Эддингтон работал над теорией внутреннего строения звезд, в рамках которой физические размеры (а не только масса) были важным параметром. Данные Майкельсона, не охватывавшие всего предполагаемого многообразия звездных размеров, по меньшей мере доказали существование гигантских звезд и тем самым убедили тех, кто работал над проблемами строения звезд, что они находятся на верном пути. Каков же в таком случае механизм переноса тепла изнутри столь сильно различающихся по объему звезд на их поверхность? Почти все теории XIX в. предполагали, что это происходит за счет конвективных потоков, поскольку видимые признаки грануляции солнечной фотосферы говорили в пользу существования конвективных ячеек, как это наблюдается в кипящей жидкости. Только два голоса, вопиющих в пустыне, заявили о преобладающей роли излучения, проходящего сквозь солнечную атмосферу, и о минимальном участии конвекции – это были голоса Иоганна Вильзинга из Потсдама (1891) и Ральфа Аллена Сэмпсона из Дарема (1894). Тогда их жестоко раскритиковали, но спустя десять лет Артур Шустер и Карл Шварцшильд независимо друг от друга помогли склонить чашу весов в пользу идеи о лучистом переносе внутренней солнечной энергии. Мы уже кое-что рассказывали о достижениях Шварцшильда. Они тесно связаны с его термодинамическими исследованиями, основываясь на которых Эддингтон начал выстраивать свою теорию лучистого равновесия.

В начале 1920‐х гг. Эддингтон и большинство тех, кто серьезно занимался изучением строения звезд, в целом разделяли идеи Рассела. Как мы показали ранее (с. 757), они верили в то, что первоначально звезды возникают в виде огромных, разреженных красных гигантов. Предполагалось, что затем, разогреваясь в процессе сжатия, они постепенно продвигаются в сторону левой части диаграммы ГР, пока не достигнут главной последовательности. (Здесь, как и ранее, сокращение «диаграмма ГР» используется для обозначения диаграммы Герцшпрунга – Рассела или, как ее иногда называли в то время, «диаграммы Рассела звездная величина – спектральный класс». В обычной диаграмме ГР по горизонтальной оси отмечаются снижающиеся значения температур. См., например, ил. 222 на с. 757.) Предполагалось, что когда звезда доходит до главной последовательности, она достигает критической плотности, а затем начинает эволюционировать, спускаясь по главной последовательности в правую сторону. Эддингтон внес дополнение в эту теорию: поскольку гиганты являются звездами малой плотности, они должны подчиняться законам идеального газа. Давление излучения, идущее из центра звезд-гигантов, как он полагал, противодействует давлению гравитационного сжатия, и эти силы должны уравновешивать друг друга. В этом случае, говоря обобщенно, чем больше масса звезды, тем больше должна быть ее яркость. Это совсем не означало, что за излучение звезды ответственно только гравитационное сжатие, а это, как мы видели, было довольно распространенным убеждением в предыдущем столетии, хотя из него и следовало недопустимо короткое время жизни звезды – несколько десятков миллионов лет. Помимо этого, учитывалось два новых процесса выработки энергии излучения – электронно-протонная аннигиляция и превращение водорода в более тяжелые элементы. В каком-то смысле все это было нужно для механизма роста температуры и плотности с уменьшением размера и наоборот.

Теперь Эддингтон пытался применить свою теорию звезд-гигантов к карликам, таким как Солнце. Он попытался заменить законы идеального газа уравнением Ван дер Ваальса для неидеальных газов. (В 1873 г. Йоханнес Ван дер Ваальс преобразовал хорошо известные газовые законы, связывающие давление, объем и температуру, заменив их законами, в которых принимаются во внимание размеры газовых молекул и слабые силы притяжения между ними.) Эддингтон с удивлением обнаружил, что они применимы к чрезвычайно высоким температурам и плотностям в ядрах звезд, схожих с нашим Солнцем. Каков механизм, посредством которого они удерживают так много лучистой энергии? Пытаясь найти ответ, он призвал Эдуарда А. Милна, в то время молодого сотрудника Лаборатории солнечной физики в Кембридже, пересмотреть свою теорию звезд-гигантов.

