Алхимия Гамова

Частицы вроде кварков W и Z не были известны во времена Гамова, он не слыхал даже об электрон-позитронных парах. Больше всего его интересовала история космоса после 1 секунды ПБВ. Еще в начале своей карьеры Гамов увлекся проблемой происхождения атомов. В природе обнаруживаются 92 различных типа атомов, или химических элементов. Некоторые из них, такие как водород или гелий, распространены очень широко, тогда как другие, например золото или уран, встречаются крайне редко. Гамов хотел понять причину этого: чем определяется распространенность элементов?

Алхимики пытались получить золото из более распространенных элементов, но, как мы теперь знаем, есть весьма серьезные причины, не позволившие им достичь успеха. Чтобы превратить один элемент в другой, надо научиться изменять состав атомных ядер. Однако энергии частиц, необходимые для ядерных трансформаций, в миллионы раз больше тех, что связаны с химическими реакциями, и выходят далеко за пределы того, что было доступно алхимикам. Такие энергии достигаются в водородной бомбе, но ни в каких естественных процессах на Земле они не встречаются. Поэтому наблюдаемая нами сегодня распространенность элементов в точности такова, как и 4,6 миллиарда лет назад, в эпоху формирования Солнечной системы.

Вопрос о происхождении элементов естественным образом наводит на мысль о недрах звезд. Эти гигантские раскаленные газовые шары скрепляются силами гравитации. Наше Солнце состоит в основном из водорода – простейшего элемента, ядра которого представляют собой одиночные протоны. Температура в центральных областях Солнца превышает 10 миллионов градусов, – этого достаточно для протекания ядерных реакций. Цепочка реакций преобразует водород в гелий с выделением энергии, которая питает наше светило. Теория ядерных реакций, происходящих в недрах Солнца, была разработана в конце 1930-х годов Хансом Бете, физиком немецкого происхождения, который позднее получил за эту работу Нобелевскую премию. Однако для объяснения распространенности элементов его теория мало что давала. Производство гелия в звездах обеспечивает лишь малую долю его огромного количества, наблюдаемого во Вселенной. Другой загадкой было присутствие дейтерия (тяжелого водорода), у которого очень хрупкие ядра. Они быстро разрушаются в горячих звездных недрах, и было трудно понять, откуда они вообще могли взяться.

Гамов придерживался мнения, что звезды попросту недостаточно горячи, чтобы стать той кухней, в которой готовились элементы, – он считал, что придумал идею получше: подходящей печью он считал саму Вселенную вскоре после Большого взрыва. Для изучения ядерных процессов в горячей ранней Вселенной Гамов обратился за помощью к двум молодым физикам – Ральфу Альферу и Роберту Херману. Они рассмотрели горячую смесь нуклонов, электронов и излучения, однородно заполняющую Вселенную. Когда температура падает до 1 миллиарда градусов, протоны и нейтроны могут соединяться, образуя ядра дейтерия (рис. 4.1). Последующие присоединения протонов и нейтронов быстро превращают дейтерий в гелий (ядра которого содержат по два протона и нейтрона). Однако на этом образование ядер фактически останавливается. Дело в том, что из-за некоторых особенностей ядерных сил стабильных ядер, состоящих из пяти нуклонов, не существует, а одновременное присоединение более чем одного нуклона крайне маловероятно. Это так называемый пятинуклонный провал. Расчеты показывают, что около 23 % нуклонов входят в состав ядер гелия, а почти все остальные остаются в форме водорода. Образуется также небольшое количество дейтерия и лития.

Рис. 4.1. Простейшие атомные ядра. Протоны и нейтроны обозначаются соответственно p и n.

Современный анализ, опирающийся на самые последние данные о ядерных реакциях и суперкомпьютерные модели, дает точные значения распространенности элементов после того, как они покинули космическое горнило. То, насколько хорошо результаты этих вычислений согласуются с астрономическими наблюдениями, весьма впечатляет. Астрономы могут определять химический состав далеких объектов, изучая спектр испущенного ими света. Теория горячего Большого взрыва твердо предсказывает, что ни одна галактика во Вселенной не должна содержать меньше двадцати трех процентов гелия: поскольку он производится в звездах, его первоначальная распространенность может только возрастать. И действительно, ни одной такой галактики до сих пор не обнаружено. Предсказанная распространенность дейтерия – чуть меньше одной десятитысячной, лития – менее одной миллиардной. Весьма примечательно, что столь сильно различающиеся значения подтверждаются наблюдениями. Можно было бы сказать, что 23 % гелия – это просто счастливая догадка, но вероятность случайного совпадения целого набора чисел крайне низка.

Но как обстоят дела с тяжелыми элементами? Несмотря на все усилия, Гамов и его команда не смогли найти мост через пятинуклонный провал. Тем временем по другую сторону Атлантики главный защитник модели стационарного состояния Фред Хойл разрабатывал альтернативную теорию происхождения элементов. Он знал, что звезды, которые подобно нашему Солнцу пережигают водород в гелий, недостаточно горячи для этой задачи. Но что происходит, когда звезда исчерпывает свой водород? Тогда она больше не может противостоять собственной гравитации, ядро звезды начинает сжиматься, а его плотность и температура возрастают. После того как в центре температура достигает 100 миллионов градусов, открывается новый канал ядерных реакций: три ядра гелия сливаются и образуют ядро углерода. Когда весь гелий в центральной области израсходован, звезда сжимается дальше, пока температура не поднимется настолько, чтобы запустить реакции ядерного горения углерода. По мере развития этого процесса образуется слоистая структура, в которой более тяжелые элементы находятся ближе к центру (поскольку для их приготовления требуются более высокие температуры). В звездах, подобных Солнцу, этот процесс не заходит слишком далеко, но в более массивных светилах он проделывает весь путь вплоть до образования железа. За этой точкой топлива для ядерного горения не остается. Не поддерживаемая больше ядерными реакциями внутренняя часть ядра звезды коллапсирует, достигая невероятной плотности и температуры около 10 миллиардов градусов. Это приводит к гигантскому взрыву, называемому вспышкой сверхновой, при котором все внешние слои, содержащие наработанные элементы, выбрасываются в межзвездное пространство. Элементы тяжелее железа образуются во время коллапса и взрыва ядра. Обогащенный межзвездный газ служит сырьем для новых звезд и планетных систем. Получавшаяся по расчетам Хойла и его сотрудников распространенность тяжелых элементов хорошо согласовывалась с наблюдениями.

Хойл и Гамов разрабатывали свои идеи в 1940-х и 1950-х годах, и тогда их теории рассматривались как две конкурирующие модели происхождения элементов. Однако в итоге оказалось, что оба они были правы: легкие элементы образовались преимущественно в ранней Вселенной, а тяжелые – в звездах. Почти все известное вещество Вселенной находится в форме водорода и гелия, а на долю тяжелых элементов приходится менее 2 %. Но они тем не менее исключительно важны для нашего существования: Земля, воздух и наши тела состоят в основном из тяжелых элементов. Как писал кембриджский астрофизик Мартин Рис, “Мы – звездная пыль, пепел давно умерших звезд”.