важной работе 1954 г., все большее количество астрономов начали разделять его взгляды на существование кругооборота продуктов нуклеосинтеза, производимых в недрах звезд, затем выбрасываемых в межзвездное пространство, где они вновь включаются в процесс формирования молодых звезд. Таким образом, механизм возникновения химических элементов тяжелее водорода и гелия был распространен на все межзвездное пространство, насыщаемое материей в результате снижения массы звезд, лежащих на так называемой асимптотической ветви гигантов диаграммы ГР, и взрывов сверхновых. Поскольку этот круговорот рассматривался как непрерывный процесс, можно было ожидать, что металличность следующего поколения звезд должна быть выше, чем у предыдущего, хотя в различных местах могли наблюдаться небольшие отклонения. Возникло убеждение в том, что изучение металличности как функции возраста, скорости и местоположения в Галактике должно снабдить нас информацией о галактической истории, а может быть даже и об эволюции Галактики в целом.

Идея Хойла о кругообороте тяжелых элементов, формирующихся в звездных недрах, оказалась абсолютным новшеством, и не только такие ученые, как Гамов, инвестировавшие свою энергию в теории первичной распространенности элементов, были скептично настроены к ней. Имелись также некоторые сомнения относительно достаточности массы, теряемой звездами, чтобы удовлетворить соотношениям, задаваемым Хойлом, но в 1956 и 1960 гг. А. Дж. Дейч опубликовал данные о множестве звезд различных типов, свидетельствовавшие в пользу Хойла, и начиная с этого момента количество доказательств только продолжало увеличиваться. Было повсеместно принято, что потеря массы является крайне важным процессом в ходе эволюции звезд – как сверхмассивных и ярких, так и (в особенности) маломассивных звезд «асимптотической ветви гигантов», вносящих высокий вклад в межзвездную материю, необходимую для рождения новых звезд.

В астрофизическом сообществе второй половины XX в. наблюдалась не только растущая поддержка теории звездного нуклеосинтеза, но и ослабление сопротивления со стороны тех, кто продолжал придерживаться идеи первичного нуклеосинтеза. Одним из главных оснований для этого была проблема «нехватки массы 5». Не существовало стабильных нуклидов с массой, равной 5, что представляло собой определенную сложность при объяснении синтеза более тяжелых элементов