Уильям Фаулер

Биография

Американский физик Уильям Альфред Фаулер родился в Питсбурге (штат Пенсильвания), он был старшим из трех детей Дженни Саммерс (Уотсон) Фаулер и Джона Маклеода Фаулера, бухгалтера. Когда Уильяму было два года, семья переехала в г. Лиму (штат Огайо), крупный железнодорожный узел, где мальчик на всю жизнь приобрел любовь к паровозам. В школе учителя поощряли его интерес к науке и технике. Поступив в университет штата Огайо в 1929 г, чтобы специализироваться по керамическому производству, он перешел на втором курсе на вновь открывшуюся специализацию по прикладной физике и закончил университет с отличием. Чтобы получить образование, Ф. приходилось подрабатывать во время летних студенческих каникул, а после занятий он работал в электронной лаборатории электротехнического факультета. Ему очень нравилось самому выполнять физические измерения и делать инженерные разработки. На последнем курсе он написал дипломную работу «Фокусировка электронных пучков» ("Focusing of Electron Beams").

Поступив в аспирантуру Калифорнийского технологического института (Калтех), Ф. занимался в Келлоговской радиационной лаборатории под руководством датского физика Чарлза Лауритсена, у которого он научился, как он сам говорил, тому, «как делать физику и получать удовольствие от своей работы». В 1936 г. он стал доктором, защитив диссертацию под названием «Радиоактивные элементы с малым атомным весом» ("Radioactive Elements of Low Atomic Number"). С этого времени Ф. сотрудник Келлоговской лаборатории, где в 1970 г. он стал первым институтским профессором физики (высшее научное знание в институте).

Во время второй мировой войны Келлоговская лаборатория занималась военными исследованиями, и Ф., оставаясь штатским человеком, помогал разрабатывать взрыватели, реактивные и торпедные орудия и атомное оружие. За эту работу он получил от правительства Соединенных Штатов в 1948 г. медаль «За заслуги». В конце войны Ф., Лауритсен и сын Лауритсена Томас продолжили ядерные исследования, сосредоточившись главным образом на ядерных реакциях в звездах.

В 1939 г. физик-теоретик, специалист по ядерной физике Ханс Бете открыл источник энергии звезд, установив, что эта энергия образуется в результате ядерной реакции, ведущей к превращению ядер водорода в ядра гелия. Имеется несколько разновидностей, или изотопов, водорода у каждой из которых один протон (несущий положительный электрический заряд) в ядре и, следовательно, атомный номер равен 1. Наиболее распространенная форма содержит в ядре только протон, поэтому ее массовое число также равно 1. Однако в ядре тяжелого водорода, или дейтерия, один протон и один нейтрон, так что его массовое число равно 2. А ядро трития содержит один протон и два нейтрона, в силу чего его массовое число равно 3.

Каждое ядро гелия содержит два протона (атомный номер 2), и у его наиболее распространенной формы в ядре содержатся еще и два нейтрона (массовое число 4). Однако другие изотопы гелия обладают большим или меньшим числом нейтронов и, следовательно, другими массовыми числами. В ядерные реакции могут вовлекаться различные изотопы, многие из которых нестабильны (радиоактивны). Изотопы, встречающиеся в обычных условиях, как правило, принадлежат к числу наиболее стабильных; другие перешли с течением времени в более стабильные типы в результате распадов и излучения. Бете экстраполировал результаты лабораторных измерений ядерных реакций и подсчитал вероятные скорости реакции в условиях, существующих предположительно в центре звезд, что и привело его к открытию источника их энергии.

Специалист по космологии Георгий Гамов в своей концепции происхождения Вселенной, известной как теория «большого взрыва», выдвинул предположение, что атомные ядра тяжелее гелия могли образоваться с помощью добавления нейтронов, по одной единичной массе за один раз. Однако Ханс Штауб и Уильям Стивенс установили, что ни одно устойчивое ядро не обладает массой 5, а Ф. с коллегами выяснили, что никакое устойчивое ядро не имеет массы 8. Эти две бреши опровергали схему Гамова в двух отношениях. Во-первых, добавление одного нейтрона к ядру гелия массы 4 не может привести к атомам более тяжелых элементов, поскольку нестабильное ядро массы 5 распадается прежде, чем дополнительные нейтроны смогут с ним вступить во взаимодействие. Во-вторых, слияние двух ядер гелия массы 4 (наподобие двух ядер водорода) также не сможет привести к атомам более тяжелых элементов, поскольку нестабильное ядро массы 8 распадается прежде, чем ядерные реакции смогут добавить дополнительные нейтроны (Более тяжелые элементы обладают также и большим числом протонов, но нейтроны могут переходить в протоны, чтобы восполнить их недостаток, так что здесь не возникает препятствий).

В 1951 г. в Келлоговскую лабораторию пришел физик Е.Е. Салпетер, и ему удалось доказать, что три ядра гелия (каждое с массой 4) могли бы образовать ядро углерода (масса 12) при условиях, какие имеются в гигантских красных звездах (звезды в промежуточной стадии эволюции, с большим объемом и относительно низкой температурой поверхности), но не при тех, которые сопровождали «большой взрыв». Два года спустя британский астроном Фред Хойл привел Уорда Вейлинга в Келлоговскую лабораторию, чтобы посгавить эксперимент, который дал бы количественное подтверждение тому, что гелий может, сгорая, превратиться в углерод при той температуре и плотности, которые характерны для красных гигантов.

