Текст книги "13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего"

Здесь на сцену вновь вышел Георгий Гамов. В 1938 году он организовал конференцию в Вашингтоне, собрав астрономов и физиков для обсуждения проблемы образования энергии внутри звезд. Одним из участников встречи был тридцатиоднолетний Ганс Бете[86]86
  Ганс Бете (1906–2005) – американский астрофизик, лауреат Нобелевской премии по физике (1967). Прим. ред.


[Закрыть] – один из множества немецких физиков, эмигрировавших в Америку после прихода к власти Гитлера. На конференции обсуждался такой основной вопрос: какие именно процессы слияния ядер могут производить количество тепла, необходимое для поддержания стабильного потока энергии от Солнца при предполагаемой наукой температуре внутри светила. К 1938 году ученые уже могли опираться на достаточно большой свод данных, описывающих скорости различных типов реакций. Так, если бы внутри Солнца было, скажем, много лития, то путем взаимодействия с ядрами водорода он быстро превращался бы в гелий, производя столько энергии, что Солнце бы взорвалось. Напротив, если Солнце преимущественно состояло бы из кислорода и водорода, реакция между ядрами кислорода и протонами происходила бы настолько медленно, что звезда сжималась бы до уровня достаточного разогрева ее внутренней части для активизации взаимодействия ядер. Задачей исследователей было найти комбинацию элементов, которая оказалась бы самой подходящей.

На той встрече никому не удалось решить поставленную задачу, но в написанной буквально через несколько месяцев книге «Рождение и смерть Солнца» Гамов рассказывает, что Бете нашел разгадку в поезде, возвращаясь из Вашингтона к себе в Корнелльский университет. Это характерное для Гамова преувеличение: Бете закончил расчеты уже по возвращении. Чуть раньше в том же году другой немецкий физик, работавший в Берлине Карл фон Вайцзеккер[87]87
  Карл фон Вайцзеккер (1912–2007) – немецкий физик и философ, выходец из швабской семьи, давшей многих известных теологов, ученых и военных. Прим. ред.


[Закрыть], пришел к тому же заключению. Бете, однако, продолжил исследования ядерного слияния внутри звезд и в итоге в 1967 году получил Нобелевскую премию «за весомый вклад в теорию ядерной реакции, в частности за открытия, которые касаются источников энергии звезд». Фон Вайцзеккер во время Второй мировой войны пошел по другому пути и углубился в разработку ядерного оружия вместе с научным коллективом Вернера Гейзенберга.

Им обоим пришла в голову идея, связанная с протонами и ядрами углерода, азота и кислорода. Это очень типично для 1930-х годов – эпохи, когда все еще считалось, будто примерно две трети Солнца составляют элементы тяжелее водорода и гелия[88]88
  Как я упоминал, астрономы условно называют все элементы тяжелее водорода и гелия металлами, проявляя тем самым характерное безразличие к принятым в других науках терминам.


[Закрыть]. Новая модель известна как углеродно-азотно-кислородный цикл, или CNO-цикл (C – углерод, N – азот, O – кислород). Наше представление об этом механизме лишь немного уточнено с 1938 года; ниже я кратко опишу его современное понимание.

