в виде космических лучей.) На небе в этот момент загорается очень яркая
сверхновая звезда, или просто сверхновая. Это (не вполне удачное) название предложили в 1934 г. замечательные астрономы Вальтер Бааде (1893— 1960) и Фриц Цвикки (1898—1974), и они же предположили, что при взрыве сверхновых в их центре образуется маленькая
нейтронная звезда: ее масса равна примерно массе Солнца, а радиус — всего 10—13 км, то есть плотность ее достигает миллиарда тонн на кубический сантиметр.
На возможность существования нейтронных звезд впервые указал Лев Давидович Ландау (1908—1968) в 1932 г., сразу же после открытия нейтрона, но долгое время на них смотрели как на выдумку теоретиков. Прошло 35 лет, и в августе 1967 г. Жаклин Белл, аспирантка кембриджского профессора Мартина Райла, обнаружила на небе периодический источник радиоизлучения с периодом 1,3 с. Когда прошел первый испуг, вызванный мыслью о встрече с инопланетными цивилизациями, все согласились, что этот пульсар не что иное, как быстро вращающаяся нейтронная звезда. Сейчас их известно уже более двухсот. (За эти работы Мартин Райл совместно с Энтони Хьюишем удостоен Нобелевской премии 1974 г.)
Потоки нейтронов, возникающие при взрывах сверхновых, столь велики, что одно и то же ядро успевает захватить десятки нейтронов прежде, чем произойдет β-распад хотя бы одного из них. Именно так в свое время возникли все радиоактивные элементы, в том числе уран и торий, причем в момент начала их образования (около 10 млрд. лет назад) изотопа урана-235 было в полтора раза больше, чем урана-238.
Синтез химических элементов в звездах продолжается и сейчас. Наглядное доказательство этому нашли в 1952 г., когда обнаружили в спектре одной из звезд линии технеция: это означает, что он там непрерывно образуется, поскольку все изотопы технеция живут менее 3 млн. лет и за время существования Солнечной системы (около 5 млрд. лет) он полностью распался. (Его синтезировал только в 1937 г. один из «мальчиков» Ферми — Эмилио Сегре.)
Утверждение о том, что звезды — это тигли, в которых происходит превращение элементов, еще в конце прошлого века настойчиво повторял знаменитый английский астроном Джозеф Норман Локьер (1834—1920), открывший на Солнце гелий и давший ему имя. Его идеи и книга «Неорганическая эволюция» решительно повлияли на склад мыслей молодого Резерфорда и направление его позднейших исследований. Но в то время это была только смелая догадка, подобно гипотезе Праута о происхождении всех элементов из водорода. В конечном итоге и Праут, и Локьер оказались правы, хотя реальность много богаче их умозрительных построений.
Истинную последовательность рождения и превращения элементов удалось понять только с помощью идей и методов квантовой физики и совсем недавно — лишь в конце 50-х — начале 60-х годов — трудами Уильяма Фаулера, Фреда Хойла, Джефри и Элинор Бербидж и многих других. (Уильяму Фаулеру в 1983 г. совместно с Чандрасекаром присуждена Нобелевская премия за работы по астрофизике.) Не все детали этой грандиозной картины установлены пока одинаково надежно, но ее основа и общие контуры не вызывают сомнений. Во всяком случае уже сейчас мы можем достаточно уверенно рассчитать относительную распространенность химических элементов в космосе и убедиться, что она совпадает с наблюдаемой. (Печально знаменитое предсказание Огюста Конта о невозможности узнать состав звезд, сделанное им всего за три года до открытия спектрального анализа, выглядит на этом фоне особенно удивительным.)
Но мы можем теперь даже больше: нарисовать общую картину рождения и угасания звезд.
Для звезд с массой в 1,5—3 раза больше солнечной возможен и другой финал: после того, как в их недрах выгорит все ядерное топливо, они не взрываются, а начинают неудержимо сжиматься, происходит гравитационный коллапс звезды, и она превращается в черную дыру. Размер черной дыры определяется размером ее гравитационного радиуса, который, например, для Солнца не превышает 3 км. Гравитационное притяжение черной дыры настолько мощное, что никакой сигнал не может его преодолеть и сообщить о ее существовании. Поэтому наблюдать образование черной дыры можно только по ее воздействию на другие космические тела. И все же даже эти могильники звезд продолжают жить: со временем они «испаряются», излучая в космическое пространство энергию, причем спектр их излучения совпадает со спектром абсолютно черного тела — тем самым, с которого началась наука о квантах. К этому выводу пришел в 1974 г. английский ученый Стивен Уильям Хокинг (р. 1924 г.) — человек трудной судьбы и победившего ее большого таланта.
Современная Книга Бытия, написанная астрофизиками, начинается так: «Вначале был «Big-Bang» — «Большой взрыв»...
Через одну сотую секунды после него Вселенная представляла собой нечто с плотностью в 4 млрд. (4∙109) раз большей, чем плотность воды, и температурой 100 млрд. (1011) градусов. Это «нечто» расширялось почти со скоростью света и состояло в основном из фотонов и нейтрино, а также из электронов и позитронов, которые непрерывно рождались из света и снова аннигилировали в излучение: свет и вещество представляли собой некую неделимую сущность. Примесь протонов и нейтронов в этот момент была ничтожной: один нуклон на миллиард легких частиц.
Через одну десятую секунды температура уменьшилась в три раза, через секунду — в десять раз, а еще через четырнадцать секунд — в тридцать раз, то есть упала до
3 млрд. (3·109) градусов и началась необратимая аннигиляция электронов и позитронов в фотоны.
В конце третьей минуты температура первичного вещества уменьшилась до 1 млрд. градусов, плотность упала до плотности воды и началось образование ядер гелия из протонов и нейтронов.
Еще через час температура снизилась до 300 млн. градусов и образовалась та смесь водорода и гелия, которую мы до сих пор наблюдаем повсеместно во Вселенной.
Прошло еще около миллиона лет, прежде чем температура понизилась до 3000 градусов и электроны объединились с ядрами водорода и гелия: отныне фотоны не могли их разрушить, излучение отделилось от вещества.
Теперь Вселенная представляла собой однородную смесь, состоящую на 3/4 из водорода и на 1/4 из гелия. Плотность ее по космическим масштабам была довольно большой: несколько тысяч атомов в кубическом сантиметре (в наше время — всего один-два атома на кубический метр), а примеси других атомов (в основном дейтерия и лития) не превышали 0,0001 %. Как раз в это время, подчиняясь закону всемирного тяготения, первичная смесь водорода и гелия начала собираться в сгустки, из которых впоследствии образовались галактики и звезды.
Уже Ньютон знал, что однородная большая масса вещества неустойчива, но только два столетия спустя, в 1902 г., мысли Ньютона
