13.8

Это было сенсационное открытие, важность которого невозможно переоценить. Зная, что углерод существует – что существуем мы! – Хойл предсказал одну из его важнейших характеристик и открыл путь к полному пониманию возникновения элементов внутри звезд. Хойл сделал огромный шаг вперед еще до того, как уехал из Калифорнии весной 1953 года: уже тогда он написал первый вариант работы, опубликованной в 1954 году под названием «I. Синтез элементов от углерода до никеля». Но работа под номером II так и не появилась, вместо нее в 1957 году Фред Хойл издал революционный по своей сути труд в соавторстве с Фаулером и Бербиджами – Джеффри и Маргарет[103], где также использовались независимые исследования канадца Аластера Кэмерона[104]. Авторы перечислялись в алфавитном порядке: Бербидж, Бербидж, Фаулер и Хойл, и эта выдающаяся работа до сих пор известна как B²FH. В 1983 году Фаулер получил Нобелевскую премию в основном именно за нее. Впрочем, сам он в приватных беседах отмечал, что награда по праву принадлежала Хойлу: возможно, тому просто отомстили за открытую критику предыдущих решений Нобелевского комитета{18}. Трудно вспомнить более яркий пример того, как в науке последние становятся первыми. Однако все это мелочи. Важен вклад всех этих ученых в понимание нами сущности звезд.

Звездная пыль

Не буду вдаваться здесь в подробности{19}, но хотя бы общую картину обрисовать очень хочется. Все начинается со звезд чуть побольше Солнца – у нашего светила не хватает массы, чтобы создавать элементы тяжелее углерода. Звезды, которые, подобно Солнцу, поддерживают производство энергии путем горения водорода, соответствуют соотношению массы и светимости, которая обсуждалась в главе 1, и находятся на главной последовательности. Когда звезда истощает внутренний запас водорода, она уже не может сопротивляться силе притяжения, раскаляющей ее центр, и, когда температура доходит примерно до 100 млн К, запускается превращение ядер гелия в углерод, вновь стабилизируя звезду до момента истощения запасов гелия. Когда кончается гелий, она снова сжимается. Для Солнца и звезд меньшей массы это конец истории: звезда заканчивает свое существование в виде охлаждающегося шара из ядер углерода (и отчасти кислорода, поскольку при горении гелия образуется и кислород), окруженных слоем ядер гелия и тонкой атмосферой из водорода. Теперь это белый карлик: звезда размером примерно с Землю и с несколько меньшей, чем у Солнца сейчас, массой.

Однако у более массивных звезд после завершения горения гелия дальнейшее сжатие и повышение температуры могут запустить следующие уровни ядерного горения. По мере вовлечения во взаимодействия более тяжелых ядер процесс усложняется и появляются ядра, состоящие не из целого числа альфа-частиц, а образующиеся путем поглощения нейтронов из окружающей среды или, наоборот, испускания позитронов. Вот почему группе B²FH потребовалась пара лет на уточнение всех деталей, и вот откуда взялись такие изотопы, как азот-14. В широком смысле горение углерода (происходящее при температуре около 500 млн К) образует неон, натрий и магний, горение кислорода (примерно при 1 млрд К) – кремний, серу и другие элементы. Самый важный из них – кремний-28, проходящий сложную серию взаимодействий и в итоге превращающийся в железо. Но на железе и похожем на него никеле процесс останавливается. Железо-56 имеет наиболее стабильное сочетание протонов и нейтронов в ядре и наименьшую энергию из расчета на нуклон.

Элементы, появляющиеся на каждом этапе процесса, не полностью разрушаются на следующем. Каждая фаза ядерного горения (после первичной фазы горения водорода) осуществляется в следующем слое, окружающем ядро, и эти слои образуют подобие луковицы (это сравнение принадлежит Хойлу). Таким образом, внутри старой массивной звезды железное ядро окружено слоем горения кремния, затем слоем горения кислорода, углерода, гелия и, наконец, водорода, а также побочными продуктами горения. Внимательные читатели уже заметили, что в этом описании чего-то не хватает. Да, верно: самых легких и самых тяжелых элементов.