Прокрути мы всю последовательность космической истории снова, могла бы жизнь зародиться раньше? Могла ли она развиваться быстрее? Или мы и так добились необычайного успеха, поскольку жизнь в целом очень редко принимает такие сложные формы? А что, если немного изменить условия в нашей Вселенной? Могла ли жизнь эволюционировать по-другому?‹‹5›› Стоит ли нам полностью сосредотачиваться на поисках сложной жизни? Кто сказал, что примитивные формы жизни, пусть даже отличные от земных, не заслуживают нашего внимания? Ответ на этот вопрос зависит от того, для чего это вам нужно: обсуждать кинофильмы или изучать процессы развития жизни. Чтобы понимать, при каких условиях жизнь может возникнуть во Вселенной, а при каких — нет, нам важно учитывать, из чего могут состоять живые организмы и откуда они берут строительный материал.
Мы все состоим из звездной пыли
Периодическая таблица Менделеева — настоящее произведение искусства. Это также наиболее удачная из когда-либо созданных научных схем‹‹6››. Она описывает все известные науке химические элементы и демонстрирует с невероятной наглядностью, как свойства вещества зависят от структуры его атомов. Элементы периодической таблицы образуют последовательность: каждый элемент описывается своим атомным числом, которое равно количеству протонов в его ядре. В ядре атома водорода — один протон, у гелия — два (уравновешенные двумя нейтронами), у лития — три и т. д. Это позволяет нам ответить на некоторые основополагающие вопросы мироздания (настолько основополагающие, что вы никогда о них не задумывались): существуют ли химические элементы легче водорода? Может ли существовать неизвестный науке элемент между водородом и гелием? Ответ на оба эти вопроса отрицательный — нельзя составить ядро атома, взяв какую-то часть протона. В периодической таблице нет пробелов: нам известны все существующие в природе элементы от водорода до урана (92 протона). Мы даже знаем последовательность элементов тяжелее урана — так называемые трансурановые элементы. Это короткоживущие, радиоактивные, нестабильные элементы, которые были искусственно получены в ядерных лабораториях.
Откуда взялись все эти элементы? Случайность ли то, что на Земле оказался их полный набор? Давайте вернемся к самому началу: если начать отсчет в момент Большого взрыва, то к тому времени, как вы досчитаете до 200 или около того, наблюдаемая Вселенная будет размером примерно в один световой год в диаметре. Все, что мы считаем «нормальной материей» — протоны, нейтроны, электроны, — находится в состоянии плазмы при температуре несколько миллионов градусов. Только что закончилась фаза первичного нуклеосинтеза, в ходе которой в результате слияния ядер водорода образовывались ядра гелия. Может показаться, что это фаза была не слишком продуктивной: лишь около 25 % от общей массы рассеянного во Вселенной водорода превратилась в гелий. Далее незначительная‹‹7›› часть получившегося гелия трансформировалась в литий. На этом все и закончилось. За последующие 600 млн лет не было создано никаких новых химических элементов.
Разумеется, обидно сознавать, что за кратким периодом бурной деятельности последовал столь долгий перерыв, но для этого имелись веские причины. Ядерный синтез возможен лишь в условиях огромных температур и плотностей‹‹8››. Такие условия существовали лишь в течение нескольких минут на раннем этапе существования Вселенной. В следующий раз они сложатся только после того, как возникнут первые звезды, и в условиях сверхвысоких температур и плотностей в недрах этих звезд вновь запылает огонь термоядерного синтеза.
Звезды — это настоящие ядерные скороварки, где элементы сливаются в термоядерном пламени, производя все более и более тяжелые атомные ядра вплоть до железа (содержащего 26 протонов). Вследствие некоторых особенностей физики элементарных частиц синтез атомных ядер легче железа в условиях высокой температуры и давления приводит к выделению небольшого количества дополнительной энергии. Эта энергия позволяет плазме оставаться горячей и тем самым поддерживает реакцию термоядерного синтеза. Но у атомных ядер тяжелее железа каждое слияние требует дополнительной энергии: в результате температура звезды снижается и ядерное буйство со временем затухает. Вследствие этого звезды, особенно массивные, способны производить элементы с атомным числом меньше железа, и не более того.
Это примерно третья часть всех элементов периодической таблицы. Откуда же взялись все остальные? В конце жизненного цикла звезд, когда огромное давление их внешних оболочек больше не способно поддерживать реакцию термоядерного синтеза в центре звезды, может произойти катаклизм. Звезды с низкой массой — одного порядка с массой Солнца — кончают свой жизненный цикл как белые карлики — тлеющие звездные «угли», которые когда-то были горячим ядром звезды. Термоядерное пламя гаснет, «зола» медленно (очень медленно) остывает и перестает излучать свет.
