Генри Норрис Рассел (1877–1957) родился в Ойстер-Бей, шт. Нью-Йорк, и большую часть жизни прожил в Принстоне, куда он переехал в 12-летнем возрасте. С именем Рассела связаны диаграмма Герцшпрунга-Рассела, показывающая зависимость блеска звезд от цвета, и метод связи Рассела-Саундерса, который описывает двухэлектронные взаимодействия в атомных спектрах. После 1919 г., когда индийский физик Мегнад Н. Саха успешно разработал квантово-механическую теорию ионизации, Рассел посвятил себя теоретическому анализу звездных спектров

Один из ведущих астрономов своего времени, Рассел понимал необходимость построения прочного теоретического фундамента для астрономии. Действуя в этом направлении, он способствовал становлению современной астрофизики.

В июле 1923 г. один из сотрудников обсерватории Маунт-Вилсон представил Джорджу Хейлу отчет о «летних встречах», ставших своего рода ритуалом. Вот как он описывал эти встречи: «Приехал Генри Норрис Рассел; он торжественно «вплывал» в помещение … и его буквально распирало от желания говорить. Поначалу говорили все, потом его выступление превращалось в непрерываемое соло. В течение недели он проводил с нами три-четыре беседы; тема бесед — анализ атомных структур с помощью спектроскопии… Перед тем как уехать, большую часть времени он посвятил отождествлению линий титана в соответствии с лабораторными спектрами. Задача оказалась намного сложнее, чем он думал, и он все еще работает над ней, однако главная часть дела выполнена и стало ясно, что собой представляют мультиплеты…»

Генри Рассел в тот период находился в pacцвeтe сил — это был генератор идей в области применения методов современной физики в астрономической спектроскопии. Достаточно упомянуть лишь небольшую часть того, что связано с его именем: диаграмма Герцшпрунга–Рассела, метод Рассела вычисления орбитальных параметров и физических характеристик затменных двойных звезд, связь Рассела–Саундерса. Вместе с Дэганом и Стюартом Рассел написал книгу «Астрономия: Анализ звездных спектров», которая послужила учебником для двух поколений астрономов (Учебник вышел в русском переводе в двух томах в 1934-35 гг.). Более 40 лет Рассел был одним из авторов ежемесячных обзоров по астрономии в журнале «Scientific American».

В обсерваторию Маунт-Вилсон Рассела пригласил Хейл с тем, чтобы тот помог его сотрудникам проанализировать множество лабораторных и звездных спектров и интерпретировать результаты астрономических наблюдений сточки зрения современной физики. Хейл надеялся, что Рассел и другие физики устранят пробел между теоретической физикой и наблюдательной астрономией. Создание теоретического фундамента для астрономии было главной заслугой Рассела, и то, как он решал эту задачу, является отражением не только его профессиональной деятельности, но и переходного периода в развитии астрономии.

Рассел родился в 1877 г. в Ойстер-Бей, шт. Нью-Йорк. Он был старшим сыном в семье священника. Когда ему исполнилось 12 лет, он переехал жить к своей тетке (по материнской линии) в Принстон, чтобы продолжить обучение в этом городе, известном своими первоклассными школами. От своей матери, Элизы Норрис, мальчик унаследовал математические способности и чувство ответственности. Обладая также великолепной памятью, Рассел окончил Принстонскую подготовительную школу в возрасте 16лет и поступил в Принстонский университет, где изучал математику и астрономию. На Рассела-старшекурсника большое влияние оказал Чарлз А. Янг, пионер в области солнечной спектроскопии, поэтому одна из его курсовых работ того времени была посвящена визуальной классификации, звездных спектров. При подготовке выпускной работы его научными руководителями были Янг, математик Генри Б. Файн и астроном Е.О. Ловетт. Не удивительно поэтому, что эта работа Рассела представляла собой смесь математики и астрономии и «потянула» на докторскую диссертацию, которая была посвящена анализу гравитационного воздействия Марса на орбиту недавно открытого астероида Эрос. Результаты этой работы позволили точнее оценить расстояние между Землей и Солнцем.

Уже на старших курсах университета за Расселом утвердилась репутация человека, способного находить новые вычислительные методы. Им были найдены способы решения уравнений для нахождения масс звезд в визуальных двойных системах и определения плотностей переменных звезд типа Алголя, которые большинство астрономов того времени считали особым типом затменных двойных звезд. Вскоре Рассел обнаружил, что у него есть «конкуренты»: Хендрик Дж. Звайерс опередил его почти на 2 года в разработке метода анализа визуально-двойных звезд, а Александр Робертс предложил «метод Алголя» почти одновременно с Расселом.