В результате работы с Хойлом, а также с Маргарет и Джоффри Бербидж во время творческого отпуска 1954...1955 гг. в Англии, где он находился в качестве фулбрайтовского стипендиата Кембриджского университета, Ф. сформулировал исчерпывающую теорию, которая суммировала ядерные реакции, ведущие к синтезу всех встречающихся в природе элементов, и объясняла относительные величины их распространенности, наблюдаемые астрономами. В их статье 1957 г. «Синтез элементов в звездах» ("Sunthesis of the Elements in Star"), которая появилась в журнале «Обозрение современной физики» ("Reviews of Modern Physics"), показывалось, что образовавшиеся при «большом взрыве» водород и гелий могли быть основой ядерного синтеза в звездах всех элементов – от углерода до урана. Эти элементы затем могли быть выброшены в пространство в результате взрыва сверхновых звезд, появляющихся в результате эволюции тяжелых звезд. Физик А. Камерон независимо от них высказал те же основные идеи в то же самое время.

Комбинируя данные ядерной астрофизики и теории строения звезд, Ф. сыграл главную роль в создании основополагающей модели звездного развития. В соответствии с этой моделью облако газа (в основном водорода и гелия) сжимается под действием собственных гравитационных сил. Когда облако становится достаточно плотным и горячим, водород превращается в гелий и облако становится звездой. По мере выгорания водорода в центре звезды она сжимается еще больше. Если звезда достаточно массивна, ядро вновь становится достаточно плотным и горячим, что позволяет гелию перейти в углерод. Затем звезда сильно расширяется и становится красным гигантом. Если звезда обладает достаточной массой, ее ядро проходит повторяющиеся циклы истощения ядерного топлива, сжатия ядра и нового ядерного возгорания продуктов предыдущих ядерных реакций до тех пор, пока образующееся в результате ядро не будет состоять в основном из железа (атомная масса 56). Если железное ядро становится слишком массивным, оно взрывает звездную атмосферу, становясь сверхновой, и сжимается до плотности, подобной плотности атомных ядер. Если звезда недостаточно массивна, чтобы образовать железное ядро, она обычно теряет свою атмосферу после того, как становится красным гигантом.

Ф. с соавторами предположили, что элементы тяжелее железа образуются путем последовательного захвата нейтронов ядрами тяжелых звезд либо до, либо во время образования сверхновой. В результате этих процессов часть синтезированных тяжелых элементов рассеивается в пространстве, где они могут войти в состав будущих звездных систем.

Ф. получил в 1983 г. Нобелевскую премию по физике, «за теоретическое и экспериментальное исследование ядерных реакций, имеющих важное значение для образования химических элементов Вселенной». Он разделил премию с астрофизиком Субрахманьяном Чандрасекаром. В своей речи Свен Йоханссон из Шведской королевской академии наук определил работу Ф. как «исчерпывающую теорию образования химических элементов во Вселенной» и отметил, что «эта теория до сих пор служит основой наших знаний в этой области». В ответной речи Ф. сказал, что он «пришел в Калтех молодым аспирантом 50 лет тому назад, а теперь известен как старейший аспирант Калтеха». И добавил – «Великая притягательность процесса познания заключается в том, что, делая свой небольшой вклад в этот процесс, мы при этом продолжаем учиться и получать удовольствие от этой учебы». В своей Нобелевской лекции Ф. сделал обзор экспериментальных и теоретических аспектов работы по созданию теории образования элементов. В заключение он напомнил слушателям, что их тела, кроме водорода и кислорода, состоят в основном их тяжелых элементов. «Таким образом, можно сказать, что вы, и ваш сосед, и я, каждый из нас и все мы вместе представляем собой на самом деле и буквально кучку звездной пыли».

В 1940 г. Ф. женился на Ардийэн Фой Олмстед; у них две дочери. «Наиболее бросающейся в глаза чертой Ф. является его любовь к людям, – однажды написал Ханс Бете. Он полон юмора и доброжелательности и заражает этим других». Ф. любит заниматься альпинизмом, активно болеет за питсбургские профессиональные бейсбольную и футбольную команды, кроме того, он с детства сохранил любовь к паровозам.

Ф. – член Национальной академии наук США, почетный член Королевского общества искусств в Лондоне, член-корреспондент Королевского астрономического общества. Он был президентом Американского физического общества, работал в Национальном научном совете и в Совете по космическим наукам. Среди его наград есть награда в честь успешного запуска корабля «Аполлон» от организации НАСА (1969), премия Тома Боннера Американского физического общества (1970), национальная медаль «За научные достижения». Национального научного фонда (1974), медаль Эддингтона Королевского астрономического общества (1978) и золотая Брюсовская медаль Тихоокеанского астрономического общества (1979). Он обладает почетными степенями Чикагского и Льежского университетов, университета штата Огайо и Университета Денисона, равно как и Парижской обсерватории.