Поразительный вывод: бесчисленное множество атомов углерода вашего тела сформировалось не в звездах, как мы привыкли считать, а при Большом взрыве – целых 13,8 млрд лет назад, в начале времен. Известно изречение Карла Сагана: «Мы состоим из звездного пепла»[14][15]. Но благодаря углероду НБВ мы также состоим из пепла Большого взрыва.
Звездное вещество
Земля и жизнь требуют намного – в триллионы раз – больше углерода, чем могло образоваться в первичном котле Большого взрыва. Чтобы найти такие большие запасы шестого элемента, мы должны приглядеться к светящимся небесам, поскольку почти все атомы углерода были рождены глубоко в недрах звезд.
Роль звезд в истории углерода начала выявляться более века назад благодаря открытиям выдающихся женщин-исследовательниц в Гарвардском университете. Астрономия в 1880-х гг. столкнулась с новой для того времени проблемой – необходимостью обработки огромных объемов данных о природе звезд. До этого астрономы, используя лучшие на тот момент в мире телескопы, зафиксировали положение и яркость более 200 000 звезд, но данных об их физических и химических свойствах было очень мало. К последней четверти XIX столетия у астрономов появилась возможность использовать новые методы, основанные на совмещении мощных телескопов с чувствительными спектрометрами и фотокамерами. В результате на стеклянных фотопластинках знакомый небесный образ из тысячи ярких точек выглядел как мозаика звездных спектров. Подобно тому как стеклянная призма превращает сфокусированный луч белого света в радужный спектр, так и каждая звезда проявилась на этих фотографиях в виде крошечного вытянутого прямоугольника с похожей на штрихкод последовательностью вертикальных линий: каждый рисунок представлял собой радугу цветов спектра от красного до фиолетового.
Такие звездные спектры содержат много информации о звезде. Каждый химический элемент, нагретый до высокой температуры поверхности звезды (обычно от 2000 до 30 000 °C), испускает свой характерный набор ярких линий разных цветов – своего рода «отпечаток пальца» атома. Каждая линия возникает, когда электроны атома перескакивают с более высокого энергетического уровня на более низкий – совершают квантовый скачок, сопровождаемый крошечной вспышкой света определенного цвета. Четкая, близко расположенная пара оранжевых линий характеризует натрий. У водорода – одна интенсивная красная линия, одна зеленая и восемь более слабых линий в сине-фиолетовой части спектра. А у углерода – более 20 четких линий, распределенных по всему спектру. Каждый звездный спектр – это сложное наложение характерных линий десятков химических элементов.
Вооружившись новыми спектроскопическими инструментами, астрономы получили тысячи стеклянных фотопластинок, каждая – с сотней звезд, которые нужно было проанализировать. Каждый звездный спектр следовало изучить и интерпретировать визуально, на глаз. Это была напряженная, утомительная работа. Спектры накапливались намного быстрее, чем удавалось их обработать.
Благодаря новаторским исследованиям врача и астронома-любителя Генри Дрейпера, получившего первое изображение звездного спектра в 1872 г., одним из самых продуктивных центров фотографирования звезд на пластинки стала обсерватория Гарвардского колледжа. Дрейпер получил более 100 изображений со звездными спектрами на стеклянных пластинках, но умер в 1882 г., когда работа только начинала набирать обороты. Друг Дрейпера, гарвардский профессор астрономии Эдуард Чарльз Пикеринг, продолжил его дело в 1885 г. Еще через год богатая вдова исследователя Мэри Дрейпер начала спонсировать исследования Пикеринга, а также издание все расширяющегося «Каталога Генри Дрейпера».
Как и бóльшая часть научных сфер 1880-х гг., астрономия была почти исключительно мужской прерогативой. На самом деле и позже – уже в XX в. – в большинстве обсерваторий женщинам долго не разрешалось работать вместе с мужчинами в «соблазнительное» ночное время. Мужчины занимались и анализом фотопластинок, хотя Пикеринг постоянно был недоволен их небрежной работой. «Моя шотландская служанка справилась бы лучше», – неоднократно сетовал он[16].
