Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры - Миллер Артур. Страница 44

Хоутерманс представил Гамова доктору Роберту Аткинсону, который тоже защитил диссертацию в той же гёттингенской лаборатории, что и Хоутерманс, и тоже мечтал стать физиком-теоретиком. Гамов предложил друзьям заняться исследованием эффекта туннелирования в звездах. Астрофизики тогда еще не знали, что звезды состоят в основном из водорода. Аткинсон и Хоутерманс предположили, что звездное вещество представляет собой смесь таких элементов, как литий, бериллий, бор, углерод, кальций, азот и кислород. При высокой температуре ядра этих элементов теряют свои электроны. Температура внутри звезды так велика, что ядра преодолевают силы отталкивания и настолько сближаются, что происходит туннелирование. При этом начинаются ядерные реакции и выделяется огромное количество энергии, достаточное для свечения звезд. Друзья пришли к выводу, что туннелируют ядра с наименьшим количеством протонов и лишь немногие полностью исчезают. Такие ядерные реакции идут достаточно медленно, и звезды типа Солнца могут светить на протяжении миллиардов лет.

На следующий день после окончания статьи о термоядерных реакциях в звездах у Хоутерманса было свидание с очаровательной девушкой. «Как только стемнело, одна за другой на небе зажглись чудесные звезды, — вспоминал он. „Как восхитительно они сияют!“ — воскликнула моя спутница. Гордо выпятив грудь, я проговорил: „Со вчерашнего дня я знаю, почему они светят“». Через два года они поженились.

Из Гёттингена Гамов отправился в Копенгаген, в институт Нильса Бора, а затем, в 1931 году, вернулся в Ленинград. Довольно быстро поняв, что ситуация в России стала еще более опасной, Гамов решил уехать из страны при первой же возможности. Однако тогда поездки советских граждан за границу были строго ограничены. В 1933 году он был приглашен на престижную Сольвеевскую конференцию в Брюсселе, которая в тот раз была посвящена ядерной физике. Гамов уехал в Брюссель с женой. В Советский Союз они больше не вернулись. После конференции Бор пригласил Гамова в Копенгаген, где он и познакомился с Теллером.

На первый взгляд у гиганта Гамова с его ярко выраженной славянской внешностью и темноволосого венгра с протезом вместо ноги не было ничего общего. Теллера ожидало прекрасное будущее — он должен был стать профессором физики в Германии. Но все планы рухнули в 1933 году с приходом Гитлера к власти. Теллер видел, что творили в Венгрии сначала коммунисты, а потом фашисты. Потрясенный жестоким произволом и тех и других, он бежал в Копенгаген к Бору. Теллер и Гамов, эти два беглеца, две перелетные птицы, встретились и подружились. Через год Теллер отправился в Англию (где общался с Чандрой), а Гамов оказался в Университете имени Джорджа Вашингтона. В 1935 году он пригласил туда Теллера. Вместе они сделали несколько важнейших открытий в ядерной физике. Теллера поражала легкость, с которой у Гамова возникали новые идеи. Ему очень хотелось верить, что и он на это способен.

В то время физики пытались выяснить, какова должна быть последовательность ядерных реакций, чтобы звезды могли светиться в течение миллиардов лет. К 1932 году было довольно хорошо известно, что в звездах содержится много водорода. И тогда возникло предположение, которое полностью поддержал Эддингтон: звезды излучают свет в результате реакции ядерного синтеза — образования гелия из водорода. В лабораторных условиях эту реакцию осуществил Фрэнсис Астон. Его результат заставил Аткинсона изучить несколько цепочек ядерных реакций, которые могли быть источником энергии таких звезд, как Солнце. Однако во всех этих реакциях участвовали нестабильные ядра, то есть они привели бы к слишком быстрому сжиганию звездного топлива.

Предстояло решить и такой вопрос: могли ли термоядерные реакции инициировать ядерный синтез. Этим термином — «ядерный синтез» — Гамов назвал чрезвычайно быстрые реакции, идущие внутри звезд при столь высокой температуре и столь высокой плотности, что два протона могут преодолеть взаимное электрическое отталкивание и слиться.

