Убеждение Эддингтона, выраженное им в 1920 г., заключалось в следующем: Солнце снабжается энергией, сосредоточенной в атомных ядрах, и ее «достаточно… для поддержания выхода тепла в течение 15 миллиардов лет». К концу десятилетия сложилось общепринятое убеждение, что звезды – это газовые шары, находящиеся в лучистом равновесии, каким-то образом эволюционирующие вдоль диаграммы ГР в ходе электронно-протонной аннигиляции, превращающей их массы в энергию излучения на протяжении не десятков, а вполне вероятно что и тысяч миллиардов лет. Однако в середине 1930‐х гг. это мнение быстро поменялось. В течение десяти лет накапливались доказательства в пользу чрезвычайно высокой распространенности водорода, и это способствовало росту убежденности в том, что энергия выделяется в процессе формирования элементов. Новые данные наблюдений приходили из нескольких направлений, и астрофизики, пытавшиеся интерпретировать эти данные, в итоге открыли для себя, что они не всегда хорошо их понимают, однако ложный след в одном исследовательском направлении часто оказывается результативным в другом.

Мы уже сталкивались с множеством случаев, начиная с данных, полученных Хёггинсом, Фогелем и Корню (с. 694), когда астрономов застигала врасплох очевидно высокая распространенность водорода, о чем свидетельствовали спектры Солнца и звезд. Вскоре проблема относительной распространенности различных химических элементов вышла из-под контроля и зажила своей жизнью, но у нее были очевидные смычки с теоретическими рассуждениями о главных источниках звездной энергии, и эти теории постоянно подвергались пересмотру, чему способствовала быстрая эволюция фундаментальной физики. Однако с середины 1920‐х до середины 1940‐х гг. был долгий период, когда эти два направления исследований не объединялись, хотя могли бы это сделать на взаимовыгодной основе. Причина отсутствия такого взаимодействия отчасти заключалась в неопределенности того, насколько много информации для объяснения процессов и относительной распространенности элементов в солнечных недрах можно почерпнуть из наблюдений поверхности Солнца. Точно так же сильно упрощается проблема, которую вряд ли можно игнорировать, когда речь идет о результатах изучения Земли, являющейся частью Солнечной системы; и здесь воспроизводятся те же трудности, которые возникают у нас с Солнцем (то есть проведение различия между тем, что мы знаем о его внутренних областях и о фотосфере).

Чем доступная часть земной коры и поверхность Земли, контактирующая с космическим пространством, отличается от ее недоступного ядра? Такого рода вопросы последовательно ведут нас в направлении космогонии и формирования самой Земли. Сейчас уже почти никто не помнит: пока в 1770‐х гг. группой британских ученых под руководством Невила Маскелайна не были произведены гравиметрические измерения шотландской горы Шихоллион, многие незаурядные физики верили, что Земля полая внутри. Среди них Эдмонд Галлей, утверждавший, будто Земля содержит внутри себя три полые концентрические сферы. И все же это стало шагом вперед по сравнению с представлениями Афанасия Кирхера об огненных гигантах, обитающих в земных недрах. В Америке XIX в. существовала даже религиозная секта корешанства, основанная неким Сайрусом Тидом, согласно которому все мы живем внутри такой полой сферы и наши головы направлены к ее центру, без каких бы то ни было доказательств этого. Впрочем, более современные гипотезы полой Земли вообще не лечатся. Смеяться легко, но как доказать обратное? Наиболее важная веха на этом пути была пройдена, когда в мае 1778 г. математик Чарльз Хаттон представил результаты обширных вычислений, основанных на Шихоллионских измерениях, которые привели его к выводу, что внутри наша планета не только твердая, но и, скорее всего, состоит из металлов с плотностью в два раза превышающую среднюю плотность Земли, согласно его оценке равную 4,5 г/см³. С того времени гравитационные, метеоритные, сейсмические, магнитные и термические свидетельства пролили дополнительный свет на проблему строения Земли.

