Смерть в черной дыре и другие мелкие космические неприятности - Нил Деграсс Тайсон

Хотя звезды с самой большой массой встречаются редко, у них на руках почти все эволюционные козыри. У них самая высокая светимость (в миллион раз ярче Солнца), а следовательно, и самая короткая жизнь (всего несколько миллионов лет). И, как мы вскоре убедимся, самые массивные звезды вырабатывают десятки тяжелых элементов, по порядку перерабатывая в своих недрах водород в гелий, углерод, азот, кислород и так далее, до самого железа. И смерть у них геройская и зрелищная – это взрывы сверхновых, в пожаре которых создаются все новые элементы, а их ослепительные вспышки затмевают на время целые галактики. Энергия взрыва рассеивает свежесозданные элементы по всей галактике, пробивает дыры в заволакивающем ее газе и обогащает близлежащие облака сырьем для создания собственной пыли. Волны от взрыва сверхновой распространяются по облакам со сверхзвуковой скоростью, сжимают газ и пыль и, вероятно, создают участки высокой плотности, которые и нужны, чтобы создавались звезды.

Как мы узнаем из следующей главы, главный дар сверхновой мирозданию – то, что она засевает облака газа тяжелыми элементами, из которых потом получаются планеты, одноклеточные организмы и люди, – и получается, что благодаря тому, что облака обогащаются химическими элементами от предыдущего поколения массивных звезд, рождается новая звезда.

Далеко не все научные открытия совершают необщительные гении-одиночки. Не все научные открытия попадают в статьи под броскими заголовками или в бестселлеры. В некоторых работах участвует много народу, а сам процесс растягивается на десятилетия, требует сложных математических выкладок, да и популярно изложить его в прессе не так-то просто. Для широкой общественности подобные открытия проходят незамеченными.

Первое место в моем списке недооцененных открытий XX века занимает тот факт, что главный источник тяжелых химических элементов во Вселенной и главный фактор, определивший их относительные количества, – это сверхновые. Это неизвестное широкой общественности открытие явилось в форме объемистой научной статьи, опубликованной в 1957 году в журнале «Reviews of Modern Physics» под заголовком «Синтез химических элементов в звездах», а написали ее Маргарет Э. Бербидж, Джеффри Р. Бербидж, Уильям Фаулер и Фред Хойл (E. Margaret Burbidge, Geoffrey R. Burbidge, William Fowler, Fred Hoyle «The Synthesis of the Elements in Stars»). В этой статье они заложили теоретическую и математическую основу новой интерпретации умозаключений, накопленных другими учеными за предшествовавшие сорок лет по двум животрепещущим вопросам: каковы источники звездной энергии и как химические элементы превращаются друг в друга.

Космическая ядерная химия – наука запутанная. Как была запутанной в 1957 году, так до сих пор и остается. В число основных ее вопросов входит и такие: как ведут себя различные элементы из знаменитой таблицы Менделеева при разных температурах и давлениях? Синтезируются ли элементы? Расщепляются ли? Насколько легко обеспечить для этого условия? Что при этом происходит с энергией – она высвобождается или поглощается?

Разумеется, таблица Менделеева – это отнюдь не просто загадочная сетка из примерно ста ячеек с непонятными буковками. Это последовательность всех известных элементов во Вселенной в порядке увеличения количества протонов в их ядрах. Самые легкие элементы – это водород, у которого один протон, и гелий, у которого их два. И из них – при нужном сочетании температуры, плотности и давления – можно синтезировать все остальные элементы.

Извечная задача ядерной химии состоит в том, чтобы вычислить точные сечения соударения – то есть меру того, насколько близко одна частица должна подойти к другой, чтобы между ними произошло значимое взаимодействие. Если имеешь дело с предметами вроде бетономешалок или домов, которые перемещают по улице на огромных платформах, вычислить сечение соударения довольно просто, но когда речь идет о неуловимых субатомных частицах, все становится сложнее. Если точно знаешь, каковы сечения соударения, то можешь предсказать скорости и пути ядерных реакций. Зачастую мелкие неопределенности в таблицах сечений соударения приводят к чудовищно ошибочным выводам. В целом задача сильно напоминает прокладку маршрута в метро в незнакомом городе на основании схемы метро совсем другого города.

Этими пробелами дело не ограничивается – ученые долго полагали, что если где-то во Вселенной идет какой-то экзотический ядерный процесс, то он вполне может идти где угодно, а не только в недрах звезд. В частности, британский астроном-теоретик сэр Артур Эддингтон в 1920 году опубликовал статью под названием «Внутреннее устройство звезд» (Arthur Eddington, «The Internal Constitution of the Stars»), где утверждал, что лаборатория имени Кавендиша в Англии, в то время самый знаменитый центр физических исследований, не может быть единственным местом во Вселенной, где удается превратить одни элементы в другие:

Статья Эддингтона на несколько лет опередила открытия квантовой механики, без которых наши познания о физике атомов и субатомных частиц были бы по меньшей мере скудными. Проявив незаурядную прозорливость, Эддингтон начал формулировать теорию, согласно которой звезды вырабатывают энергию посредством термоядерного синтеза водорода в гелий и далее:

Кроме того, хотелось бы, чтобы модель превращения элементов друг в друга объясняла и то, почему на Земле и во всей остальной Вселенной наблюдается именно такое относительное содержание разных элементов, какое мы измеряем. Но для этого сначала нужно было разобраться в механизме подобных превращений. К 1931 году уже была разработана квантовая физика (хотя нейтрон еще не открыли), и астрофизик Роберт д’Эскур Аткинсон опубликовал подробную статью, в аннотации которой заявил, что выдвигает «теорию синтеза звездной энергии и происхождения элементов… в которой различные химические элементы поэтапно создаются в недрах звезд из более легких посредством последовательного, по одному, включения протонов и электронов» (Atkinson, 1931, p. 250).

Примерно в то же время специалист по ядерной химии Уильям Д. Харкинс опубликовал статью, где отмечал, что «элементы с низким атомным весом распространены более широко, чем элементы с высоким атомным весом, к тому же среди элементов со сходными весами элементы с четными атомными числами в среднем примерно в 10 раз распространеннее элементов с нечетными атомными числами» (Lang and Gingerich 1979, p. 374). Харкинс предположил, что относительная распространенность элементов зависит скорее от ядерных, чем от обычных химических процессов, а тяжелые элементы должны синтезироваться из легких.