Конкуренция подстегнула Рассела продолжать работу еще интенсивнее. В 1900 г. он завершает свою докторскую диссертацию, однако в результате перенапряжения у него наступает истощение сил и, чтобы поправить свое здоровье, Рассел на год отправляется в путешествие по Франции. В 1902 г. он продолжает свою работу в Кембриджском университете, но и на этот раз Рассел вынужден был прервать осуществление своих грандиозных планов по изучению (как теоретическому, так и с помощью наблюдений) тригонометрических параллаксов звезд — вероятно, в результате нервного истощения. Не окончив эту работу, он в 1905 г. возвращается в Принстонский университет. В течение следующих пяти лет Рассел пытается найти закономерности между наблюдательными данными и расчетными характеристиками звезд: истинным блеском, цветом, массой, плотностью и спектром.

Основным «материалом» ему послужили звездные спектры, представленные Эдвардом К. Пикерингом, директором обсерватории Гарвардского колледжа. У Пикеринга была целая армия помощниц — среди них Анни Дж. Кэннон, — которые собрали самую большую в мире коллекцию звездных спектров и оценок видимого блеска. Пикеринг предложил Расселу сопоставить абсолютный блеск звезд, который он вычислил по параллаксам в Кембридже, со спектрами этих звезд из гарвардской коллекции.

Результатом этой работы стала знаменитая диаграмма Герцшпрунга–Рассела. (Датский астроном Эйнар Герцшпрунг получил ее независимо между 1908 и 1910 гг.) Диаграмма, опубликованная Расселом в 1914 г. (см. рисунок ниже), показывает, как почти все звезды могут быть классифицированы по блеску и цвету. Эта диаграмма остается важным инструментом в руках теоретиков, работающих над построением теории эволюции звезд.

Диаграмма Герцшпрунга–Рассела была построена Эйнаром Герцшпрунгом и Расселом независимо друг от друга в период между 1908 и 1913 гг. На диаграмме логарифм светимости, или абсолютная звездная величина (вертикальная ось), представлена в виде зависимости между спектральным классом (горизонтальная ось) звезд, который обычно лежит в пределах от синего (О) до красного (М). Большинство звезд располагается на так называемой главной последовательности, простирающейся по диагонали от верхней левой части к нижней правой. Красные гиганты находятся в верхней правой части, а белые карлики — в нижней левой. Большинство астрофизиков ХХ в. пытались дать теоретическую интерпретацию диаграммы. Изображенная здесь диаграмма, построенная Расселом, впервые была опубликована в 1914 г. в журнале «Рорulаr Аstrоnоmу». Кружки соответствуют различным доверительным уровням для звездных параллаксов

В те годы Рассел занимался разработкой теории эволюции звезд (гигантов и карликов), основываясь на ранее высказанной гипотезе Нормана Локьера. Согласно этой теории, звезда поначалу представляет собой гигантское газовое облако (красный гигант), которое разогревается в результате гравитационного сжатия до критической точки, в которой она уже не ведет себя как идеальный газ. По мере дальнейшего сжатия звезда охлаждается и превращается в плотный карлик, который продолжает охлаждаться и сжиматься. Не следует забывать, что в то время ядерные реакции не были известны и теория была основана на гравитационном взаимодействии и кинетической теории газа. Кроме того, астрономы также имели мало свидетельств, которые могли бы служить подтверждением, что звезды ведут себя как идеальный газ. Связь между современной физикой и астрономией была все еще слабой.

В 1911-1912 гг. Рассел предложил эффективный метод вычисления орбитальных параметров и физических характеристик затменных двойных звезд, который позже стал известен как метод Рассела для затменных двойных звезд.

В 1910 г. за работы в области звездной астрономии Рассел получил должность профессора в Принстонском университете, где он оставался до конца жизни. Хотя Рассел был далек от политики и не создавал никаких новых учреждений, к началу первой — мировой войны он был одним из ведущих астрономов США, который мог влиять на выбор направлений исследований и играть определенную роль в профессиональной деятельности других людей далеко за пределами Принстона. Один из его первых учеников, Харлоу Шепли, стал в 1921 г. директором обсерватории Гарвардского колледжа. Когда Хейл, Эдвин Б. Фрой и Отто Струве поочередно были редакторами журнала «Astrophysical Journal», они обращались к Расселу за советом по поводу планируемых публикаций.