Крайне важное значение имеет состав метеоритов. Около 10 процентов из них состоят в основном из железоникелевого сплава. Другие представляют собой смесь силикатных материалов и железоникелевого сплава примерно в равных частях. Каменные метеориты во многом напоминают земные скальные породы, особенно перидотит, являющийся главным компонентом земной мантии. Около девяти десятых всех каменных метеоритов содержат округлые силикатные зерна, хондры, откуда и происходит их название – «хондриты». Некоторые из хондритов («углистые») содержат углерод, углеводородные составляющие и аминокислоты. Возраст самого знаменитого метеорита, взорвавшегося в 1969 г. над мексиканской деревней Пуэблито-де-Альенде, был определен (по содержанию радиоактивных изотопов) в 4,6 миллиарда лет, а это примерно равняется возрасту Солнечной системы или одной трети возраста всей Вселенной. Его состав, очевидно, чрезвычайно актуален для решения вопроса распространенности элементов. Мы можем обследовать метеориты непосредственно, но для более глубокого обоснования утверждений Хаттона, для понимания физических свойств вещества мантии и коры и их распределения в недрах требуется общая картина отражений и преломлений сейсмических волн, распространяющихся внутри Земли после землетрясений и взрывов, с учетом особенностей, присущих доступной части континентальной и океанической коры. В настоящее время признано: ядро состоит главным образом из железа, кремния, серы и никеля, и у него есть жидкая наружная и твердая внутренняя части. Его плотность примерно 12 или 13, при среднем значении этого показателя для всей Земли около 5,5 г/см³. Интуиция Хаттона была весьма похожа на правду, но современные доказательства железоникелевого состава ядра, хотя и выходят далеко за пределы доступного этому исследователю, по-прежнему основаны на столь же дедуктивных умозаключениях.

Понимание того, что подобные земные данные о распространенности элементов могут иметь отношение ко Вселенной в целом, достигалось медленными темпами. Когда во второй и третьей четвертях XX в. наступило осознание этого, возникла некая разновидность физической космологии, которая существовала параллельно с релятивистскими космологическими моделями и могла быть успешно в них вплетена. Ситуация сложилась таким образом, что реализация этого предприятия оказалась полезной, но не вполне корректной. В какой-то момент получило широкое распространение понятие однопараметрической «космической распространенности», однако, как мы увидим далее, в конечном счете его полностью отвергли. Более половины атомов земной коры представляют собой кислород. Каким образом состав Земли может, хотя бы предположительно, быть сходным с составом Солнца, особенно если Солнце, судя по всему, состоит в основном из водорода? Что общего Солнце может иметь с метеоритами, которые сами являются членами Солнечной системы, но с очевидно завышенным содержанием железа? Если обратиться к звездам, то их спектры зачастую создают еще более удручающее впечатление. Однако со временем, с учетом соответствующих вторичных процессов, таких как потеря метеоритами летучих материалов при их входе в нашу атмосферу, отношения распространенности элементов стали представляться схожими, причем неожиданно во многих отношениях. Например, если рассмотреть с учетом упомянутых поправок относительные пропорции тяжелых элементов во многих метеоритах и земных скальных породах, то они окажутся очень схожими с соответствующими солнечными пропорциями. Межзвездный газ, планетарные туманности и многие типы звезд, как выяснилось со временем, обладают примерно тем же видом нормального распределения элементов. Оглядываясь назад, можно сказать: первое важное свидетельство того, что это может соответствовать действительности, было найдено в работах двух химиков-теоретиков – Джузеппе Оддо из Павианского университета в Италии (1914) и Уильяма Дрэпера Харкинса из Чикагского университета (1917). И тот и другой показали, что ключ к пониманию распространенности заложен не столько в химических свойствах самих элементов, сколько в свойствах их ядер. В частности, они независимым образом пришли к тому, что сегодня часто называют правилом Оддо – Харкинса – элементы с четным атомным номером (как, например, углерод) более стабильны и более распространены, чем элементы с нечетным атомным номером (как азот).

Здесь следует отметить, что исходно атомный номер соответствовал только упорядочению элементов по их химическим свойствам – упорядочению, которое находилось в согласии с атомными массами, но, по-видимому, отражало и какие-то другие свойства, не связанные с массой. В результате работ главным образом Бора и Резерфорда стало понятно, что атомный номер (Z) соответствует электрическому заряду ядра, то есть количеству протонов в нем, а это равносильно современному определению.