Чтобы понять суть CNO-цикла, вам следует знать несколько дополнительных фактов. Во-первых, химические свойства элемента определяются количеством протонов в ядре его атома, которое равно числу электронов, вращающихся вокруг ядра и представляющих собой своеобразное «лицо» атома. Однако разные варианты (изотопы) одного и того же элемента могут иметь различное количество нейтронов в ядре. Самый простой пример – водород, который может существовать с ядром, состоящим только из протона, а может – с дополнительным нейтроном (это так называемый тяжелый водород, или дейтерий). Углерод существует в нескольких изотопах, каждый с шестью протонами и шестью электронами. У одного (самый частый изотоп) в ядре шесть нейтронов (его называют углерод-12, поскольку в его ядре в общей сложности 12 нуклонов). У другого – семь нейтронов (углерод-13); есть и другие варианты. Во-вторых, нейтрон может превратиться в протон и вылетающий на большой скорости электрон. Однако нельзя сказать, что в нейтроне уже в какой-то форме «содержится» готовый электрон: преобразование происходит в рамках процесса, известного как слабое взаимодействие. Можете сравнить его с превращением гусеницы в бабочку: до окукливания бабочка никоим образом не находится внутри гусеницы. Аналогичным же образом протон может превратиться обратно в нейтрон, как бы вобрав в себя электрон или испустив положительно заряженную частицу под названием позитрон, представляющий собой своеобразный антипод электрона (пример антивещества). Позитроны удалось открыть лишь в 1932 году, и это одна из причин, почему понимание процессов ядерного слияния внутри звезд долго не развивалось. В-третьих и в-последних (на сегодняшний день), существует еще один вид частиц, значимый в наших рассуждениях, – это нейтрино. Он играет важную роль в слабом взаимодействии, превращающем протоны в нейтроны и обратно. Но у нейтрино очень маленькая масса, и они незначительно взаимодействуют с другими формами материи, поэтому, хотя существование этих частиц было теоретически предсказано еще в 1930 году, обнаружить их удалось лишь в 1956-м. Такое подтверждение теоретических выкладок ученых стало настоящим триумфом науки.

Итак, теперь мы лучше сможем понять открытие Бете 1938 года. В его основе – ядро атома углерода-12 внутри звезды. Оно поглощает протон с помощью туннелирования и становится ядром азота-13. Но такое ядро нестабильно: оно испускает позитрон и нейтрино, трансформируясь в другой изотоп углерода – углерод-13 (один из протонов ядра преобразуется в нейтрон). Далее углерод-13 поглощает еще один протон и становится ядром азота-14, затем процесс повторяется и появляется ядро кислорода-15. Как и азот-13, кислород-15 нестабилен и распадается, испуская электрон и нейтрино и становясь ядром азота-15 (с превращением одного протона в нейтрон). Наконец, в завершающей стадии процесса ядро азота-15 снова поглощает протон, но тут же испускает альфа-частицу – два протона и два нейтрона, ядро гелия-4. Остается ядро углерода-12, которое служит катализатором для последующего повторения того же цикла. Это означает, что, какого бы мнения о строении звезды астрономы ни придерживались в 1930-х годах, для CNO-цикла «металлы» нужны лишь в самом небольшом количестве: углерод как таковой при нем не расходуется. И конечно, одновременно в подобных циклах занято очень много ядер углерода-12. В результате каждый раз четыре протона трансформируются в два протона и два нейтрона (четыре ядра водорода – в одно ядро гелия) плюс пару электронов и нейтрино и энергию[89]89
  Небольшой процент ядер оказывается вовлеченным в другие взаимодействия, которые не относятся к нашей теме.


[Закрыть].

У этого процесса, однако, есть любопытный побочный эффект. Как я сказал, углерод при нем не расходуется, но это верно только при сбалансированности цикла. Некоторые реакции в нем происходят быстрее других, и медленные взаимодействия служат своеобразным шлюзом: ядра определенного типа формируются перед ними в большом количестве и «ждут», пока просочившиеся сквозь этот шлюз ядра пройдут очередное преобразование и сбалансируют ситуацию. Из-за такого несовпадения скоростей реакции равновесие достигается тогда, когда относительные пропорции вовлеченных в цикл элементов составляют 5,5 % углерода-12, 0,9 % углерода-13, 93,6 % азота-14 и 0,004 % кислорода-15. Иными словами, даже если изначально в звезде вообще не содержится азота, он быстро сформируется и сможет стать главным участником CNO-цикла (по массе), поскольку скорость конвертации азота-14 в азот-15 намного медленнее, чем его образование из кислорода-15. Таким образом, CNO-цикл представляет собой важнейший источник азота во Вселенной, включая, как мы еще увидим, азот в воздухе, которым мы дышим. Когда-то этот газ образовался в рамках CNO-цикла внутри давно умерших звезд.

