Работы Вайцзеккера и Бете, посвященные ядерным реакциям CNO-цикла, а также работы Гамова, Хойла и других специалистов по нуклеосинтезу, которые будут рассмотрены в следующей главе, имели явное отношение к более широкой проблеме звездной эволюции, однако еще до того, как появился этот материал, Бенгт Стрёмгрен добился существенных успехов в интерпретации диаграммы ГР. Мы хотели бы напомнить об общепринятом исходном положении (разделяемом Расселом и отвергаемом Эддингтоном), согласно которому звезды-гиганты считались моложе карликов. Основываясь на этом положении, Трюмплер из Ликской обсерватории вычислил возраст звездных скоплений. (Если звезды в скоплении формировались в одно и то же время, то возраст скопления, предположительно, должен возрастать пропорционально количеству находящихся в нем карликов.) В итоге это общепринятое положение отставили в сторону в результате исследований молодого Стрёмгрена, проведенных им в 1932 и 1933 гг. Как мы уже видели, он утверждал, будто водород был преобладающим элементом не только во внешних слоях звезд, но и внутри них. Сделав довольно общее, но весьма убедительное предположение о расходовании в процессе выработки энергии звездами своего водорода, он показал, что место звезды на диаграмме ГР будет определяться ее массой и долей водорода в ее составе. Согласно его результатам, после того как звезда исчерпает запас водорода, она покинет главную последовательность и начнет двигаться под прямым углом к линиям постоянного относительного содержания водорода в сторону красных гигантов на современной стандартной диаграмме. Он не рассматривал в деталях круговорот веществ внутри звезд, но предположил, что время жизни Вселенной не столь велико для существенного уменьшения их массы, поэтому траектории эволюции на диаграмме, по его мнению, должны соответствовать линиям одинаковой массы. Звезда, пришел он к заключению, расширяется по мере уменьшения водорода в ее составе.

Вскоре Стрёмгрена, а вместе с ним и Субраманьяна Чандрасекара рекрутировал в Йерксскую обсерваторию Чикагского университета ее недавно назначенный новый директор Отто Струве (это приглашение носило временный характер, и в 1938 г. Стрёмгрен вернулся в Данию). Учитывая, что недавно в эту же обсерваторию приняли Джерарда Койпера, Йеркс практически мгновенно стал ведущим центром в обсуждаемой области исследований. Во главе с Койпером они пересмотрели работу Трюмплера по скоплениям и показали следующее: в то время как звезды главной последовательности в скоплениях четко группируются в нижней части диаграммы, звезды высокой светимости очень сильно от нее отклоняются. Казалось, чем больше у звезды водорода, тем дольше она может цепляться за главную последовательность. В то время еще недоставало данных, касающихся физики звездной энергии, поэтому Койпер и его коллеги не имели возможности на них опираться, но описательный анализ Койпера, опубликованный в 1937 г., оказался сам по себе увлекательным и перспективным, и прежнее предположение о том, что гиганты моложе карликов, стало оспариваться с более широких позиций.

До того как Стрёмгрен вернулся в Данию в 1938 г., он вместе с Чандрасекаром принял участие в вашингтонской конференции по звездной энергии, организованной Джорджем Гамовым и Эдуардом Теллером. Последняя работа Вайцзеккера по механизмам синтеза была уже известна, и присутствовавший там Ханс Бете представил свои собственные взгляды, касающиеся CNO-цикла. Энтузиазм Гамова оказался заразительным и чрезвычайно полезным в объединении усилий астрономов и физиков для решения этих проблем. Он продолжал направлять свою энергию на создание новых моделей, и именно в этот период он предложил явление, названное им «оболочкой горения», синтез водорода в оболочке, непосредственно прилегающей к насыщенному гелием звездному ядру, после того как весь водород в ядре будет исчерпан. Он пытался использовать несколько других гипотез, имеющих отношение к белым карликам, вне зависимости от того, становятся они таковыми или нет (как полагал Чандрасекар) на заключительной стадии звездной эволюции, но наткнулся на слишком большое количество препятствий, в том числе на настойчивые уверения Койпера, что белые карлики еще сохраняют какое-то количество водорода, достаточное для горения. Однако Эрнст Эпик увлекся идеей Гамова об оболочке горения и нашел ей приложение в объяснении природы красных гигантов. Используя некоторые идеи Роберта Аткинсона о выработке энергии, Эпик объяснил разницу между гигантами и карликами с точки зрения их дальнейшего расслоения после того, как выгорит водородное ядро.

