Все эти миры — ваши. Научные поиски внеземной жизни

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.