Трудность заключалась в том, что радиоактивность, которая самопроизвольно протекает на Земле, точно так же должна вести себя и на Солнце, так что распад урана мог быть правдоподобным источником энергии Солнца лишь при условии достаточного его количества. С другой стороны, ядерный синтез водорода не происходит в обычных условиях, но требует огромных температур, таких, которые не в состоянии обеспечить даже раскаленная поверхность Солнца.

В 20-х годах Эддингтон изучал вопрос: почему под действием собственной громадной гравитации Солнце не сжимается до размеров маленького шарика? Единственной силой, которая могла заставить его расширяться наперекор силе гравитации, была его внутренняя температура, его внутренний жар, и Эддингтон рассчитал, каким горячим должно быть ядро Солнца, чтобы поддерживать его в его нынешних размерах. Выяснилось, что температура должна быть порядка миллионов градусов, и теперь общепринято значение температуры ядра Солнца 15 000 000 °C.

Американский астроном Генри Рассел (1877–1957) продолжил эти исследования, изучив состав Солнца так досконально, как никто до него не делал. Его анализ солнечного спектра показал, что 75 % массы Солнца составляет водород, остальные 25 % — гелий. Это два простейших атома. Все более сложные атомы существуют на Солнце в количестве, не превышающем в сумме 1 %.

Если Солнце — это, в сущности, шар, наполненный водородом и гелием, то синтез водорода есть единственно возможная ядерная реакция, способная дать энергию Солнцу. И недра Солнца, если не его поверхность, обеспечивают для этого вполне высокую температуру.

В 1938 г. немецко-американский физик Ханс Альбрехт Бете (р. 1906), приняв в расчет химический состав Солнца и температуру в его ядре, разработал довольно точную модель процессов, происходящих внутри светила. Эта модель была позднее уточнена, и, насколько удалось определить, солнечная энергия, как и предсказал Харкинз четверть века назад, возникает в результате превращения четырех ядер водорода в одно ядро гелия.

Что годится для Солнца, годится и для других звезд, так что, определив механизм образования солнечной энергии, мы, по-видимому, решим проблему возникновения звездной энергии вообще.

Синтез водорода в условиях сохранения равновесия может самоподдерживаться при неизменном (или очень мало изменяемом) выходе энергии в течение времени существования звезды, зависящего от ее массы. Чем крупнее звезда, тем больше она содержит водорода, но одновременно тем больше калорий требуется, чтобы удержать ее в расширенном состоянии при повышенной силе гравитации этой более крупной звезды.

По мере роста массы потребность в тепле опережает его производство. Это означает, что обширный топливный запас массивной звезды расходуется быстрее, чем небольшой запас топлива звезды некрупной. В итоге чем больше масса звезды, тем меньше ее ресурс как водородного ядерно-энергетического объекта.

Топливный запас массивной звезды расточается так быстро, что она может оставаться «нормальной» звездой всего несколько миллионов лет. Маленькая звезда расходует свой небольшой запас так экономно, что он может служить ей 200 млрд. лет.

Солнце, которое в этом смысле является промежуточной звездой, имеет запас водорода, который может питать его энергией на протяжении 10–12 млрд. лет. Солнце просуществовало 4,6 млрд. лет, поэтому оно еще не достигло и середины своего срока жизни как нормальной звезды.

О существующих звездах, которые пребывают в фазе своего жизненного цикла, говорят, что они находятся в «главной последовательности». В главной последовательности находится и Солнце. В ней же располагается 85 % видимых звезд.

Не все звезды принадлежат главной последовательности. Как было сделано это открытие, кажется, не имеет ничего общего с упомянутым положением, но все же приводит нас снова к звездам, объясняя происхождение новых. Вот как это случилось.

Всегда считалось, что звезды — это единичные объекты. Правда, существовало несколько мест, где звезды сияли тесной группой, но ведь и люди и деревья могут стоять плотной группой и все же оставаться независимыми, отдельными предметами.

Когда появился телескоп, стало заметно, что звезды иногда группируются более тесно, чем предполагалось раньше. Иногда пара звезд была так близка друг к другу, что простому взгляду казалась одной звездой. Например, Альфа Центавра и Лебедь 61, упомянутые выше, слывшие всегда «едиными звездами», оказались на деле парами очень близких звезд.

Так как звезды расселены в огромных глубинах космоса, можно было бы рассуждать таким образом: одна из пары близких звезд находится совсем рядом с нами, другая же — чрезвычайно далеко. И эти звезды совсем не близки друг к другу, а только кажутся такими, потому что находятся от нас почти в одном направлении.

Если звезды рассеяны в Космосе бессистемно, наудачу, есть вероятность, что некоторые из них будут находиться непосредственно «в затылок» друг другу, а нам казаться близко прижатыми друг к другу.