В это время Харкинс являлся одним из немногих американских ученых, работавших над структурой и реакциями атомных ядер. С 1915 по 1930 г. он опубликовал обширную серию важных работ по синтезу ядер из протонов, дейтерия, трития (радиоактивного изотопа водорода) и альфа-частиц. (Альфа-излучение в 1899 г. открыл Эрнест Резерфорд. В 1903 г. он показал, что оно имеет корпускулярный характер. Его природа была непонятна до открытия Чедвиком нейтрона в 1932 г., после того как Резерфорд предсказал его существование. Альфа-частицы представляют собой ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. Ядро трития содержит один протон и два нейтрона.) Однако существенным образом на направление астрофизических исследований повлияла его ранняя работа о распространенности элементов. Как позднее выяснилось, Харкинс открыл возможность синтеза более тяжелых элементов из водорода, отметив важность «водородно-гелиевой схемы» в астрономии. Он воспроизвел следующий порядок элементов в звездах, составленный астрономами: «сначала небулий, водород и гелий, затем такие легкие элементы, как углерод, магний, кислород и азот, и наконец железо и другие тяжелые металлы», добавив, что «в представленной схеме учитывать небулий представляется излишним». (Как мы видели на с. 692, вопрос о существовании небулия сохранял свою актуальность в течение долгого времени, пока не был окончательно решен в 1928 г.) Харкинс рассматривал свои выводы как надежное подтверждение «теории происхождения более тяжелых атомов из более легких», к которому астрономия не может ничего добавить. В своих расчетах он получил огромное количество энергии, выделяемой при ядерном синтезе гелия из водорода, и поддерживал идею, что она и есть источник энергии звезд. Именно он ввел в употребление словосочетание «эффект упаковки» для обозначения уменьшения массы (обеспечивающей энергию) при ядерном синтезе. Однако самым важным было его доказательство (более тщательное, чем доказательство Оддо), что ядра с четным атомным номером являются менее сложными, чем ядра с нечетным атомным номером. Вскоре указанную теорию подтвердили эксперименты Резерфорда в Англии.

Придя к заключению, что элементы с четным Z более стабильны, Харкинс показал далее: те же самые элементы, по всей видимости, наиболее обильно присутствуют в звездах, метеоритах и земной коре; таким образом, он заложил основы для создания банка данных распространенности элементов. Он предостерегал от предположений, согласно которым распространенность элементов в земной коре и солнечной газовой оболочке совпадает с составом этих тел в целом, хотя это предостережение часто игнорировалось. Он во многом пролил свет на историю Солнечной системы, настаивая на том, что состав метеоритов является более качественным руководством по эволюции Земли, чем крайне ограниченная часть доступных нам земных веществ. Произведя химический анализ 318 железных и 125 каменных метеоритов, он пришел к выводу, что в первую семерку элементов по степени распространенности (в порядке убывания) входят: Fe, O, Ni, Si, Mg, S и Ca (используя обычные символы для обозначения элементов). Это служило подтверждением теоретически полученного «правила Оддо – Харкинса», поскольку элементы данной последовательности были с четным атомным номером – все семь элементов, из которых, по его определению, метеоритное вещество состояло не менее чем на 98,6 процента. Это нельзя назвать в точности отношением космической распространенности, но в целом решение вопроса двигалось именно в этом направлении.

Более узнаваемый с точки зрения астрофизики вклад был внесен в этот период Сесилией Пейн, которую часто считали пионером-одиночкой, обладавшей счастливой возможностью проводить свои исследования в двух солидных научных центрах, рука об руку с ведущими учеными своего времени. Будучи студенткой Кембриджского университета в Англии, она слушала лекции Дж. Дж. Томсона, Эрнеста Резерфорда (вновь вернувшегося в этот университет в 1919 г. после периода работы в Монреале и Манчестере и находящегося тогда на пике своей славы) и других сотрудников Кавендишской лаборатории, включая Нильса Бора. Однако решение выбрать карьеру астронома пришло к ней, когда она слушала лекцию Эддингтона о знаменитой экспедиции по наблюдению солнечного затмения 1919 г., организованной для проверки общей теории относительности Эйнштейна. Результатом случайной встречи с Харлоу Шепли, который впоследствии был назначении директором обсерватории Гарвардского колледжа, стал ее переезд в 1922 г. в другой Кембридж, и Шепли уговорил ее написать докторскую диссертацию, хотя в то время там еще не существовало докторантской программы по астрономии. Ее замечательная диссертация по звездным атмосферам (1925) немыслима без гарвардской коллекции звездных спектров, однако не менее важна была ее осведомленность о новых достижениях в области физики. В частности, она использовала так называемое ионизационное уравнение Саха и уже хорошо известную работу Людвига Больцмана.