Число учеников Рассела было невелико, но они были среди лучших. Так, Дональд Х. Мензел, ставший в 1954 г. директором обсерватории Гарвардского колледжа, внес значительный вклад в изучение внешних слоев Солнца и физической природы газовых туманностей. Лайман Спитцер-младший одним из первых применил идеи физики плазмы к изучению звезд. В 1947 г., после ухода Рассела в отставку, он стал директором обсерватории Принстонского университета. По мнению Струве, в 30-х годах Принстонский университет был единственным учебным заведением в США, где, благодаря усилиям Рассела, читался курс теоретической астрофизики.

Первая мировая война заставила Рассела направить свою энергию на исследования в области аэронавигации и звукометрии, однако он не переставал изыскивать пути комплексного развития американской астрономии. Благодаря самым большим в мире телескопам и благоприятному астроклимату США занимали лидирующее положение в наблюдательной астрономии. В обсерватории Гарвардского колледжа, Ликской и Йеркской обсерваториях проводились главным образом исследования звезд, начавшиеся еще в конце прошлого века.

Рассел понимал, что США отстали от Европы в области теоретической астрофизики, поэтому он поставил под сомнение целесообразность осуществления бесконечного числа проектов каталогизирования, которые хотя и позволяли картографировать небо со все возрастающей детальностью, однако не имели соответствующего теоретического базиса. Несколько столетий назад законы, открытые Ньютоном, были успешно использованы для описания орбитального движения небесных тел. Можно ли применять законы теплового излучения и квантовой физики, открытые Планком, Бором и Эйнштейном, для изучения строения звезд?

Рассел и другие теоретики считали, что, прежде чем планировать дальнейшие программы в области наблюдательной астрономии, необходимо попытаться ответить на эти вопросы. В 1916 г. он открыто выразил сомнение в целесообразности работ своего старого друга и наставника Пикеринга. По словам Рассела: «Слишком часто работа начинается вестись полным ходом еще до того, как полностью отработаны методы». В 1917 г. по просьбе Хейла Рассел подготовил первый анализ развития астрономии для недавно созданного Национального исследовательского совета. В этом анализе он подчеркивает, что теоретическая физика могла бы стать прочной основой для многих направлений в астрономии. В своем письме Пикерингу, написанном в том же году, Рассел так отзывается о предстоящей работе одной из ассистенток Пикеринга: «Откровенно говоря, мне кажется, что мисс Кэннон больше интересует то, как выглядят спектры, а не то, что они означают. Не думаю, что это умаляет ее заслуги перед астрономией, наоборот, ее пристальное внимание к фактам, безотносительно к современным теориям, делает ее особенно пригодной к выполнению той грандиозной работы, которой она занята».

В ответ на это Пикеринг, полагавший, что Гарвардская наблюдательная программа не была представлена должным образом в Национальном исследовательском центре, заметил, что в интересах развития астрономии было бы, возможно, неплохо, если бы «мечтатель запрашивал у практичного человека те факты, которые ему нужны». Спор дальше этого не пошел. После смерти Пикеринга в 1919 г. Рассел воздал ему должное, сказав о нем следующее: «…Никто иной, как Пикеринг, предоставил мне спектральную информацию о звездах с измеренными мною параллаксами — безвозмездный дар молодому и безвестному ученому,— которая вывела меня на путь, приведший к теории гигантов и карликов. Я думаю, вряд ли найдется более щедрый ученый».

И все же Рассел был непоколебим в том, что астрономия должна изменить направление своего развития. В 1917 г. в одном из своих писем Пикерингу, он отмечал: «Современная астрономия напоминает мне армию, наступающую по двум направлениям — на одном из них ведутся наблюдения, на другом — изучаются основные принципы. Если движение в этих направлениях будет совершаться без постоянного взаимодействия, армия не продвинется вперед». Рассел поставил перед собой задачу возглавить «теоретический фланг» в американской астрономии и превратить его в современную астрофизику.

