Под знаком кванта

— всего на 5 тыс. лет. Несуразица очевидная, но только в 1845 г. на нее обратил внимание открыватель закона сохранения энергии Роберт Майер (1814—1878). Сам Майер в 1848 г. полагал, что энергия Солнца объясняется его столкновениями с метеорами. Предлагались и другие объяснения: Герман Гельмгольц в 1854 г. видел источник энергии Солнца в его постепенном сжатии, а Джеймс Джинс объяснил ее слиянием протонов и электронов.

Открытие радиоактивности изменило направление мыслей ученых, и, хотя спектроскоп бесстрастно свидетельствовал об отсутствии на Солнце радия, мысль о «субатомном» источнике его энергии в начале века стала общепринятой. Тот же спектроскоп сообщил, что Солнце состоит в основном из водорода и гелия, поэтому, как только стали известны точные измерения Астона для масс атомов, английский астрофизик Артур Стэнли Эддингтон (1882—1944) сразу же сказал, что излучение Солнца — это энергия слияния четырех ядер водорода в ядро гелия.

В 1920 г. у этой гипотезы было много противников, цключая и Резерфорда. В лаборатории Кавендиша ему только что удалось осуществить первую ядерную реакцию, и он лучше других знал, насколько это трудно. «Звезды недостаточно горячи для этого»,— возражал Резерфорд. «Найдите местечко Погорячее»,— советовал ему Эддингтон (намекая на жар в аду) и добавлял: «То, что доступно лаборатории имени Кавендиша, не может быть слишком трудным для Солнца». Однако до создания квантовой механики эмоции мало могли помочь в разрешении этого спора.

В 1929 г., вскоре после объяснения Гамовым квантовой природы явления а-распада, выпускники Гёттингенского университета Рудольф Аткинсон и Фриц Хоутерманс указали, что при температурах около 20 млн. градусов протоны за счет туннельного эффекта могут преодолеть кулоновский барьер отталкиванид^легких ядер и войти в состав нового ядра, выделив при этом довольно большую энергию связи, которая вполне может обеспечить длительную светимость Солнца. Но и эта догадка была несколько преждевременной: пройдет еще 10 лет, прежде чем Ганс Альбрехт Бете (р. 1906 г.) построит последовательную теорию ядерного горения в звездах.

За это время было сделано несколько фундаментальных открытий, без которых его теория была бы невозможной:

1931 г. —Вольфганг Паули высказал гипотезу о сущест

вовании нейтрино—нейтральной безмассовой частицы v.

1932 г. — Гарольд Клейтон Юри открыл тяжелый изотоп

водорода дейтерий d (Нобелевская премия 1934 г.).

— Джеймс Чэдвик открыл нейтрон п (Нобелевская премия 1935 г.).

— Карл Дэйвид Андерсон открыл позитрон е ⁺ (Нобелевская премия 1936 г.).

— Дмитрий Дмитриевич Иваненко выдвинул гипотезу о протонно-нейтронной структуре ядра.

1933 г. — Энрико Ферми создал теорию p-распада ядер

и ввел в физику новый тип взаимодействий — слабое.

1934 г. — Ирэн и Фредерик Жолио-Кюри открыли искус

ственную радиоактивность и p-распад протонов в ядрах на нейтрон, позитрон и нейтрино (Нобелевская премия 1935 г.).

Кроме того, за 10 лет квантовая механика стала необходимым и привычным инструментом исследования в атомной и ядерной физике, в физике кристаллов и теоретической химии, а понятия «сечение ядерной реакции» и «резонанс» вошли в повседневный научный обиход.

Опираясь на эти достижения, Георгий Гамов и Эдвард Теллер смогли в 1938 г. осмысленно повторить оценки Аткинсона и Хоутерманса и отнестись к ним серьезно. В апреле 1938 г. Гамов собрал в Вашингтоне небольшую конференцию с участием астрофизиков и ядерных физиков, на которой присутствовали Карл Вейцзеккер и Ганс Бете. Вскоре после этого появились их знаменитые статьи об источниках энергии звезд, которые в 1939 г. завершились обстоятельной работой Бете (Нобелевская премия 1967 г.). Теория Бете проверялась и уточнялась вплоть до середины 50-х годов, и в настоящее время ее суть можно изложить довольно просто. («Нет ничего проще звезды»,— любил повторять Эддингтон.)

В недрах Солнца, где давление достигает 100 млрд, атмосфер, плотность свыше 100 г/см³, а температура — 13—14 млн. градусов, происходит последовательность реакций, известная теперь как протон-протонный или водородный цикл ядерных реакций в звездах:

р + р -^d + е⁺ + V + 1,442 МэВ (1,3 • 10^юлет)

d + р —»-³Не + у + 5,494 МэВ (6с)

³Не + ³Не -^⁴Не + 2р +12,86МэВ (10⁶лет)

4р -*⁴Не + 2е⁺ + 2v + 2 у +• 26,73 МэВ

Самая длительная стадия — первая: пройдет 13 млрд, лет, прежде чем протон найдет себе пару и образует с ним ядро дейтерия — слабосвязанное состояние протона и нейтрона. Это и неудивительно: для этого он должен предварительно превратиться в нейтрон, а скорость такой ядерной реакции p->n + e⁺ + v весьма мала, поскольку она определяется слабыми взаимодействиями.