Совершенно другая судьба ожидает звезды большей массы. В белом карлике силам гравитационного сжатия противостоит принцип запрета Паули, согласно которому количество электронов, которое может находиться в определенном пространственном объеме внутри погасшей звезды, строго ограничено. Это свойство материи называют давлением вырожденного электронного газа. В более массивных звездах эта сила не может противостоять огромному гравитационному давлению. В таком случае коллапс останавливается на стадии нейтронной звезды диаметром всего несколько километров, поддерживаемой в равновесном состоянии давлением уже не электронного, а вырожденного нейтронного газа‹‹9››. Для сравнения можно указать, что радиус Солнца равен 700 000 км, что примерно в 100 000 раз больше радиуса нейтронной звезды. Когда внешние слои умирающей звезды сжимаются под влиянием гравитации, возникающая гигантская температура и плотность материи дают энергию для последнего, всепоглощающего взрыва. В его пламени происходят реакции синтеза ядер тяжелых элементов вплоть до урана (а возможно, и больших), которые затем выбрасываются энергией взрыва в окружающий космос. Итак, вы только что наблюдали вспышку сверхновой!
Хоть в это трудно поверить, но сверхновые играют фундаментальную роль в истории зарождения жизни во Вселенной: они завершают ядерный синтез элементов периодической таблицы, а также служат механизмом их доставки, выбрасывая в окружающий космос богатое разнообразие новых элементов. Все атомы тяжелее водорода и гелия, которые необходимы для важнейших жизненных процессов (будь то атом железа в гемоглобине у нас в крови или атом магния в центре молекулы хлорофилла), ведут свою историю от термоядерной реакции в недрах звезд или от взрыва сверхновой.
Наше место в космосе
Итак, мы выяснили, что возраст нашей Вселенной составляет 13,8 млрд лет. Она очень велика в объеме и даже, возможно, бесконечна. Множество химических элементов, возникших внутри звезд или при взрывах сверхновых, было распределено по всему космосу. Теперь я бы хотел затронуть вопрос, как наша Земля и Солнце с его Солнечной системой вписываются в этот обширный космический ландшафт. Как они возникли и было ли это редкой удачей или самым заурядным событием?
Мы остановились в истории расширяющейся Вселенной вскоре после образования первых звезд и сверхновых, через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. Словно бы в ответ на расширение Вселенной, вещество начало сжиматься под воздействием гравитации. Газовые облака коллапсировали и сталкивались, и таким образом начали формироваться ранние предшественники будущих галактик. Освещаемые изнутри первыми звездами, галактики постепенно превратились в огромные скопления огней, которые мы наблюдаем сегодня. Расстояния между галактиками колоссальны, и лишь в исключительно редких случаях они сталкиваются, происходят гигантские космические «крушения поездов». Большую часть своей истории галактики изолированы и замкнуты. Внутри каждого такого звездного скопления из облаков газа и пыли зарождаются новые поколения звезд, каждая из которых проходит стадию термоядерного синтеза, и каждая ядерная реакция заполняет новую ячейку в персональной периодической таблице этой звезды. Наиболее массивные звезды взрываются, обогащая галактику тяжелыми элементами, которые медленно аккумулируются в следующих поколениях звезд.
Наше Солнце зародилось уже после того, как сменилось несколько поколений звезд, но даже тогда тяжелые элементы‹‹10›› составляли не более 2 % от общей массы газового облака, из которого сформировалось наше светило. Вы можете спросить, почему так мало? Почему не 10 %, не 50 % или даже больше? Ответ состоит в том, что большая часть вещества, из которого состоят звезды, не принимает участия в реакции термоядерного синтеза. Роль внешних оболочек звезды, находящихся за пределами ядра, заключается в создании гравитационного давления. Это давление приводит к тому, что температура и плотность внутри ядра непрерывно растут, пока не достигнут величины, достаточной для начала термоядерного синтеза. Со временем, когда в ядре закончится запас легких элементов, служащих топливом для поддержания термоядерной реакции, звезда может либо превратиться в белый карлик, либо вспыхнуть сверхновой. В последнем случае взрыв выбрасывает в окружающее пространство почти весь верхний слой звезды.
Наше Солнце и его планетная система начинали свою жизнь как медленно клубящееся газопылевое облако. По мере того как облако остывало, его материя начинала сжиматься под воздействием гравитации, в нем возникло ускоряющееся вращение вокруг центра, и со временем оно приняло форму уплощенного диска. Большая часть вещества постепенно сосредотачивалась в центре, где в конечном итоге под воздействием высокой плотности и температуры началась реакция термоядерного синтеза. Так зародилось наше Солнце. Солнечное излучение подняло температуру в прилегающих к нему слоях газопылевого диска, и все легкоплавкие летучие вещества просто испарились в пространство. Оставшиеся тяжелые элементы постепенно стали слипаться в микроскопические крупинки. Достаточно большие агрегаты уже могли притягивать мелкие крупинки силой гравитации, а также поглощать другие агрегаты, беспорядочно сталкиваясь с ними, как автомобильчики в парке аттракционов.