Несмотря на свои намерения, в послевоенные годы Рассел порой «плыл по течению». В 1914-1919 гг. им было опубликовано 26 астрономических статей, тематика которых охватывает 15 различных областей: двойные звезды, орбита Луны, энергия звезд и их эволюция, звездные величины и массы, параллаксы, переменные звезды и др. Хотя эта работа была значительной, она определенно не стала вехой на намеченном Расселом пути.

Доклад Рассела, представленный в Национальный исследовательский совет в 1917 Г., свидетельствует о том, что он понимал, что изучение структуры и эволюции звезд на основе открытий, сделанных Планком, Бором и Эйнштейном, было невозможно без анализа звездных спектров, вместе с тем Рассел был ограничен в своих попытках идти по такому пути. В то время астрономы могли идентифицировать химические элементы, порождающие некоторые линии излучения или поглощения лишь путем их сравнения с лабораторными стандартами. Классификация звезд по их спектрам производилась только качественно — по отсутствию или наличию спектральных линий и их интенсивности. Астрономы имели лишь смутное представление о физических механизмах, определяющих характер линий поглощения и излучения в спектрах. Рассел и другие исследователи признавали, что различия в звездных температурах были главной причиной различия спектров, а состав звезд — вероятно, лишь вторичной причиной, однако высказывались сильные аргументы против этой точки зрения. В то время еще не существовало убедительного объяснения, почему различия в температуре порождают различные особенности звездных спектров.

Страница июльского номера журнала «Scientific American» за 1921 г. со статьей Рассела «Что могут поведать о звездах атомы и электроны»

Более уверенно астрономы чувствовали себя в объяснении сплошных спектров: непрерывного радужного фона, на который наложены линии излучения или поглощения звезд. Благодаря в основном блестящим колориметрическим экспериментам, проведенным в Германии, существовала некоторая уверенность, что количественный показатель звездного излучения в заданном диапазоне длин волн (колор-индекс звезды) имеет некоторое отношение к известному спектру Планка для абсолютно черного тела, т.е. спектром теоретического объекта, чья излучательная способность зависит лишь от температуры. Однако эта связь была еще недостаточно установленной; кроме того, многие звезды, казалось, ведут себя вовсе не как абсолютно черное тело.

Рассел не был единственным, кто осознавал необходимость более глубокого изучения звездных спектров. В Великобритании эту точку зрения разделял главный «напарник» Рассела — Артур Стэнли Эддингтон, проводивший исследования в Кембриджском университете. Формула Планка позволяет подсчитать поверхностную яркость объекта, т.е. количество излучения, испускаемого единичной площадью объекта в единичном телесном угле. Чтобы показать, что звезда ведет себя как абсолютно черное тело, необходимо знать соответствующий ей телесный угол или ее видимый диаметр. И наоборот, если допустить, что звезда ведет себя как абсолютно черное тело и известна ее поверхностная яркость, то можно подсчитать ее видимый диаметр.

В 1920 г. Эддингтон в своем президентском обращении к Ассоциации содействия развитию науки в Великобритании отмечал, что «в наши дни, вероятно, самой настоятельной потребностью звездной астрономии, удовлетворение которой дало бы нам возможность убедиться, что наши теоретические изыскания начались с верных позиций, являются средства измерения видимого углового диаметра звезд». Эддингтоном была затем оценена температура и поверхностная яркость Бетельгейзе по ее колор-индексу: он показал, что если бы она вела себя как абсолютно черное тело, то соответствующая ей дуга равнялась бы 0,051 '' или 1/36 000 углового диаметра Луны.

Интерферометр Майкельсона был установлен в 1920г.на100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон. Свет от звезды отражается от двух подвижных зеркал, расположенных на каждом конце фермы длиной 6 м. Два луча света сходятся в фокусе телескопа, где они интерферируют. Перемещая зеркала, можно добиваться исчезновения интерференционных полос. Расстояние между зеркалами в этой точке является мерой углового размера звезд. С помощью этого метода разрешающая способность телескопа становится такой же, как и у телескопа с диаметром зеркала 6 м. Инструмент был собран под руководством Майкельсона, а в конце 1920 г. Фрэнсиз Г. Пиз (запечатлен на снимке) впервые определил угловой размер звезды Бетельгейзе