В удивительном прорыве Бете была лишь одна проблема. Хотя вычисления показали, что эти взаимодействия могут осуществляться при температуре, существующей внутри Солнца, они все равно были бы довольно редкими (поскольку для них нужны экстремально быстро движущиеся частицы), поэтому не смогли бы породить много энергии. CNO-цикл действует достаточно эффективно как основной источник энергии внутри очень массивных и жарких звезд – но не таких, как Солнце. Этот недостаток CNO-цикла в приложении к Солнцу еще не был очевиден в 1938 году и в течение более чем десяти последующих лет, но в том же году Ганс Бете и его коллега Чарльз Критчфилд[90]90
  Чарльз Критчфилд (1910–1994) – американский физик, специалист по математической физике. Прим. ред.


[Закрыть] разработали теорию альтернативного источника энергии, который впоследствии оказался для Солнца основным. Они отталкивались от открытия Аткинсона, что слияние двух протонов – наиболее вероятный процесс ядерного слияния внутри Солнца. Этот процесс получил название протон-протонного цикла.

Цикл начинается с лобового столкновения двух быстро движущихся протонов и их соединения путем туннелирования, преодолевающего электрическое отталкивание. В итоге один из протонов превращается в нейтрон и образовавшееся ядро дейтерия испускает позитрон и нейтрино. Далее в ядро дейтерия туннелируется еще один протон, формируя ядро гелия-3 (два протона и один нейтрон). Наконец, два ядра гелия-3 сталкиваются и сливаются, почти сразу же отделяя два протона и образуя ядро гелия-4 (два протона и два нейтрона[91]91
  Небольшой процент ядер гелия-3 вступает в более сложные взаимодействия, но, как и в случае с CNO-циклом, мы позволим себе опустить их в этой книге.


[Закрыть]). Как и в CNO-цикле, в итоге четыре протона превращаются в одно ядро гелия-4, высвобождая энергию. Однако важнее всего то, что протон-протонный цикл может успешно осуществляться при температуре внутри Солнца и порождать нужное количество энергии. Оба процесса превращения водорода в гелий известны астрономам как примеры «горения» водорода. Это не горение в традиционном понимании, не химическое соединение веществ с кислородом (в этом смысле водород горит в кислородной среде, образуя воду). Ядерное «горение» высвобождает намного больше энергии, чем химическое. CNO-цикл представляет собой основного поставщика энергии для звезд с внутренней температурой свыше 20 млн К и массой в полтора и более раз большей, чем у Солнца. Протон-протонный цикл относительно эффективен уже при температуре 15 млн К, но именно относительно. Как уже упоминалось, внутри Солнца лишь один из ста миллионов протонов движется с достаточной скоростью для запуска этого цикла, и даже у этих частиц не каждое столкновение приводит к слиянию. По мере того как ученые все больше сходились во мнении, что Солнце действительно в основном состоит из водорода, астрономы вынуждены были рассматривать значительно расширенную временную шкалу Вселенной, а геологи получили возможность сказать: «Ну вот, мы же говорили!»

С точки зрения современного понимания состава Солнца, скорость высвобождения энергии с помощью протон-протонного цикла подсказывает нам, как долго такая звезда, изначально состоящая преимущественно из водорода, способна светить более или менее стабильно, прежде чем большая часть водорода превратится в гелий и изменит ее структуру и вид. Можно подсчитать, что Солнце в его привычном для нас виде способно существовать примерно 10 млрд лет. Да, проблема временной шкалы отпала. Но на каком отрезке этих десяти миллиардов мы находимся сегодня? Здесь в игру вступают геологи и радиохимики.