Милн получил неожиданный ответ: атомы большинства элементов смогут удержать не более двух электронов. После дальнейшего уточнения теории ионизации Милна (его исходные уравнения были изменены в силу роста значимости температуры по сравнению с плотностью) Эддингтону стало очевидно, что карликовые звезды, как и гиганты, должны подчиняться уравнениям идеального газа. Зависимость масса-светимость для гигантов распространялась также и на (большинство) карликов. В 1920 г., по счастливой случайности, Пол У. Меррилл из обсерватории Маунт-Вилсон определил массы и светимости двух звезд-гигантов, и в 1924 г. Эддингтону удалось показать, что они очень хорошо вписываются в кривую масса-светимость для Солнца и тридцати семи других звезд. Атомы внутри карликов, как сейчас представляется очевидным, могут вести себя как идеальный газ, потому что они (будучи лишенными электронов) меньше, чем земные атомы. Таким образом, вещество внутри звезд может сдавливаться до невероятных пределов, и Эддингтон постулировал существование звезд с плотностями, во много раз превышающими плотность Солнца. Плотность второго компонента Сириуса, как, например, предполагалось, должна была достигать 53 000 граммов на кубический сантиметр, что прекрасно сочеталось с этими новыми идеями. Более того, в 1925 г. Уолтер Адамс из обсерватории Маунт-Вилсон измерил гравитационное красное смещение, производимое вторым компонентом Сириуса, и обнаружил, что значение его плотности достаточно близко теоретически предсказанному Эддингтоном.

К этому времени старые теории Лейна и Локьера начали повсеместно игнорироваться, а идеи Эддингтона одобрило большинство профессионального сообщества. Это не означало окончательного разрешения вопроса о том, можно ли рассматривать главную последовательность диаграммы ГР как эволюционную траекторию. Каков механизм энерговыделения внутри звезд? Если это превращение элементов, то звездные массы не должны значительно меняться, и тогда главная последовательность не будет носить эволюционного характера. Эддингтон склонялся к принятию в качестве альтернативы электронно-протонной аннигиляции с постепенным продвижением вдоль кривой по мере падения звездной массы. Рассел продолжал упорно работать над тем, чтобы сделать свою теорию превращения гигантов в карлики сопоставимой с новыми результатами Эддингтона. Было забавно наблюдать, как он, следуя стилю Эддингтона, пытался сохранить свои идеи звездной эволюции, постулировав существование двух различных форм звездной энергии – форм, свойственных «гигантам» и «карликам», внося в рассмотрение различие между этими двумя типами звезд. Джеймс Джинс поддерживал электронно-протонный процесс, но критиковал Эддингтона в вопросе о том, действительно ли температура и плотность так серьезно влияют на энерговыделение, как на этом настаивал Эддингтон. С наиболее передовой теорией белых карликов выступил Фаулер, использовав идеи, предложенные его студентом Полем Дираком. Он показал, что исключительную плотность белых карликов можно объяснить с помощью новой статистики Ферми – Дирака.