Вскоре эта оценка была подтверждена. Эддингтону и Расселу было известно, что в обсерватории Маунт-Вилсон под руководством Альберта Абрахама Майкельсона строится принципиально новый астрономический инструмент — 20-футовый оптический интерферометр, который будет установлен на новом 100-дюймовом телескопе Хукера (см. рисунок выше). Интерферометр давал возможность измерять малое разделение двойных звезд и даже угловой диаметр звезд. Хейл, работавший в то время в Пасадене, прочитав в журнале «Nаturе» (за 2 сентября 1920 г.) обращение Эддингтона, тут же написал Майкельсону, что наконец-то у них есть приемлемое теоретическое предсказание углового диаметра одной из звезд. В декабре интерферометр Майкельсона был введен в действие и вскоре с помощью него предсказание Эддингтона подтвердилось. Это было первым подтверждением средством наблюдательной астрономии, что поведение звезд действительно согласуется с законами современной физики.

Рассел также теоретически вычислил диаметр Бетельгейзе; его результаты, опубликованные в конце декабря 1920 г., ненамного отличались от наблюдаемой величины, однако предсказание Эддингтона было ближе к ней. Хотя позже Майкельсон по достоинству оценил предсказание Рассела, сам Рассел уже понимал из этого эпизода, что в астрономии будущего центральная роль будет принадлежать методам Кембриджской школы, занимавшей передовые позиции в применении достижений теоретической физики в изучении звезд.

В декабре 1920 г. произошло событие, изменившее многое. В тот месяц Расселу попал в руки октябрьский номер журнала «Philosophical Magazine»,содержавший статью Мегнады Н. Сахи — малоизвестного молодого физика из Калькутты. В своей работе Саха связал ионизирующий потенциал химического элемента (энергию, необходимую для высвобождения электрона из ядра) и степень его ионизации с температурой и давлением окружающей среды. Рассел сразу понял, что подход Сахи является главным ключом к спектрам звезд, который он искал. В своем письме к Уолтеру С. Адамсу, одному из своих коллег в обсерватории Маунт-Вилсон, Рассел отмечал: «Я думаю, что через несколько лет мы сможем использовать наши знания об ионизирующих потенциалах для вычисления температуры атмосфер звезд по спектроскопическим данным».

Мегнад Н. Саха родился в 1893 г. в Восточной Бенгалии (ныне Бангладеш) в семье лавочника. В нем рано проявились способности к математике и физике. В 1918 г. Калькуттский университет, который он закончил, присудил ему степень доктора наук. Вскоре после этого Саха занялся решением астрофизических проблем, используя свои познания в термодинамике и квантовой механике. В статьях, написанных в 1919–1921 гг. в Калькутте и Великобритании, Саха применил понятие термоионизации в исследовании атмосфер звезд и проложил путь к изучению звездных спектров. Эти его работы некоторые считают началом современной астрофизики. Несмотря на важность работ Сахи, он не был приглашен его американскими и европейскими коллегами для совместного дальнейшего развития его теории. Саха вернулся в Индию в Калькуттский университет, но вскоре получил должность профессора физики в Университете Аллахабада. В последующие 20 лет он играл одну из главных ролей в создании Индийского Национального института наук, Индийского физического общества и Индийской организации научных новостей. После возвращения в Калькуттский университет в 1938 г. он основал Институт ядерной физики и настаивал на необходимости создания системы национального планирования на научной основе. В 1951 г. Саха был избран в Индийский парламент как независимый его член и оставался им до своей смерти в 1956 г.

Используя боровскую модель атома, Саха применил концепции термодинамического равновесия и термической ионизации к атмосферам звезд. Согласно модели Бора, при столкновении фотона с атомом может происходить переход электрона с одного энергетического уровня на другой, фотон при этом поглощается. В обратном процессе, при переходе электрона на более низкий уровень происходит излучение фотона. Саха пришел к выводу, что вышеуказанные концепции можно применить для объяснения поведения атомов в атмосферах звезд. В частности, он показал, почему спектральные линии данного элемента сильнее при одних температурах и слабее при других.

Например, когда температура атмосферы звезды намного ниже 4000 К, в большинстве атомов водорода электроны находятся на низшем энергетическом уровне. (Такие звезды относятся к классам K и M в известной Гарвардской классификации — O, B, A, F, G, K, M, в которой звезды класса O — самые «голубые», а класса M — самые «красные».) Фотоны не способны вызывать переход между более высокими энергетическими уровнями и поглощаться в этом процессе. В результате в спектре будут отсутствовать линии поглощения, соответствующие переходам между более высокими уровнями. При температуре около 10 000 K происходят переходы между этими уровнями, и в оптическом диапазоне преобладают линии поглощения («серии Бальмера»). В значительно более горячих звездах (класс A) большая часть атомов водорода ионизована или находится в сильно возбужденном состоянии, и все переходы совершаются за верхней границей оптического диапазона, поэтому линии поглощения водорода вновь становятся слабыми. Высокое давление приводит к уменьшению степени ионизации, поэтому давление атмосферы звезды также влияет на вид ее спектров поглощения и излучения.

