Мы уже заводили разговор о том, как Бете и Вайцзеккер показали, что гелий может быть синтезирован из водорода посредством термоядерных реакций, протекающих в звездах. Несколько талантливых физиков занялись рассмотрением механизмов образования элементов с высоким зарядовым числом, снимая одну за другой возникающие проблемы. Этим занимались, например, Энрико Ферми и Энтони Л. Туркевич, пришедшие к выводу, что в результате первичного взрыва Вселенной не могло возникнуть ничего, кроме гелия. Но как появились другие элементы? Почему атомы золота и других драгоценных металлов встречаются так редко, а углерод можно обнаружить повсеместно? Почему магний и кремний менее распространены, чем кислород? Почему железо встречается относительно часто, равно как другие элементы, соседствующие с ним в периодической таблице? При температурах от 15 до 20 миллионов кельвинов цепные реакции, такие как протон-протонная реакция или CNO-цикл, могут синтезировать гелий из водорода, но как образуются более тяжелые ядра? Чем тяжелее ядра, тем сложнее преодолеть силы отталкивания между ними, поскольку они обладают бо́льшим электрическим зарядом; например, железо, зарядовое число которого равно 26, имеет 26 протонов, в то время как водород только один, а гелий – 2. Случайное распределение скоростей атомов в газе растет вместе с температурой, и при чрезвычайно высоких температурах можно ожидать, что тяжелые ядра начнут участвовать в обратимых реакциях, образуя состояние равновесия, однако какими в таком случае должны быть температура и плотность и могут ли они быть достигнуты в звездах? В уже упомянутой статье 1942 г. Субраманьян Чандрасекар и Луис Р. Генрих дали повод предполагать, что это вполне реализуемо, и вскоре их выводы были подкреплены работой Фреда Хойла из Кембриджского университета.

Хойл начал размышлять над весьма широкой проблемой распространенности химических элементов в редкие часы досуга во время работы над усовершенствованием радаров в годы Второй мировой войны. Он подсчитал, что для образования железа требуется стократно более высокая температура. Это не та температура, которая может быть достигнута внутри Солнца или других подобных небольших звезд, но, по его мнению, она могла существовать в более массивных звездах. Хойл опубликовал свое изящное доказательство в 1946 г., когда закончилась война, и можно с полной уверенностью сказать, что это была первая убедительная попытка объяснения нуклеосинтеза в звездах. Он, безусловно, подготовил почву для выхода более важных новых работ, написанных им в соавторстве с другими астрономами в течение следующего десятилетия. После того как он развил свои идеи и опубликовал их в другой, еще более важной работе 1954 г., все большее количество астрономов начали разделять его взгляды на существование кругооборота продуктов нуклеосинтеза, производимых в недрах звезд, затем выбрасываемых в межзвездное пространство, где они вновь включаются в процесс формирования молодых звезд. Таким образом, механизм возникновения химических элементов тяжелее водорода и гелия был распространен на все межзвездное пространство, насыщаемое материей в результате снижения массы звезд, лежащих на так называемой асимптотической ветви гигантов диаграммы ГР, и взрывов сверхновых. Поскольку этот круговорот рассматривался как непрерывный процесс, можно было ожидать, что металличность следующего поколения звезд должна быть выше, чем у предыдущего, хотя в различных местах могли наблюдаться небольшие отклонения. Возникло убеждение в том, что изучение металличности как функции возраста, скорости и местоположения в Галактике должно снабдить нас информацией о галактической истории, а может быть даже и об эволюции Галактики в целом.

Идея Хойла о кругообороте тяжелых элементов, формирующихся в звездных недрах, оказалась абсолютным новшеством, и не только такие ученые, как Гамов, инвестировавшие свою энергию в теории первичной распространенности элементов, были скептично настроены к ней. Имелись также некоторые сомнения относительно достаточности массы, теряемой звездами, чтобы удовлетворить соотношениям, задаваемым Хойлом, но в 1956 и 1960 гг. А. Дж. Дейч опубликовал данные о множестве звезд различных типов, свидетельствовавшие в пользу Хойла, и начиная с этого момента количество доказательств только продолжало увеличиваться. Было повсеместно принято, что потеря массы является крайне важным процессом в ходе эволюции звезд – как сверхмассивных и ярких, так и (в особенности) маломассивных звезд «асимптотической ветви гигантов», вносящих высокий вклад в межзвездную материю, необходимую для рождения новых звезд.

