Читать «Все эти миры — ваши. Научные поиски внеземной жизни» онлайн - страница 18

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 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. 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.