Если гениальный Бааде был в этот период в центре внимания астрономов-наблюдателей, работавших с широким кругом вопросов, то в области теории аналогичную роль играл Мартин Шварцшильд, сочетавший в своих работах доступность и высокую компетентность. Он родился в 1912 г. в Потсдаме (Германия) в семье великого астрофизика и пионера общей теории относительности Карла Шварцшильда, который умер, находясь на военной службе, когда его сыну было всего лишь четыре года. После получения докторской степени в Гёттингене и работы в течение непродолжительного времени в Нидерландах, Норвегии и Англии, Мартин Шварцшильд получил сначала временную стипендию в Гарвардском университете, а в 1940 г. – первую постоянную должность в Колумбийском университете в Нью-Йорке. Вернувшись туда после военной службы в заграничных войсках армии Соединенных Штатов, он получил в 1947 г. следующее назначение в Принстонский университет, одновременно со своим почти ровесником и другом Лайманом Спитцером-младшим, восполнив, таким образом, пробел, образовавшийся после выхода в отставку Генри Норриса Рассела. Еще до начала войны, находясь в Осло, Шварцшильд работал под руководством Свена Росселанда, познакомившего его с методами аналоговых вычислений, которые он впоследствии внедрил в Колумбии. На самом деле, после оккупации Норвегии Германией, Росселанд последовал за Шварцшильдом, уехав в Соединенные Штаты, но вернулся домой после войны. (В 1920‐х гг. он работал в обсерватории Маунт-Вилсон.) Сегодня их вычислительные техники могут показаться примитивными, но тогда они серьезно ускорили процесс вычислений. Они занимались этим для того, чтобы устранить потребность в поиске изящных математических решений – например, в ходе получения решений дифференциальных и интегральных уравнений. (Гекльберри Финн мог бы сравнить их технические приемы с тем, как Том Сойер использовал мотыгу вместо столового ножа, настаивая на том, что мотыгу следует называть столовым ножом.) Чандрасекар (с которым Шварцшильд много общался во время своего пребывания в Гарварде) высоко ценил использование им новых вычислительных методов в исследовании звезд, и, конечно же, в долгосрочной перспективе они возобладали.

Несмотря на мощный вычислительный подход Шварцшильда, они со Спитцером настаивали на продолжении регулярных научных поездок Рассела в обсерваторию Маунт-Вилсон, и это помогло ему сыграть важную стимулирующую роль в объединении наблюдений с теорией. От Бааде, который в начале 1950‐х гг. напряженно работал над улучшением параметров зависимости красное смещение – расстояние, Шварцшильд узнал многое о фотометрии, необходимой для работы с диаграммой ГР. Он и сам совершил значительное количество наблюдений со своей женой Барбарой Черри Шварцшильд. И наоборот, Принстон, в свою очередь, приглашал Бааде, Гринстейна и Сэндиджа, которые были главным образом наблюдателями, а в том, что касается теоретической стороны дела, – Хойла и Стрёмгрена; и всех их задействовали в серьезных проектах вместе со Шварцшильдом. Будучи вовлеченной в такое сложное разностороннее взаимодействие, астрономия была почти обречена на то, чтобы выйти на новый уровень сотрудничества – так же как это произошло с наукой послевоенного периода в других местах.

Первые работы Шварцшильд посвятил пульсирующим звездам, а вскоре после войны он занялся изучением строения Солнца, используя свое знание ядерной физики для определения его состава и объяснения его дифференциального вращения. Однако наибольшую известность получила его работа о строении и эволюции обычных звезд. Что происходит, когда водород в центральных областях звезды, наконец, исчерпывается? Большинство астрономов все еще не могли найти ответа на этот фундаментальный астрофизический вопрос. Здесь ему действительно повезло, поскольку он работал с Алланом Рексом Сэндиджем, талантливым молодым американским астрономом из Паломарской обсерватории. Сэндидж родился в 1926 г., свою докторскую диссертацию он защитил в 1953 г. в Калифорнийском технологическом институте. В практическом плане он сотрудничал с двумя другими молодыми астрономами – Хэлтоном К. Арпом и Уильямом Баумом, все трое эффективно использовали пластинки Бааде, полученные с помощью большого 200-дюймового телескопа. Одна из серьезных проблем интерпретации диаграммы ГР – широкий разброс точек на главной последовательности. Сэндидж, рассмотрев серию диаграмм, которые были построены для отдельных скоплений, увидел, что на каждой из них упомянутое расхождение значительно ниже. Он и другие специалисты обнаружили, что можно наложить друг на друга несколько подобных улучшенных диаграмм, полученных для разных скоплений, но если совместить линии, выбранные в качестве главных последовательностей, то звезды разных скоплений начнут ответвляться от главной линии в совершенно разных точках. Если, предположим, все звезды данного скопления обладают примерно одним и тем же возрастом и химическим составом, то в качественном отношении кажется очевидным, что положение какой-либо звезды на диаграмме должно зависеть только от ее массы и возраста всего скопления в целом. Это позволяло предположить, что положение точки поворота на диаграмме ГР скопления можно рассматривать как указатель его возраста. Первое подробное теоретическое рассмотрение этого гипотетического довода содержалось в статье Сэндиджа и Шварцшильда 1952 г., но итоговый вывод, опубликованный Сэндиджем в 1956 г., содержал легко узнаваемую диаграмму ГР, показывающую то, что он интерпретировал как эволюционное поведение звезд в нескольких рассеянных скоплениях различного возраста (ил. 231).