К счастью для Пикеринга, его шотландской служанкой была Вильямина Флеминг, учительница, которая иммигрировала с мужем и ребенком в Соединенные Штаты из шотландского города Данди в возрасте 21 года. Вскоре после этого ее бросил муж, и она нанялась в услужение к Пикерингу. В 1881 г. исследователь предложил ей работу в обсерватории, научив 24-летнюю Флеминг читать звездные спектры. Его поступок, хотя и отнюдь не свидетельствовавший об альтруизме (ее зарплата 25 центов в час была значительно меньше, чем у мужчин), открыл женщинам дверь в эту область.
Флеминг преуспела не только в толковании спектров, она также заметила закономерности в расположении тысяч звезд. Вильямина быстро научилась выявлять мельчайшие отличия в положении и интенсивности разных спектральных линий и предложила систему классификации, дав каждой звезде буквенное обозначение от A до Q, основанное в первую очередь на выраженности характерных спектральных линий водорода. Она также обнаружила сотни прежде неизвестных астрономических объектов, включая знаменитую туманность Конская Голова и десятки других туманностей – огромных скоплений пыли и газа, как теперь известно, насыщенных углеродсодержащими молекулами. А еще Флеминг проложила путь в Гарвардскую обсерваторию и другим женщинам (их оказалось более десяти), которых потом стали называть «гарвардскими вычислителями»[17].
Когда новые спектральные данные по тысячам звезд полились рекой, астрономы оказались готовыми сильно изменить наши представления о происхождении и распределении углерода во Вселенной. Первым важным шагом стало составление более подробной классификации разных типов звезд – прорыв, который совершила астроном Энни Джамп Кэннон.
Энни Кэннон родилась в 1863 г. в Довере, штат Делавэр. Ее отец Уилсон Кэннон был сенатором этого штата и кораблестроителем. Мать Мэри Джамп Кэннон любила ночное небо. Пользуясь старой потрепанной книгой по астрономии, мать с дочерью вместе определяли звезды и созвездия. Родители поддержали Энни, когда она решила изучать науку в колледже Уэллсли; ее наставницей стала Сара Фрэнсис Уайтинг, преподаватель физики этого колледжа. В 1884 г., в возрасте 20 лет, Энни Кэннон с отличием окончила колледж со степенью по физике.
Десятилетие спустя, поработав фотографом и писателем, Кэннон вернулась в науку, присоединившись в 1896 г. к Пикерингу и «гарвардским вычислителям». Она быстро стала специалистом по распознаванию разных типов звездных спектров, придя в итоге к тому, что определяла типы звезд с поразительной скоростью – по 200 звезд в час. «Мисс Кэннон – единственный человек в мире как среди мужчин, так и женщин, который может выполнять эту работу настолько быстро», – поражался Пикеринг[18]. За свою более чем сорокалетнюю карьеру Кэннон визуально проанализировала в общей сложности 350 000 звезд, намного превзойдя по их количеству всех своих коллег, вместе взятых.
Умение Кэннон распознавать изображения позволило ей замечать закономерности, которые другие упускали. Погрузившись в звездные спектры, она накопила опыт и знания, чтобы переосмыслить систему звездной классификации. Сфокусировав внимание на ярких звездах Южного полушария, Кэннон изобрела систему, основанную на относительной интенсивности ключевых спектральных линий – параметре, который непосредственно связан с температурой поверхности звезд. Результатом ее работы стала Гарвардская спектральная классификация, подразделяющая звезды на семь главных классов, каждый из которых обозначен буквой, соответствующей звездным типам составленной ранее системы Вильямины Флеминг. В итоговом варианте последовательность звезд от самых горячих до самых холодных лишилась большинства букв из системы Флеминг, а остальные поменялись местами. В результате получился ряд O, B, A, F, G, K, M, который многие поколения студентов-астрономов запоминали по мнемонической фразе: “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me”[19].