По окончании Гарвардского периода Эпик вернулся в Тарту в качестве директора тамошней обсерватории и, к своему сожалению, обнаружил, что ему сложно общаться с коллегами на тему, связанную с областью его исследований. Предстоящие военные годы только усугубили проблему, хотя и не положили конец его астрономической работе. Будучи эстонцем, он обучался в Московском и Тартуском университетах. Как противник большевистской революции 1917 г., он записался добровольцем в белую русскую армию, поэтому, когда советская оккупация Эстонии в военный период стала казаться неизбежной, он счет целесообразным перебраться в Гамбург. В 1948 г. он переехал в обсерваторию Арма в Северной Ирландии, где оставался до 1981 г. Диапазон астрономических интересов Эпика отличался таким же разнообразием, как и география его перемещений.

Другим человеком начала 1940‐х гг., находящимся под впечатлением идеи Гамова об оболочках горения, был Чандрасекар, и он начал искать пути ее включения в более сложные звездные модели – например, модели, учитывающие конвекцию и отсутствие химической однородности. Важный шаг в этом направлении удалось сделать, когда он и Марио Шёнберг, молодой бразилец из Йерксской обсерватории, рассчитали верхний предел массы гелиевого ядра звезды, достаточной для того, чтобы удержать его от гравитационного коллапса под тяжестью вышерасположенных слоев водорода. Поскольку инертное гелиевое ядро сжимается, области, находящиеся в непосредственной близости к нему, разогреваются до тех пор, пока не достигнут температур, при которых водород начнет превращаться в гелий. Эта «оболочка горения» производит больше энергии, чем нормальный водород, изначально сгорающий в ядре, и светимость возрастает, хотя часть энергии уходит на расширение звезды. Ее радиус возрастает, температура поверхности падает, но гелиевое ядро продолжает сжиматься, не снижая давления и удерживая верхние слои. До сих пор этот процесс рассматривался, как если бы объект подчинялся законам идеального газа. Но в конечном счете достигается точка, в которой плотность становится настолько высокой, что ядро уже не может вести себя как идеальный газ. (Оно становится «вырожденным» в строго определенном квантово-механическом смысле этого слова, с уравнением состояния, более не зависящим от температуры.) Представляется очевидным, что как только масса гелиевого ядра достигнет определенной доли общей массы звезды (так называемого предела «Шёнберга – Чандрасекара», который сегодня по различным оценкам варьируется от 8 до 15 процентов), должны начаться какие-то новые типы изменений. Чандрасекар отказался делать предположения относительно какой-либо дальнейшей конфигурации, поскольку не нашел ничего, что представлялось бы ему устойчивым. Однако Гамов указал на следующую эволюционную стадию: звезда могла взять курс на переход в стадию красного гиганта.

На самом деле для того, чтобы понять возможные пути эволюции таких звезд, Гамов разработал множество самых разных моделей, отличающихся по массам, по величине отношения водорода к гелию и даже по вращениям. Он обнаружил разные возможности, включая сценарий звезд Вольфа – Райе, которые, по его мнению, находились в процессе превращения в белые карлики через фазу планетарной туманности. Однако красные гиганты и сверхгиганты на правой стороне верхней части главной последовательности на диаграмме ГР также представлялись реальным финалом такой эволюции. Продвигаясь на шаг вперед и подключая «Урка-процесс», разработанный им совместно с Шёнбергом в 1941 г., посредством которого звездное ядро может понижать свою температуру испусканием нейтрино, Гамов продемонстрировал, что следствием этого может стать даже потеря стабильности с последствиями, аналогичными взрыву новоподобной звезды.

Шёнберг часто характеризуется как величайший бразильский физик-ядерщик, и Урка-процесс, безусловно, важен сам по себе. Это цикл ядерных реакций, в которых ядра теряют энергию в результате поглощения электронов и последующего их переизлучения в виде бета-частиц и пары нейтрино-антинейтрино. Гамов выбрал это название после того, как Шёнберг отметил, что энергия исчезает из ядер сверхновых звезд так же стремительно, как деньги с рулеточного стола, а непосредственным прототипом названия послужило знаменитое казино «Маунт-Урка» в Рио-де-Жанейро.