Как мы уже видели, в то время было распространено мнение об образовании гелиевого ядра после исчерпания водорода во внутренних областях звезды; и, будучи окруженным оболочкой горящего водорода Гамова, это ядро будет расти, пока не достигнет размера, установленного пределом Шёнберга – Чандрасекара. Как полагали Сэндидж и Шварцшильд, следующей стадией является гравитационное сжатие ядра. Они составили подробные модели, показывающие, как это может обеспечить появление дополнительных источников энергии – слабых, но достаточных для того, чтобы оказать громадное воздействие на структуру звезды. Согласно этой модели, поскольку ядро сжимается, радиус всей звезды становится во много раз больше, и возникает красный гигант. Вычисления Шварцшильда хорошо согласовывались с наблюдениями, особенно для ранних стадий эволюции красных гигантов в шаровых скоплениях. Они не только предоставили хорошую рабочую модель, но и обеспечили результат, который впоследствии мог быть использован для объяснения формирования тяжелых элементов в процессе горения гелия. В качестве бонуса, при условии что будет доказана приемлемость этой модели, они предоставили базовый метод определения возраста звездных скоплений по расположению точек поворота на главной последовательности. Но было и кое-что еще: сужение разброса диаграмм ГР Сэндиджа для скоплений оказалось замечательным в отношении демонстрации непрерывности переходов между различными областями диаграммы, с ветвью сверхгигантов, которая голубым своим краем соединялась с главной последовательностью, а красным – с ветвью гигантов.

После этого Шварцшильд начал работать над звездной эволюцией, порождая целые семейства звездных моделей и встраивая их в лучшие из новейших теорий, такие как тройная гелиевая реакция Солпитера, о которой более подробно будет рассказано в следующей главе. Шварцшильд верил в то, что смешение состава звезды в результате вращения является не таким уж и важным, как об этом думали другие, и помог Хойлу оторваться от размышлений о механизме аккреции. Хойл имел более полное представление о ядерных процессах, чем Шварцшильд, и был способен улучшить некоторые из его ранних моделей. Работая совместно в 1955 г., они показали, как наблюдаемое увеличение яркости в ветви красных гигантов шаровых скоплений может быть истолковано с точки зрения внешней конвективной зоны и новых граничных условий в фотосфере. Рассматривая модель за моделью, они, наконец, рассчитали бо́льшую часть диаграмм ГР для шаровых скоплений со звездами населения II типа. Все это посчитали по старинке – от руки. Когда наконец стали доступны электронные средства вычисления, их модели со всеми разновидностями сыграли неоценимую роль и были без особого труда доведены до совершенства другими специалистами.

Еще один важный вклад Шварцшильд сделал совместно с эстонским коллегой Ричардом Хармом в серии работ, начавших выходить с 1961 г. Они развили в них теорию, согласно которой может случиться «гелиевая вспышка» – неожиданное взрывоподобное начало горения гелия. По их мнению, она случается в верхней части ветви красных гигантов в шаровых скоплениях, когда энергия, выделяющаяся в результате горения гелия, поглощается вырожденным веществом ядра без роста давления, что не позволяет до снятия вырождения использовать эту энергию для расширения, в результате чего происходит стремительный рост температуры. Выход энергии скачкообразно увеличивается во много миллиардов раз, но лишь на несколько секунд, после чего процесс снова стабилизируется. (Как показали позднее другие астрофизики, гелиевая вспышка может случаться и при иных обстоятельствах.)

Шварцшильд еще не дошел до середины своей карьеры, а уже успел добиться множества других важных результатов. Позже, совместно со Спитцером, он открыл гравитационное взаимодействие звезд в галактическом диске с газовыми облаками; это позволило объяснить эволюцию галактики с точки зрения ее динамики. И в качестве напоминания о том, что знание нуждается в распространении, у нас осталось его выдающееся учебное пособие «Строение и эволюция звезд» (1958), сравнимое по достоинствам и оказанному влиянию с классическим трудом Эддингтона, написанным за тридцать лет до этого. Профессиональная жизнь Шварцшильда служит прекрасным примером того, каким образом можно наладить миролюбивое сотрудничество между наблюдателями и теоретиками. Будучи глубоко осведомленным в обоих этих сферах, он напоминал Эддингтона, но с одним важным отличием: Эддингтон был в гораздо большей степени индивидуалистом.