Вскоре Саха, находясь по-прежнему в Калькутте, опубликовал еще две статьи. Затем он отправился в Англию, надеясь поработать в Кембридже, но встретил дружеское отношение лишь со стороны Альфреда Фаулера из Имперского колледжа науки и техники в Лондоне. Свою четвертую статью Саха опубликовал после того, как он стал работать в лаборатории Фаулера. В ней он показал, что классификация O, B, A, F, G, K, M представляла не только последовательность колор-индексов звезд от синего до красного, но и последовательность абсолютных температур, причем класс O соответствовал самым горячим, а класс М — самым холодным звездам.

Находясь в Лондоне, Саха как-то с сожалением заметил: «У нас практически нет лабораторных данных, которыми мы могли бы руководствоваться». Рассел также осознавал острую необходимость в надежных данных спектрального и ионизационного анализа, но в отличие от Сахи он знал, где достать их — у Джорджа Хейла, в обсерватории Маунт-Вилсон.

Уже в своем декабрьском письме Адамсу Рассел наметил пути, позволяющие использовать открытие Сахи. Адамс уже давно предполагал, что различия в давлении в атмосферах звезд могут влиять на вид звездных спектров. Его собственный метод спектроскопических параллаксов, который он разработал совместно с Антоном Кольшюттером и в котором некоторые спектральные особенности могут служить показателями расстояния, лишь «намекал» на роль давления в формировании спектров звезд. Теория же Сахи поставила этот метод на прочную теоретическую основу. Рассел обратил на это внимание Адамса и посоветовал ему воспользоваться его же огромным «запасом» звездных спектров, накопленным в Маунт-Вилсоне, при этом он предложил Адамсу попытаться обнаружить молекулярный водород в атмосфере очень холодных звезд.

Следующим летом Рассел сам приехал на Маунт-Вилсон с тем, чтобы совместно с другими исследователями попробовать применить теорию Сахи к объяснению звездных спектров. На Маунт-Вилсоне он провел все лето. В течение последующих двух десятилетий Рассел оставлял Принстон один, иногда два раза в год и отправлялся в Пасадену работать в отделе, где хранились спектры, полученные в обсерватории Маунт-Вилсон. По пути он часто останавливался в других обсерваториях, где давал консультации, добывал для себя спектроскопические данные и читал лекции по широкому кругу вопросов. Хотя Рассел продолжал заниматься многим из того, над чем работал раньше, например изучением двойных и переменных звезд, новую свою цель он видел в создании теории звездных спектров. Во время своего первого пребывания летом на Маунт-Вилсоне он сказал на одной из своих лекций, что теория Сахи «дала возможность астрономам, физикам и химикам построить атомную модель излучения и поглощения». К тому времени Рассел уже использовал спектроскопию Солнца на обсерватории Маунт-Вилсон, с тем чтобы показать, что некоторые предсказания Сахи были верными и что его теория в целом способна объяснить поведение элементов в солнечной атмосфере. Рассел отмечал: «Это лишь единственный пример огромных возможностей, которые открывает новая область исследований. Даже для оценки этих возможностей предстоит выполнить большую работу; астрономы, физики и химики должны объединить свои усилия в этом направлении… Без излишней самоуверенности можно предположить, что через несколько лет ученые будут располагать теорией звездных спектров и намного продвинутся вперед в изучении строения атомов».