В астрофизическом сообществе второй половины XX в. наблюдалась не только растущая поддержка теории звездного нуклеосинтеза, но и ослабление сопротивления со стороны тех, кто продолжал придерживаться идеи первичного нуклеосинтеза. Одним из главных оснований для этого была проблема «нехватки массы 5». Не существовало стабильных нуклидов с массой, равной 5, что представляло собой определенную сложность при объяснении синтеза более тяжелых элементов из водорода и гелия, и эта сложность, на первый взгляд, гораздо проще преодолевалась, если использовать модель нуклеосинтеза в звездах, а не на ранних этапах эволюции Вселенной. Первый важный прорыв в этой области совершил Эрнст Юлиус Эпик серией работ, опубликованных между 1938 и 1951 гг. (Как мы уже упоминали в предыдущей главе, это был период суровых жизненных испытаний для Эпика, в ходе которого он переехал сначала в Гамбург, а затем – в Арман.) Он утверждал, что после того, как температура сжимающегося ядра звезды-гиганта достигает порядка 400 миллионов кельвинов, весь ее гелий может превратиться в углерод в результате тройных столкновений ядер гелия, что позволяет перескочить зазор массы 5.

Зная о работе Хойла 1946 г., но, очевидно, не подозревая о существовании публикаций Эпика, Эдвин Э. Солпитер сумел найти эффективное решение этой проблемы. Во время своего рабочего визита в Калифорнийский технологический институт для совместной работы с Уильямом Фаулером и Джесси Гринстейном он уже знал кое-что о потенциальной пользе совместного использования квантовой термодинамики и ядерной физики, первое представление о которых он получил в Англии, обучаясь у Рудольфа Пайерлса в Бирмингемском университете. Как можно было использовать синтез гелия для объяснения эволюции гигантов, не вступая в противоречие с убеждениями его гостеприимных хозяев? Солпитер произвел небольшой, но очень точный расчет, показавший, что тройная реакция альфа-частиц вполне осуществима в недрах звезд. Сначала две альфа-частицы (ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов) объединяются, образуя очень нестабильный изотоп бериллия (с атомной массой 8), но вероятность того, что он объединится с третьей альфа-частицей, вполне достаточна для получения статистически удовлетворительного количества захватов. В результате получается ядро углерода (6 протонов и 6 нейтронов; атомная масса 12). На это открытие претендовали еще несколько авторов, и даже сам Солпитер полагал, что он использовал весьма распространенные данные, но именно он продемонстрировал работоспособность этой реакции, а также достаточное время жизни бериллия 8 для захвата третьей частицы гелия и формирования стабильного углерода при температурах порядка 200 миллионов кельвинов.

Хойлу тоже пришлось обратиться за помощью к Фаулеру, который вслед за этим провел серию лабораторных экспериментов в Калифорнийском технологическом институте, что в будущем имело важное значение для решения целого ряда астрофизических проблем. В первую очередь Фаулер подверг проверке теоретическую догадку Хойла о наличии в ядре углерода так называемого резонанса, энергия которого должна соответствовать резонансам ядер бериллия и гелия. Для протекания тройной реакции альфа-частиц углерод должен пройти через стадию возбужденного состояния. В 1957 г. Фаулер с тремя своими коллегами продемонстрировал в лабораторных условиях, что такое состояние существует, в результате чего удалось установить крайне полезные партнерские отношения. Джеффри и Маргерит Бербидж совместно со своими коллегами написали книгоподобную статью, посвященную «космическому нуклеосинтезу», которая вскоре сама по себе стала классической; немаловажно и то, что у нее был собственный акроним, составленный из инициалов четырех ее авторов: B²FH. (В первый раз она появилась в Reviews of Modern Physics.) Важность для человека наличия во Вселенной углерода невозможно переоценить, поскольку этот элемент является неотъемлемой частью всех известных нам форм жизни; однако в данном случае он служил лишь переходным мостиком, позволяющим осуществить синтез более тяжелых элементов. Что еще важнее, тройная реакция альфа-частиц, приводящая к возникновению углерода, была невозможна с точки зрения теории, выдвинутой Гамовым и его сторонниками. Для ее осуществления требовались температуры, не превышающие миллиард кельвинов, поскольку при более высоких температурах скорость распада будет сводить на нет любой синтез, а к тому времени, когда эта температура будет достигнута, плотность «илема» (если только это слово применимо для обозначения бульона времени) будет слишком мала для осуществления указанной реакции.