Гамов и Чандрасекар расходились в большом количестве деталей во всем, чему они научились друг у друга. Например, Гамов полагал, что область оболочки горения может мигрировать внутри звезды до тех пор, пока не достигнет поверхности, в то время как Чандрасекар считал иначе. Гамов потратил много времени, пытаясь понять эволюцию красных гигантов, и ввел в свою классификацию множество мелких подгрупп. Он нередко считал, что предел Шёнберга – Чандрасекара препятствует его замыслам, и хотя не отвергал его прямо, часто применял его с оговорками, удовлетворяющими его целям. Молодые помощники Чандрасекара проверяли эти идеи Гамова, и все они были критично настроены к нему в этом вопросе, посягая даже на некоторые из его математических работ. С 1944 г. Гамов начал обращаться за помощью к наблюдателям обсерватории Маунт-Вилсон и других, но они не всегда могли дать ему то, что нужно. Узнав в 1944 г. об открытии Вальтером Бааде звездных населений, он ухватился за него и сравнил это открытие со своими идеями об относительном возрасте звезд. Ключевым фактом было то, что подход Чандрасекара негативным образом расценивал идею Гамова о красных гигантах как звездах, сошедших с главной последовательности в результате эволюции. Начиная со второй половины 1940‐х гг. Чандра и Чикагская школа громогласно критиковали Гамова и, как начал подумывать об этом сам Гамов, – критиковали клеветнически. Их противостояние стало настолько непримиримым, что отпугнуло от темы нескольких астрономов, которые при более благоприятных обстоятельствах могли бы самостоятельно заняться изучением проблемы красных гигантов. Все выглядело почти так же, как во времена, когда обсуждалась, как казалось тогда, обреченная на раскол проблема звездного моделирования, а трения, возникавшие в ходе дискуссий в Британском королевском астрономическом обществе между Эддингтоном, Джинсом и Милном, обрастали легендами; и у Чандрасекара были свои неприятные воспоминания об этом периоде, когда Эддингтон в резкой форме отверг его идеи.

В то время весь этот вопрос осложнялся идеей, высказанной в 1942 г. Реймондом Литлтоном и Фредом Хойлом, – идеей, которую мы уже косвенно затрагивали в связи с их «моделью банки с песком» и кометной теорией (с. 723). Они предположили, что звезды-гиганты, двигаясь в космическом пространстве, просто собирают межзвездную материю. Достоинство этой гипотезы (или недостаток, если мы хотим считать Вселенную чистой и аккуратной) в том, что она может объяснить неоднородную химическую природу гигантов с большим содержанием водорода во внешних слоях, не прибегая к разнообразным теоретическим моделям строения звезд. Гипотеза аккреции продолжала исследоваться Хойлом, Маккри и Бонди, но, скорее, как побочная проблема Чикаго-Вашингтонских дебатов об оболочках горения.

Другими свидетельствами, которые в то время можно было использовать для решения проблемы эволюции, стали данные о двух звездных населениях, полученные Бааде. Как мы видели ранее, сам Бааде не хотел вступать в дискуссию, хотя год от года становилось все более очевидным, что проведенное им разграничение – это деление на молодые и старые звезды. Однако в конце 1940‐х – начале 1950‐х гг. некоторые астрономы стали использовать в качестве данных динамические аргументы, следующие из распределения звезд, входивших в два населения Бааде, а также выдвигать предположения, что население I типа сформировалось относительно недавно из межзвездных облаков, богато насыщенных космической пылью из тяжелых элементов, в то время как звезды населения II типа были гораздо более старыми и сформировались каким-то совершенно другим образом. На самом деле, Гамову было приятно думать, что ветвь красных гигантов населения II типа хорошо вписывается в его теорию массивных гигантов с оболочками горения, поскольку как из его теории, так и из наблюдений следовало: они ответвились от главной последовательности, имея примерно вторую абсолютную звездную величину. Большой возраст, который ему хотелось им приписать (около трех миллиардов лет), был воспринят не слишком благодушно, но к 1950‐м гг. его эволюционные теории стали выглядеть более убедительно.