Эрнест Резерфорд и Фредерик Содди сделали два ключевых открытия относительно радиоактивности: что она заставляет один элемент превращаться в другой и что для каждого радиоактивного элемента существует свой период полураспада. При распаде каждого радиоактивного элемента образуется специфический набор других элементов, известных как продукты распада. Некоторые из них тоже радиоактивны и продолжают распадаться. Когда в лабораторных условиях было изучено достаточное количество радиоактивных процессов, ученые научились анализировать природные материалы, например камни, измеряя соотношения присутствующих в них продуктов распада и определяя, какие радиоактивные элементы содержались в них когда-то (даже если все они уже давно распались). Сегодня возможно при определенных условиях узнать, когда именно в камне присутствовали эти исходные радиоактивные элементы, то есть сколько ему лет.

У некоторых радиоактивных элементов период полураспада очень короткий, и в природном виде их на Земле уже не осталось. У других, например урана и тория, он настолько длинный, что их осталось еще довольно много, несмотря на то что они распадаются с момента образования Земли, сформировавшейся, как мы теперь знаем, из остатков предыдущих поколений звезд, внутри которых эти элементы и были созданы. Если в каменной породе присутствует, например, уран и его соединение с продуктами распада, скажем радием, то по количеству каждого из элементов можно оценить возраст камня. Важно понять отношение каждого вещества к радиоактивному – допустим, свинца к урану. Изящество этого приема заключается в том, что он не зависит от реального количества наличествующих веществ, лишь бы их было достаточно для проведения измерений; важны лишь их пропорции. Получившийся возраст определяется разнообразными факторами, например способом формирования породы (вулканическим и другими); но, разумеется, Земля древнее самого древнего камня, который можно так проанализировать.

Первым этот анализ применил в начале XX века сам Резерфорд, а также американский химик Бертрам Болтвуд[92]92
  Бертрам Болтвуд (1870–1927) – американский ученый. Проходил стажировку в Англии у Эрнеста Резерфорда. Доказал, что радий – продукт распада урана. Прим. ред.


[Закрыть]. Уже в 1904 году Содди, тогда работавший в Лондоне с Уильямом Рамзаем, измерил скорость образования гелия при распаде урана. Резерфорд, находившийся в Канаде, понял, что это пример альфа-распада, если в процессе распада образуются альфа-частицы (ядра гелия) и каждая притягивает из окружающей среды пару электронов, формируя атомы гелия. Он взял образец урановой руды и измерил количество содержавшегося в нем остаточного урана и гелия. Предположив, что с момента образования породы гелий из нее не уходил, он смог оценить возраст конкретного камня в 40 млн лет. Однако Резерфорд хорошо знал, что на самом деле гелий за эти годы наверняка частично улетучился из руды, поэтому получившаяся величина – это минимальный возможный возраст этой породы (а значит, и нашей Земли). Тем не менее это был важный момент для понимания возможностей радиоактивного анализа.

Болтвуд вдохновился этой темой в том же 1904 году, прослушав лекцию Резерфорда в Йельском университете. Болтвуд знал, что при распаде урана образуется не только гелий, но и радий, а в 1905 году открыл, что распад радия в итоге порождает свинец. Измерив соотношение элементов в этой цепочке распада, он смог оценить возраст различных образцов породы. Его первые оценки, сделанные в том же году, простирались от 92 до 570 млн лет. К сожалению, все они оказались неверны, поскольку основывались на неточных измерениях и неверной оценке периода полураспада радия. Но к 1907 году эти болезни роста были преодолены и удалось более точно указать возраст образцов, которым оказалось от 400 млн до, только представьте себе, двух миллиардов лет! Это превышало указанный Кельвином возраст Земли (все еще уважаемый в астрономической среде, несмотря на противоречие с идеями Дарвина) более чем в десять раз. Но, как часто бывает с подобными открытиями, геологи отнеслись к полученным числам с недоверием, и, поскольку в дальнейшем Резерфорд и Болтвуд перешли к другим исследованиям, радиоактивный анализ так и не воспринимался всерьез до тех пор, пока титанический труд британца Артура Холмса[93]93
  Артур Холмс (1890–1965) – британский геолог, член Лондонского королевского общества (1942). Прим. ред.