Рассел не был единственным, кто видел эти возможности. Саха продолжал работать над своей теорией и нуждался в поддержке — в одном из своих писем Хейлу он попросил предоставить ему те же данные, что были в распоряжении Рассела. В то же время исследователи из Великобритании Ральф Х. Фаулер и Артур Милн также поняли потенциальное значение работы Сахи. В течение следующих нескольких лет они работали над завершением его теории. Фаулер и Милн обратили внимание на то, что формула Сахи для описания спектральных Гарвардских классов как последовательности абсолютных температур не учитывала должным образом тот факт, что атмосфера звезды состоит из более чем одного элемента, и внесли необходимые коррективы. Кроме того, они более четко определили роль давления. Теория Сахи легла в основу работ многих других исследователей, однако наиболее «массированное наступление» на звездные спектры было предпринято на Маунт-Вилсоне под руководством Рассела и Хейла. Рассел сам ответил на письмо Сахи, оказав тем самым любезность Хейлу, в котором он обрисовал планы работ на Маунт-Вилсоне. Он заверил Саху, что они намерены следовать его путем. Однако сам Саха не был приглашен присоединиться к ним.

Вскоре после проверки предсказаний Сахи Рассел пошел в том же направлении, что Фаулер и Милн с целью доработки самой теории, в частности чтобы попытаться объяснить спектральные аномалии, неучтенные в первоначальном варианте теории Сахи. Поначалу предстояло найти ответы на следующие вопросы: чем объясняется неожиданное поведение бария и почему во всех спектрах звезд обнаруживается водород?

Рассел установил, что барий был гораздо сильнее ионизован, чем натрий в солнечном спектре,что выглядело весьма странно, поскольку два этих элемента имеют одинаковый потенциал ионизации. В поисках решения этой проблемы Рассел погрузился в теорию, чтобы классифицировать спектры щелочноземельных металлов, к которым относится барий.

Щелочноземельные металлы отличаются своей двухвалентностью, т.е. тем, что имеют на внешней орбите не один, а два электрона. Вместе с Саундерсом Рассел построил уточненную модель структуры атомов, согласно которой в генерировании спектральных линий участвовали два электрона. Правила двухэлектронного взаимодействия, выведенные в этой совместной работе, в настоящее время известны как метод связи Рассела–Саундерса. С его помощью были объяснены спектры бария и щелочноземельных металлов. Еще не окончив эту работу, Рассел предпринял следующий шаг — исследовал спектры трехвалентных атомов. Он выбрал титан и вывел еще одно правило перехода. Рассел был в восторге — его методы раскрывали секреты звезд, а звездные спектры могли теперь служить также инструментом для более глубокого проникновения в тайны атомов.

Хотя работа Рассела по изучению особенностей спектров бария и титана увенчалась успехом, проблема водорода не давала ему покоя. В то время астрономы полагали, что ни один из элементов не преобладает в атмосферах звезд, которые рассматривались как газообразные смеси в основном тяжелых элементов — в частности железа. Кроме того, теория строения звезд Эддингтона требовала, чтобы средний молекулярный вес газа на много превышал молекулярный вес водорода. Тем не менее водород обнаруживался практически во всех звездных спектрах.

В поиске решения этой проблемы Рассел и астрономы из обсерватории Маунт-Вилсон решили перекалибровать длины волн солнечного спектра по лабораторным стандартам. В Принстоне Рассел и его бессменный ассистент Шарлотта И. Мур произвели калибровку интенсивности линий солнечного спектра в соответствии с новой теорией, разработанной Расселом и другими астрономами. В результате интенсивность различных линий была выражена через относительные концентрации элементов в солнечной атмосфере.

Однако проблема водорода оставалась нерешенной. Несмотря на спектроскопические данные, Рассел скептически относился к тому, что водород преобладает в атмосфере всех звезд. Вскоре он посылает Мензела в Гарвард с тем, чтобы тот проанализировал гарвардскую коллекцию звездных спектров. К тому времени относится приезд в обсерваторию Принстонского университета молодого астронома Сесилии Пейн, недавно окончившей Кембриджский университет в Великобритании (директором обсерватории этого университета был Эддингтон) и вооруженной идеями Фаулера и Милна. Она также намеревалась исследовать атомную структуру, используя гарвардские спектры, и научиться определять присутствие элементов в атмосфере звезд лучше, чем это делал Саха. Пейн удалось осуществить задуманное и результаты ее работы содержатся в знаменитой докторской диссертации, написанной ею в 1925 г., где она первая пришла к выводу, что водород — самый распространенный элемент в атмосферах звезд.

Вывод Пейн был принят не сразу. Он угрожал теории строения звезд Эддингтона, и Рассел попытался убедить Пейн, что ее результаты немыслимы. В опубликованном варианте своей диссертации Пейн последовала «указаниям» Рассела, хотя втайне считала свой вывод верным.