Признание за открытия пришло к Кэннон еще при ее жизни. До конца дней своих в 1941 г. она получала награды и почетные степени, становилась членом научных обществ в Европе и Северной Америке, являя собой образец для подражания нескольким поколениям женщин-ученых.
Почему Кэннон оказалась столь продуктивной и успешной? Некоторые историки отмечают влияние ее матери, научившей дочь образцовому ведению домашнего хозяйства. Другие указывают на почти полную глухоту Кэннон (возможно, возникшую вследствие кори), которая могла ограничить ее интерес к общению. Но многие женщины того времени страдали от недугов и не хуже управлялись с домашним хозяйством. Я думаю, есть более значимый фактор, объясняющий успех Кэннон: безусловно, она была умна и увлечена астрономией, но, в отличие от почти всех ее современниц, ей выпал шанс. Веками история науки была историей упущенных возможностей, безымянных потенциальных Эйнштейнов и Ньютонов – блестящих умов, лишенных из-за своего происхождения возможности реализовать тягу к науке. Самая большая трагедия для всех нас заключается в нескончаемой череде нереализованных стремлений, нераскрытых прорывов.
Звездная классификация Энни Джамп Кэннон предоставила нам возможность выявления роли звезд в образовании углерода. Гарвардская спектральная классификация показывает температуру поверхности звезды – от сравнительно холодных красных звезд до супергорячих голубых. Астрономам того времени было ясно также, что спектральные линии дают информацию об относительной распространенности разных химических элементов, но они не знали, как перевести интенсивности линий в химический состав.
Влияние температуры путает все карты. Каждый атом состоит из отрицательно заряженных электронов в оболочках, окружающих положительно заряженное ядро. Электроны, перескакивающие между этими оболочками, влияют на появление характерных спектральных линий, которые и были запечатлены на фотопластинках Гарвардской обсерватории. Однако при высоких температурах звезд интенсивные столкновения атомов срывают электроны с внешних оболочек: атомы ионизируются, что ведет к снижению четкости некоторых линий спектра. Водород и гелий – первый и второй элементы Периодической таблицы – представляют собой предельные случаи. Большинство атомов водорода теряют свой единственный электрон, превращаясь в протоны. Большинство атомов гелия теряют оба электрона и становятся альфа-частицами с двумя протонами и двумя нейтронами. Раз нет электронов, то невозможны и их скачки, поэтому спектральные линии ионов водорода и гелия гораздо слабее, чем многих других элементов.
Сесилия Хелена Пейн-Гапошкина дала расшифровку сложных взаимосвязей между спектром звезд и их химическим составом в работе 1925 г., которую ее коллеги охарактеризовали как «самую блестящую кандидатскую диссертацию, когда-либо написанную по астрономии»[20]. Пейн родилась в 1900 г. в английском Уэндовере в семье с выдающимися академическими традициями. С четырехлетнего возраста ее воспитывала овдовевшая мать, которая поощряла в девочке интерес к науке. Сесилия училась в Кембриджском университете, получая стипендию Ньюнэм-колледжа, и была отличницей по биологии, химии и физике. Так как в то время получить степень в Кембридже могли только мужчины, Пейн не имела возможности продолжать обучение в рамках британской системы и переехала из Англии в Гарвард, где в 1925 г. стала первой женщиной, получившей степень PhD по астрономии.
В основе успеха диссертации Пейн лежало применение положений новой для того времени теории ионизации – зависимых от температуры процессов, в ходе которых атомы в звездах теряют свои электроны. Исследовательница поняла, что, хотя относительное обилие многих важных элементов (например, кислорода, кремния и углерода) можно точно определить по интенсивности основных спектральных линий, количество водорода и гелия сильно недооценивается – для водорода, возможно, в миллион раз. Она пришла к поразительному выводу, что водород и гелий – самые распространенные элементы во Вселенной – во многих случаях составляют более 98 % общей массы звезды. Этот результат показался настолько невероятным коллегам Пейн, долгое время полагавшим, что состав Земли точно соответствует составу Солнца, что ее открытия поначалу не приняли. Старшие коллеги призывали Пейн назвать выводы в ее первой публикации «сомнительными», но вскоре, когда и другие исследователи прибегли к новаторским методам, ее правота подтвердилась.