[Закрыть] не доказал убедительно его точность.

Холмс поступил в Лондонский королевский научный колледж в 1907 году. На последнем курсе он в рамках выпускного проекта провел оценку породы девонского периода, привезенной из Норвегии, и получил возраст, равный 370 млн лет. Закончив обучение, Холмс устроился на полгода геологом в Мозамбик, желая раздать студенческие долги, а затем вернулся в Королевский колледж (сегодня он называется Имперским) и в 1917 году защитил там докторскую диссертацию. До 1924 года он работал геологом в Бирме, а затем вновь вернулся к научной деятельности, вначале как преподаватель геологии в университете Дарема, потом в Эдинбургском университете. Автор авторитетного учебника «Основы физической геологии» и один из первооткрывателей дрейфа материков, Холмс был одним из самых влиятельных геологов XX века.

Работая в Имперском колледже, Холмс датировал множество образцов камней с помощью описанного приема и обнаружил, что самому старому около 1,6 млрд лет. Кроме того, еще в 1913 году он стал первым, кто применил радиоактивную датировку к окаменелостям и смог оценить абсолютный возраст останков древних животных и растений. Постепенно у него сформировался впечатляющий объем исследований, производимых с большим трудом и тщанием (благодаря его знаниям и с большой точностью), и геологическое сообщество наконец-то согласилось с его оценкой возраста Земли как очень значительного. В 1921 году в рамках дискуссии на ежегодной встрече Британской ассоциации содействия развитию науки геологи, ботаники, зоологи и физики смогли прийти к единому пониманию возраста Земли как исчисляемого несколькими миллиардами лет и признанию радиоактивного анализа дающим наиболее надежные оценки. Пять лет спустя в отчете Национального исследовательского совета Национальной академии наук США этот метод и его результаты были официально одобрены – началась эра радиометрической шкалы времени. С тех пор благодаря уточнениям методов анализа возраст самого древнего из известных земных образцов (сегодня это небольшие кристаллы циркона из Западной Австралии) был отодвинут до 4,4 млрд лет. Эти числа удивительным образом согласуются с возрастом самой старой материи, найденной в метеоритах (каменных образованиях, упавших на Землю из космоса), – 4,5 млрд лет. Поскольку предполагается, что метеориты – это остатки материи, не вошедшие в Солнце и Солнечную систему, все указывает на то, что Солнце и окружающие его планеты, включая Землю, сформировались примерно 4,5 млрд лет назад. В таком случае наше светило находится примерно на середине своего жизненного пути как звезда с горением водорода. В таком случае откуда же взялись исходные радиоактивные элементы, задавшие нам эту шкалу? Как я уже намекал, они создавались внутри звезд. Как именно это происходило, ученым не было ясно вплоть до 1950-х годов.

Первое понимание CNO– и протон-протонного циклов появилось в конце 1930-х годов, непосредственно перед Второй мировой войной. Хотя затем чисто научные изыскания временно уступили лидерство прикладному поиску решений для военных целей, сразу после установления мира астрономы сделали скачок вперед в области интерпретации ядерных процессов внутри звезд, не в последнюю очередь благодаря научным данным, накопленным при разработке атомной бомбы[94]94
  По сути, ее вернее было бы назвать ядерной бомбой (ср. «ядерное оружие»).


[Закрыть]. Ключевой фигурой в этих исследованиях был Фред Хойл, еще совсем молодой сотрудник Кембриджского университета, работавший во время войны над созданием радаров для Британского адмиралтейства. Чтобы понять его характер, достаточно вспомнить, что в 1936 году двадцатиоднолетний выпускник выполнил все академические требования для получения докторской степени, но не позаботился о заполнении документов и потому не получил ее[95]95
  Сам Хойл утверждал, что, оставаясь формально студентом, он уклонялся от уплаты подоходного налога по полученному в то время гранту.


[Закрыть]. В 1945 году он стал преподавать в Кембридже математику, но до 1958 года, когда его официально назначили профессором, так и работал без чинов и званий. Сейчас это даже трудно представить!