Эддингтон также предполагал, что именно протонный синтез — источник энергии свечения звезд. Но первыми это теоретически установили Гамов, Аткинсон и Хоутерманс летом 1928 года в Гёттингене. Десять лет спустя аспирант Гамова Чарльз Критчфилд продолжил их исследования. Накануне очень важной конференции в вашингтонском Институте Карнеги в 1938 году Критчфилд послал Хансу Бете рукопись своей статьи. Бете сделал несколько важных замечаний и ряд поправок, и потому эта статья вошла в историю науки как статья Бете и Критчфилда.

Бете был выдающимся ученым. Крупный, ростом более шести футов, он разбирался во всех областях ядерной физики и мгновенно схватывал суть проблемы — по словам Чандры, «вгрызался в нее как бульдозер». Ханс Бете родился в 1906 году в Страсбурге в Эльзас-Лотарингии. Он учился у Зоммерфельда, Паули и Ферми и стал признанным специалистом по ядерной физике. Три его большие статьи, опубликованные в «Reviews of Modern Physics», физики называли «Библией Бете». Он брался всегда за самые сложные задачи и не любил заниматься, как он сам говорил, «пустяками».

На конференции 1938 года в Вашингтоне собрались все ведущие ученые, работавшие в то время над проблемой источника звездной энергии. Первыми выступали астрофизики: Чандра доложил о белых карликах, а Стрёмгрен — о содержании водорода в звездах. Все были согласны, что процесс синтеза является источником звездной энергии, но «в действительности никто не понимал, что делать и какие реакции нужно рассматривать», — вспоминал Бете. Он был поражен невежеством участников конференции — собравшиеся там астрофизики не имели никакого понятия о ядерной физике. «Они знают только свою астрономию», — жаловался Гамов.

Через месяц после конференции Бете решил загадку свечения звезд, по крайней мере звезд, масса которых сравнима с массой Солнца. Он работал по пятнадцать часов в сутки семь дней в неделю, углубившись в свою «Библию» и в работы Гамова и Теллера [51]. Но на один вопрос пока ответа не было: какова природа ядерных реакций, снабжавших энергией более массивные и более яркие, чем Солнце, звезды — например, Сириус А? В конце концов Бете составил цепочку ядерных реакций при гораздо более высокой температуре внутри звезд, чем при синтезе гелия из водорода. Главной проблемой в исследованиях ядерного синтеза было нахождение элементов, участвующих в реакциях при огромных внутризвездных температурах, то есть примерно при 10 миллионах градусов Кельвина, и длящихся миллионы лет [52]. Эддингтон догадывался об этом; он написал, что в начале эволюции звезды происходит «маленькая репетиция больших событий», которая позволяет достигнуть около 10 миллионов градусов Кельвина. Чандра любил говорить об этом как о случае, когда астрофизики учили физиков — ведь именно они вычислили температуру для протекания подходящих ядерных реакций.

Бете опубликовал результаты своих расчетов в 1939 году. Его статья стала поистине эпохальной для развития астрофизики. Но оставалось еще много спорных вопросов, например, что произойдет со звездой после сгорания всего ее водорода? Какие фантастические события приводят к образованию таких тяжелых элементов, как уран? В ноябре Гамов опубликовал статью, в которой обсуждал поднятые на вашингтонской конференции вопросы. Он отметил, что проблема нейтронного ядра имеет всего лишь академический интерес. Звезды всегда теряют массу и, когда она становится ниже верхнего предела Чандры, они превращаются в белых карликов. Не соглашаясь с Гамовым, Бете утверждал, что да, действительно, звезды, в 9-10 больше Солнца могут сжечь столько топлива, что их масса станет ниже верхнего предела Чандры, и они превратятся в белые карлики. Но судьба более массивных звезд — иная: когда такая звезда полностью сожжет свое топливо, она будет состоять из тяжелых стабильных элементов и прекратит коллапсировать «после формирования нейтронной сердцевины». Однако Бете все-таки считал, что эти вопросы требуют дальнейшего изучения.