Открытия Пейн указали путь к более глубокому пониманию космического происхождения и распространенности углерода, составляющего четвертую часть всех атомов, которые не являются водородом или гелием. Но как звезды вырабатывают такое огромное количество шестого элемента?
Большинство звезд – это гигантские сферы, насыщенные водородом. Наше Солнце как раз такой случай. Преобразование водорода в гелий – постоянно действующий процесс ядерного синтеза, называемый выгоранием водорода, – обеспечивает жизнь Солнца и его свечение, яркость которого почти не изменилась за прошедшие 4,5 млрд лет. Девяносто процентов звезд в ночном небе вовлечены в тот же процесс: гелий вырабатывается при огромных температурах и давлениях глубоко в их недрах, где протоны (ядра водорода) сталкиваются и соединяются, образуя бóльшие ядра из меньших фрагментов и частиц. По общему мнению, Солнце за счет выгорания водорода останется стабильной звездой еще несколько миллиардов лет. Только тогда, когда водород в ядре Солнца в основном превратится в гелий, наступит новая, более бурная фаза выгорания гелия – процесса, в ходе которого вырабатывается углерод.
Английский астроном сэр Фред Хойл впервые описал реакции ядерного синтеза, в ходе которых гелий в звездах преобразуется в углерод, в 1954 г., когда преподавал в колледже Святого Иоанна Кембриджского университета[21]. Карьера Хойла была необыкновенно разносторонней. Он изучал математику в Кембридже, затем в 1940 г. в возрасте 25 лет стал работать для военных нужд в области исследования радаров. Научные изыскания Хойла привели его в Соединенные Штаты, где из исследований, связанных с Манхэттенским проектом, он впервые узнал о ядерном синтезе. Десять первых послевоенных лет Хойл опять провел в Кембридже, погрузившись в изучение ядерных процессов в звездах.
К 1950-м гг. основная концепция нуклеосинтеза, заключающаяся в том, что высокие температуры и давления в недрах звезд способствуют ядерному синтезу, в ходе которого образуются новые элементы, была уже хорошо известна. Хойл понял, что распространенность элементов в природе отражает этапы звездных процессов, в результате чего маленькие ядерные кирпичики соединяются в большие ядра. Некоторые элементы (например, железо и кислород) более распространены по сравнению с другими (например, бериллием и бором) потому, что определенные комбинации протонов и нейтронов образуются легче, чем иные. Особо важны состояния резонанса, способствующие одновременному присоединению нейтрона, протона или альфа-частицы (ядра гелия-4 с двумя протонами и двумя нейтронами). Но большинство новых ядер формируется посредством поэтапного добавления одного из этих малых ядерных кирпичиков к уже существующим ядрам.
Углерод же отличался от всех. Расчеты того времени показывали, что нет простого пути, приводящего к его синтезу. Отсюда следовало, что этот элемент должен быть довольно редким. Но измерения его концентраций в звездах, выполненные Сесилией Пейн и ее коллегами, указывали на то, что углерод является четвертым по распространенности элементом во Вселенной. Чтобы объяснить это несоответствие, Хойл предложил детально продуманный механизм, названный тройным альфа-процессом[22]. Исследователь знал, что более старые звезды накапливают в своих недрах ядра гелия-4 (т. е. альфа-частицы). При взаимодействии двух альфа-частиц легко образуются ядра бериллия-8 – с четырьмя протонами и четырьмя нейтронами. А затем все, что нужно сделать для преобразования бериллия-8 в углерод-12, – это добавить еще одну альфа-частицу. Но есть загвоздка: бериллий-8 чрезвычайно нестабилен и распадается на части менее чем за одну квадриллионную секунды. Поэтому предположение, что углерод-12 образуется при добавлении третьей альфа-частицы к хрупкому бериллию-8, кажется невероятным.