Тем не менее проблема избыточности водорода возникала снова и снова. Рассел продолжал утверждать до 1928 г. включительно, что такой проблемы не существует, несмотря на то, что многие из его коллег стали склоняться к тому, что первоначальный вывод Пейн был все же верным. Рассел мобилизовал все силы, имевшиеся в его распоряжении в Принстонском университете и на Маунт-Вилсон, для окончательного решения этой проблемы. Наконец в своей блестящей статье, написанной в 1929 г. (о которой сам Рассел говорил, что это была предпринятая им «разведка новой местности»), он объединил все спектроскопические данные, собранные совместно с Муром, и сделал вывод, что атмосферы звезд действительно состоят главным образом из водорода.

В тот период Расселу стало известно, что Альбрехт Унзольд — ученик физика-теоретика Арнольда Зоммерфельда, прекрасно владеющий методами квантовой теории, — смог «извлечь информацию» об абсолютной избыточности водорода в атмосфере звезд по профилям спектральных линий — подход, который сам Рассел никогда прежде не пытался применить. Унзольд также подтвердил, что атмосфера звезд состоит главным образом из водорода, и Рассел понимал, что метод молодого немца был гораздо более эффективным, чем его собственный.

Работа Унзольда, столь успешно применившего квантовую теорию, была предвестником будущих методов изучения атмосфер звезд. Унзольд и многие другие ученые Европы уточнили первую грубую оценку относительного содержания элементов в солнечной атмосфере, полученную Расселом. Хотя Рассел был рад, что результаты его работы обрели более точную форму, он понимал, что лидерство перешло к «квантовым механикам». Даже в середине 20-х годов, когда Рассел был занят разработкой теории мультиплетных спектров, Зоммерфельд, Х. Хёкел и Р. де Л. Крониг уже «шли по горячим следам» и опередили его в публикации своих результатов.

Участвуя в этих состязаниях, Рассел убедился, что в Европе уже целая армия физиков занимается изучением атомных структур. Он видел, что они имели численное превосходство и значительно дальше продвинулись вперед. Частично это поражение объясняется неприятием нового направления развития физики. Рассел не чувствовал себя уверенным в сложном математическом мире квантовой механики и предпочитал работать с тем, что он называл «астрономической моделью атома» Бора, не идя при этом дальше понятия «спин». И много позже, как и Макс Борн, Рассел по-прежнему называл принцип неопределенности Гейзенберга «принципом ограниченной измеримости». С сомнением относился Рассел и к идее корпускулярно-волнового дуализма, хотя с готовностью применял каждую из двух моделей для решения «практических задач».

В конце 20-х годов Рассел решил уступить место в определении пути развития теории другим. Он продолжал восхищаться действенностью и всеобщностью модели атома Бора и ее способностью приводить к правилам для вычисления атомных спектров. Вместе со многими другими физиками-спектроскопистами своего поколения Рассел довольствовался решением задачи — как применить модель атома Бора к спектрам, с тем чтобы изучать, как устроены атомы.

Расселу принадлежит роль пионера в астрофизике в том смысле, что он был одним из тех, кто указал путь, которым следует идти. Он был переходной фигурой, которая никогда не совершала сама переход полностью. Это сделали его ученики, перенявшие многое от своего учителя. К ним относятся такие известные в астрономии имена, как Спитцер и Мензел, а также те, кого они сами учили.

Учитывая ту роль, которую Рассел сыграл в астрономии, Шепли присвоил ему титул «Главы американских астрономов». В Расселе сочетались два классических типа ученых одному из них была свойственна глубина познания, другому — масштабность. Он понимал необходимость проведения систематических астрономических наблюдений, но в то же время, без должного теоретического уровня чувствовал себя неуютно там, где намечались обширные проекты. Сквозь завесу неопределенности Рассел умел различать перспективные направления исследований. Как однажды заметила Сесилия Пейн-Гапошкина в конце своей жизни: «Рассел умел отличить стоящую вещь». Благодаря этой своей особенности, а также способности вызывать у других интерес к проведению систематических исследований, основываясь на теории, Рассел обрел широкую известность. В обзоре астрономов, опубликованном в 1946 г., Рассел упоминается чаще всего как прекрасный учитель, умеющий заинтересовать учеников; его работы цитировались в среднем 50 раз в год в 60-х и 70-х годах, т.е. спустя много времени после его смерти в 1957 г., последовавшей на 79 году жизни.