Осенью 1944 года Фред Хойл посетил Соединенные Штаты Америки и Канаду в составе делегации от Адмиралтейства в связи с проектом по радарам. Ему удалось предпринять дополнительную поездку в Маунт-Вилсоновскую обсерваторию в Калифорнии и познакомиться с последними астрономическими данными, а также с разработчиками атомной бомбы. Хотя им было запрещено рассказывать ему подробности их работы, научный опыт и острый ум Хойла позволили ему многое понять из того, что они говорили и о чем умалчивали. Вернувшись в Англию, ученый провел рождественские каникулы в размышлениях об увиденном и услышанном. От калифорнийского астронома Вальтера Бааде[96]96
  Вальтер Бааде (1893–1960) – немецкий астроном и астрофизик; жил в США (1931–1958) и работал на крупнейших телескопах Маунт-Вилсоновской и Паломарской обсерваторий. Прим. ред.


[Закрыть] он узнал последние соображения относительно самых мощных взрывов звезд, известных в то время, – сверхновых. А из встреч с физиками-ядерщиками, догадываясь о недоговоренном ими, извлек идею, что плутониевую бомбу можно взорвать лишь резким сжатием, так называемым имплозивным способом. Проще говоря, критическая масса плутония окружается взрывчаткой, и та посылает ударную волну внутрь, сжимая плутоний и приводя к неудержимому расщеплению ядер и высвобождению энергии.

Хойл задумался, не происходит ли аналогичный процесс в суперновых: горение водорода останавливается, массивная звезда сжимается под собственным весом, запуская волну ядерных взаимодействий, которые затем взрывают ее изнутри. Он смог просчитать, сколько ядерной энергии при этом высвободится, и примерно представить соотношения различных элементов, которые образовались бы при таком взрыве при разных температурах. Следующим шагом должно было стать сравнение расчетов с реальностью.

В марте 1945 года Хойл под каким-то предлогом изучил кембриджские данные о наличии на Земле различных элементов. Он полагал, что состав нашей планеты должен соотноситься с составом Вселенной как таковой за исключением громадных запасов водорода и гелия в звездах. Он обнаружил, что, если свести данные в единую схему, в среднем чем элемент тяжелее, тем его меньше, за исключением железа и других черных металлов, которых непропорционально больше. Это в точности соответствовало его подсчетам, учитывая, что температура внутри взрывающихся звезд достигала не миллионов, а миллиардов градусов. Война затормозила публикацию этого открытия, но в 1946 году оно появилось в статье под названием «Образование элементов из водорода». К тому времени Хойл доказал, что звезды в основном состоят из водорода, и стал одним из первых астрономов, признавших этот факт. До полного понимания картины Вселенной было еще далеко, но люди уже начинали осознавать, откуда взялись элементы, из которых мы состоим, что, по сути, все вокруг сделано из «звездной пыли». Когда Хойл прочел лекцию на эту тему в британском Королевском астрономическом обществе, среди слушателей была Маргарет Бербидж[97]97
  Маргарет Бербидж, урожденная Пичи (р. 1919) – англо-американский астроном и астрофизик. Прим. ред.


[Закрыть] (тогда Пичи), о которой речь пойдет ниже. Впоследствии она вспоминала:

Я сидела в аудитории, слушая рассказ Фреда, словно завороженная, и переживала чудесное ощущение, как будто завеса невежества приподнимается и обнажает сияющий свет великого открытия{16}16
  См. Саймон Миттон, Fred Hoyle.


[Закрыть].

И хотя на завершение исследования ушло более десяти лет, 1946 год стал важной вехой: с этого момента Хойл начал разрабатывать так называемую стационарную модель Вселенной. Хотя в конце сороковых эту версию рассматривали всерьез (преимущественно из-за того, что Большой взрыв не мог создать тяжелые элементы), работа Хойла по ядерному синтезу в звездах появилась раньше создания стационарной модели и независимо от нее.