В автобиографической работе «Моя мировая линия», опубликованной в 1970 г., Гамов иронизирует над Хойлом в пародийном изложении библейской Книги Бытия. Сначала Бог создал Излучение и Илем. После обхода элементов («Да будет масса два», «Да будет масса три» и так далее до трансурановых элементов) Бог заметил, что допустил промашку и забыл назвать массу пять. «И Бог сказал: „Да будет Хойл“. И стал Хойл. И Бог посмотрел на Хойла и велел ему создать тяжелые элементы любым способом, каким тот пожелает». Хойл, конечно же, создал их в звездах и распространил их повсюду взрывами сверхновых. История заканчивается тем, что сегодня ни Хойл, ни Бог, ни кто-либо еще не в состоянии постичь, как все это было сделано, настолько сложным оказался метод Хойла.

Хойл начинал с чтения лекций по математики в Кембридже. В 1958 г. он стал кембриджским плюмианским профессором, хотя продолжал проводить долгое время в Соединенных Штатах. Например, в Принстоне он делал совместную работу с Мартином Шварцшильдом по эволюции маломассивных звезд вдоль ветви красных гигантов на диаграмме ГР. Он продолжал сотрудничать с Фаулером в области ядерных процессов в звездах и сверхновых; и когда в 1983 г. Фаулер получил Нобелевскую премию по физике, многие полагали, что он должен был разделить ее с Хойлом. В 1960‐х гг. он издал много работ по сверхмассивным объектам и астрофизике высоких энергий; многие статьи Хойл написал в соавторстве с Бербиджами. Хотя он и не был столь же хорошим физиком-ядерщиком, как Зоммерфельд (Хойл являлся, скорее, прирожденным партнером), он обладал редким умением в распознавании искусственности окаменелого оперения – например, никто другой не настаивал с такой убежденностью, как он (в книге, написанной им в соавторстве с Чандрой Викрамасингхом и опубликованной в 1986 г.), что оперение знаменитого ископаемого археоптерикса из Британского музея представляет собой современную подделку. Эти двое джентльменов отстаивали весьма нестандартную гипотезу, согласно которой мутирующие формы жизни непрерывно поступают к нам из космоса, поскольку какая-то более развитая цивилизация решила засеять жизнью нашу планету.

В 1966 г. Хойл участвовал в создании Института теоретической астрономии в Кембридже по модели Института геофизики и физики планет Калифорнийского университета в Ла-Хойе. Он учредил в этом институте масштабную гостевую программу, в рамках которой оказывалось содействие американским стипендиатам, занимавшимся дальнейшим развитием концепции B²FH в вопросах, касавшихся элементов с бо́льшим атомным весом, чем у железа. При образовании еще более тяжелых ядер, таких как свинец и уран, энергия должна уже не высвобождаться, а наоборот – затрачиваться. Поэтому он и его сотрудники высказали догадку о существовании процесса «взрывного нуклеосинтеза», протекающего во время взрыва сверхновых, когда вещество, мгновенно разогретое ударной волной, взрывается и разлетается, разрывая звезду изнутри. Это еще один пример того, когда одна и та же работа велась в двух различных исследовательских центрах, почти не взаимодействующих друг с другом, поскольку те же самые идеи были независимо выдвинуты канадским физиком-ядерщиком Аластером Г. У. Камероном. Он обучался в университетах Манитобы и Саскачевана с небольшим перерывом на работу в атомном проекте в Чок-Ривере (штат Онтарио, Канада). После возвращения из Чок-Ривера он какое-то время преподавал в Колледже штата Айова (в настоящее время – университет), но в 1959 г. переехал в Соединенные Штаты. (Он закончил свою академическую карьеру в Гарварде.) В 1957 г. Камерон опубликовал исследования, показавшие, что во время вспышки сверхновой ядерное горючее может стать взрывоопасным. Малое внимание к его идеям несомненно объясняется скромным статусом, которым он обладал в начале своей карьеры, но работа, проделанная им в 1970‐х гг., подтвердила несколько догадок, высказанных им ранее, и роль сверхновых в кругообороте элементов во Вселенной стала приобретать все большее количество сторонников.