Уравнение Саха, объединяющее идеи квантовой и статистической механики, вывел молодой индийский физик Мегнад Саха в 1920 г. Это было время стремительных изменений в понимании физиками строения атома. В 1911 г. Эрнест Резерфорд показал, что большая часть массы атома и весь его положительный заряд приходятся на ядро, находящееся в его центре, а электроны располагаются во внешних частях (электрон открыли еще в 1897 г.). Однако наиболее весомый прогресс был достигнут благодаря Нильсу Бору, работавшему в Манчестере вместе с Резерфордом. Бор заметил, что любой атом может обладать только дискретным набором стабильных или стационарных состояний, каждое из которых характеризуется определенным энергетическим уровнем. Разработанная им модель атома (он опубликовал ее в 1913 г. после возвращения в Данию) позволила ему очень точно рассчитать серии линий, наблюдаемых в спектре света, излучаемого атомарным водородом. Основополагающая идея его теории заключалась в том, что атом испускает излучение не тогда, когда он находится в одном из своих стабильных состояний, а когда совершает переход из одного стабильного состояния в другое, таким образом, атом может поглощать или испускать излучение не непрерывным спектром, а только ограниченным квантовым переходом. Эта идея служила серьезным раздражителем для обычных представлений, согласно которым частота излучения, испускаемого атомом, определяется частотой движения электрона внутри него. Саха сумел извлечь пользу из идей Бора и других работ, основанных на его выводах. Он обучался в Калькутте, но посещал Альфреда Фаулера в Имперском колледже Лондона (в 1919 г.) и институт Германа Нернста в Берлине; он написал фундаментальную статью по ионизации солнечной хромосферы.

Уравнение, лежащее в основе этой статьи, связывает степень ионизации атома с температурой и давлением. (Говоря более общим языком, оно позволяет получить степень ионизации плазмы, включающей в себя электронный газ, смешанный с газом ионизированных и нейтральных атомов как функцию температуры, давления и энергии ионизации атомов.) Таким образом, интенсивность спектральных линий, зависящая от уровня ионизации, может служить показателем давления и температуры. Через некоторое время Саха использовал свои уравнения, чтобы привести спектральные классы в соответствие с температурами, и его уравнение послужило отправной точкой для работы Эдуарда Милна и Ральфа Фаулера – кембриджских физиков и, по стечению обстоятельств, зятьев Резерфорда. Милн и Фаулер показали, что число атомов (или ионов), порождающих спектральную линию, может быть оценено по интенсивности линии, если известны температура и плотность звездной атмосферы. После чего Сесилия Пейн нашла хорошее применение этому следствию из уравнения Саха.

Не так просто было принять идею, что значительные различия в звездных линиях поглощения являются следствием различных уровней их ионизации, а значит и температур. Она приняла еще одно допущение, согласно которому число атомов, необходимое для того, чтобы сделать спектральную линию просто видимой, является одинаковым для всех линий всех элементов. Эддингтон в своей книге «Внутреннее строение звезд» (1926) отмечал, что эта гипотеза «не такая уж дикая, как может показаться на первый взгляд», и привел свои основания, прежде чем изложить выводы Пейн. Согласно ее выводу, кремний, углерод и другие распространенные элементы, наблюдаемые на Солнце, обнаруживаются примерно в тех же относительных количествах как и на Земле, но что гелий и особенно водород гораздо более распространены на Солнце – по первым прикидкам, в случае водорода мы имеем превышение примерно в миллион раз. В 1920‐х гг. можно было нередко слышать оценки, согласно которым в состав Солнца входит примерно 65 процентов железа и 35 процентов водорода, хотя Рассел полагал, что водород встречается гораздо реже. Рассел, как хорошо известно, отказался принять идею Пейн, хотя в течение следующих двух десятилетий ему и другим специалистам, придерживавшимся аналогичного мнения, приходилось скрепя сердце соглашаться с ежегодно растущими оценками содержания водорода, начиная с менее 10 процентов до признанных в итоге более 70 процентов. Вполне естественно, что сама Пейн тоже была озадачена слишком высоким процентом содержания водорода, и, находясь под сильным влиянием Рассела, она решила, будто интенсивность водородных линий должна быть признаком не его распространенности, а каких-то необъяснимых аномалий в поведении этого элемента. Однако к 1928 г. Альбрехт Унзольд показал несколькими разными способами, что ее первые предположения были верны и количество водорода на Солнце в миллион раз превосходит распространенность любого другого элемента. Год спустя это подтвердил Уильям Маккри.