Такова была ситуация в 1926 г., когда Эддингтон подготовил книгу «Внутреннее строение звезд» – мастерское сжатое изложение своих идей о строении звезд. В ней он столкнулся с серьезными проблемами, касающимися его прогнозов относительно непрозрачности звездного вещества. Он повторно рассмотрел вопрос о механизме энерговыделения, и тем не менее остался верен электронно-протонной аннигиляции. Такие ортодоксальные представления царили вплоть до начала 1930‐х гг., и все же он был вынужден время от времени отбиваться от критики, высказываемой в его адрес двумя его давними коллегами Джинсом и Милном. Как мы видели, для него было не впервой выяснять отношения с Джинсом. Со временем к этому спору присоединились другие специалисты, включая Бенгта Стрёмгрена, Людвига Бирмана, Субраманьяна Чандрасекара и Томаса Коулинга, но высокий авторитет Эддингтона переманил на его сторону бо́льшую часть астрофизиков. Однако ему помогала не только его репутация. Вопрос о возрасте Вселенной был одним из самых сложных. Всем, кто им интересовался, казалось очевидным, что длинная шкала времени, введенная Джинсом для возраста звезд (не миллиарды, а триллионы лет), должна быть сопоставима с впоследствии установленным возрастом Вселенной. (Эта величина вытекала из скорости разбегания галактик, что будет одним из предметов рассмотрения главы 17.) Вскоре мнение экспертов склонилось на сторону промежуточного значения для возраста Вселенной, и Джинс потерял свою поддержку. Затем Эддингтон избавился от Милна, решив проблему непрозрачности способом, неизвестным этому второму его главному оппоненту. В марте 1932 г. он получил письмо от Стрёмгрена, пришедшего к похожему заключению, используя аргументы другого рода. (Стрёмгрен, которому в то время исполнилось только 24 года, был датским астрономом шведского происхождения; его отец являлся директором Обсерватории Копенгагенского университета.) Он установил, что водород преобладает не только во внешних слоях звезд, но и в их недрах, которые, как правило, считались высоко насыщенными более тяжелыми элементами. Как мы увидим далее, вопрос относительной распространенности водорода был одним из аспектов гораздо более широкой проблемы относительной распространенности химических элементов, которая заключалась не только в том, в какой пропорции они находятся друг по отношению к другу, но в том, каким образом установилась такая пропорция.

Примерно в это же время тема источников звездной энергии стала изучаться группой слабо связанных друг с другом людей. Многие из них были профессиональными физиками, о которых члены более традиционного астрономического сообщества имели лишь слабое представление. Одним из таких специалистов был Роберт д’Эскорт Аткинсон, физик валлийского происхождения, работавший до переезда в 1930 г. в Ратгерский университет (штат Нью-Джерси, США) сначала в Гринвиче, а затем в Германии. В конце 1920‐х гг. Аткинсон утверждал, что главным источником выделения энергии в звездах является преобразование элементов, главным образом синтез гелия. В 1931 г. он опубликовал исправленный расчет, дополненный разработанной им теорией звездной эволюции. Его главная мысль была навеяна идеями Джорджа Гамова и заключалась в том, что термоядерная реакция может быть запущена протон-протонными реакциями. (В этой реакции два протона объединяются в дейтерий с испусканием позитрона.)

Аткинсону не повезло с тем, что он работал в области ядерной физики, которая была на пике стремительных преобразований, явившихся результатом экспериментальных исследований на ускорителях элементарных частиц. Как мы увидим далее в этой главе, ключом к будущему был нейтрон. Еще в 1920 г. Эрнест Резерфорд из Кембриджа высказал предположение, что протоны и электроны могут объединяться для создания нейтральной частицы – «нейтрона», который может входить в состав атомного ядра. В итоге эти частицы идентифицировал в 1932 г. Джеймс Чедвик, младший коллега Резерфорда. Это стало одним из нескольких факторов, требовавших дальнейшего пересмотра работы Аткинсона, но сам Аткинсон переключился на другие научные области, и пересмотр был оставлен на усмотрение других. Например, в 1934 г. его соотечественник Томас Джордж Коулинг, бывший студент Милна, потерявший веру в его подход, пришел к выводу, что звезды, соответствующие модели Аткинсона, будут в целом стабильны, если они не слишком велики, и те, кто враждебно относится к идее термоядерных реакций как источника энергии, не могут использовать потерю стабильности в качестве контраргумента. Другие замечательные исследования этого периода были проведены несколькими исследователями из рядов подрастающего поколения, но верные последователи одной из моделей Коулинга появились только в середине 1940‐х гг. (Она предполагала наличие конвективного ядра, становящегося активным под воздействием какого-либо источника ядерной энергии и лучистой оболочки.) Не было никакого явного способа, позволившего бы выбрать между «моделью Коулинга» (как ее назвал Чандрасекар) или Эддингтона, хотя последняя в большей степени соответствовала ядерным процессам, которые в скором времени были разработаны Бете и Вайцзеккером. И только в 1952 г. удалось показать, что даже в этом случае эта модель подходит только для определенных звезд верхней части главной последовательности. (Для доказательства был необходим CNO-цикл; он будет представлен на рассмотрение чуть позже в этой главе.)