Ученик Вернера Гейзенберга Вайцзеккер изучал сочинения Эддингтона и регулярно общался с Аткинсоном и Стрёмгреном, с последним он познакомился во время посещения института Нильса Бора в Копенгагене. К концу 1930‐х гг., использовав многие идеи Аткинсона и Коулинга, он тоже достаточно подготовился к тому, чтобы извлечь пользу из нового знания о нейтроне, дейтерии (изотопе водорода с ядром, содержащим протон и один нейтрон) и разнообразных ядерных реакциях, о которых в недавнем времени сообщили физики. В 1936 г. Вайцзеккер начал серьезное исследование наиболее вероятных ядерных реакций, происходящих в звездах, и того, как они влияют на относительную распространенность элементов. Он переформулировал и улучшил некоторые идеи, выдвинутые Аткинсоном и Коулингом (с ними мы уже знакомились ранее). Ему удалось объяснить, каким образом легкие элементы могут сформироваться из дейтерия в результате протон-протонных реакций; как могут высвобождаться нейтроны в результате дейтерий-дейтериевых реакций; и как с участием этих нейтронов могут синтезироваться тяжелые элементы, с постепенным продвижением вверх по периодической таблице. Его идеи, опубликованные в 1937 г., были хорошо восприняты, хотя сама теория все еще носила главным образом качественный характер, и он испытывал сложности, примиряя ее с азами сложившегося мнения о распространенности элементов в звездных атмосферах, особенно гелия, но также и более тяжелых элементов.

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.