В каком-то смысле карьера Пейн закончилась после изменений, введенных в обсерватории Гарвардского колледжа Пикерингом, о котором было известно, что он не давал женщинам развернуться слишком широко, но начиная с докторской степени Пейн (первой степени по астрономии, полученной в Гарварде) женщины получили наглядный пример отсутствия пределов возможностей. Сам Гарвард реагировал не так быстро: звание профессора ей присвоили только в 1956 г., хотя даже тогда она оказалась только второй женщиной, приобретшей такой титул (к этому времени она была известна по имени Пейн-Гапошкина, поскольку в 1934 г. вышла замуж за астронома российского происхождения Сергея Гапошкина). Поэтому неудивительно, что сегодня ей навязывают роль женщины, притесняемой доминирующими мужчинами, в данном случае Расселом, по чьему совету она сознательно отказалась от высокой распространенности водорода, необъяснимой с точки зрения физики того времени. Те, кто трактует ее биографию подобным образом, забывают о том, чем она была обязана Расселу, который в 1914 г. (еще до Харкинса) использовал солнечный спектр, чтобы указать на «очевидное сходство состава земной коры, атмосферы звезды и метеоритов каменной разновидности» (здесь цитируются строки, опубликованные ею в работе «Солнечный спектр и земная кора»). Кроме того, как показало время, те, кто делал из нее икону, игнорируют тот факт, что она, как и другие специалисты, еще более искушенные в новой физике, имела все основания для сомнений. Например, когда в 1926 г. Эддингтон обратился к теории звездных спектров Саха, он указал, что «определение температуры слоя сформулировано весьма нечетко», и Сесилия Пейн вполне отдавала себе отчет в уязвимости этого момента. Отметив, что ее выводы неприменимы к звездам-гигантам, Эддингтон был признателен ей за температурную шкалу, полученную ей с использованием работы Саха. (Он обнаружил хорошее согласие с температурами, рассчитанными им независимым образом.) Однако комментируя некоторые детали, он дополнил их предостережением следующего характера: «Определяемая здесь распространенность зависит от способности элемента подниматься в верхнюю часть фотосферы и не может быть типичной даже для самой фотосферы. Тяжелым элементам, вероятно, будет крайне сложно проявиться».

Вспомним о предостережении, опубликованном Харкинсом. В итоге выводы, полученные Унзольдом и Маккри, убедили Рассела в том, что он ошибался, затем Бенгт Стрёмгрен (как уже упоминалось) продвинул на шаг вперед теорию внутреннего строения звезд Эддингтона, использовав гипотезу о том, что вещество внутри звезд тщательно перемешано и химически однородно. В опубликованной в 1932 г. статье он заявил, что Эддингтон был более или менее прав, и наблюдаемые светимости согласуются с идеей, согласно которой звезда на треть по массе состоит из водорода. Это не решило в полной мере острой проблемы различия между внешними и внутренними слоями в умах заинтересованных специалистов. Результаты, полученные Пейн и Расселом, как рассказывает в своей автобиографии Фред Хойл, считались верными только для распространенности элементов в атмосферах звезд, а не в их глубинах, и что именно по этой причине он, Эддингтон и многие другие астрономы продолжали верить в модель Солнца с высоким содержанием железа вплоть до периода, наступившего после Второй мировой войны.

Работы по распространенности элементов, обсуждаемые до этого периода, трактовали текущее положение дел во Вселенной, основываясь главным образом на наблюдениях, а не на теориях, пытающихся объяснить, как мир стал таким, какой он есть сегодня. В долгосрочной перспективе рассмотрение современной ситуации в категориях ядерных процессов и их продуктов велось по двум принципиально отличающимся направлениям, и хотя в принципе они могли бы дополнять друг друга, те, кто их разрабатывал, не всегда рассматривали их в этом свете. Начало первого направления обычно датируют временем, когда Джордж Гамов предложил объяснять космическую распространенность химических элементов как результат различных ядерных превращений внутри звезд – превращений, в которых принимал участие недавно открытый нейтрон. Его спешно набросанная программа не позволила ему далеко продвинуться в расчетах относительных распространенностей, и в 1942 г. он отверг эту теорию (иногда именуемую «теорией равновесия») по причинам так называемой катастрофы тяжелых элементов. На самом деле, его первая попытка подобраться к теории относительной распространенности элементов через нуклеосинтез в звездах обрела узнаваемый вид только после Второй мировой войны в рамках движения, возглавляемого Фредом Хойлом, и это будет одним из предметов рассмотрения следующей главы, как и альтернативный подход, на сторону которого теперь склоняется Гамов. Последний подход основан на гипотезе, что ключ к современной распространенности элементов следует искать в термоядерных реакциях, имевших место на очень ранней, чрезвычайно горячей и плотной стадии эволюционирующей Вселенной. Идеи Гамова мало чем отличались от других идей, выдвинутых ранее Жоржем Леметром. В обоих случаях в качестве контекста выбиралась та или иная модель Вселенной, обсуждаемая в категориях общей теории относительности. Как мы увидим далее, после Второй мировой войны к исследованию Гамова подключились такие специалисты, как Ральф Альфер, Роберт Херман и другие.

Прошло время, и две указанные исследовательские траектории сомкнулись. В определенной мере предвосхищая те открытия, которые будут совершены, когда наконец ученые более обстоятельно 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.