процессы продолжаются в Млечном Пути и сегодня, поскольку наши гамма-телескопы обнаружили фотоны с энергией 1,8 МэВ от распада 26Mg. Это позволяет заключить, что в любой момент времени в межзвездном пространстве рассеяно около двух солнечных масс 26Al.

Если бы этот изотоп распределялся равномерно, то, учитывая огромный объем нашей Галактики, в любом определенном месте, например – в нашем протосолнечном облаке, находилось бы неизмеримо малое количество 26Al (менее 50 кг во всей туманности). Но поскольку в космологических масштабах времени период полураспада 26Al довольно короток, он не охватывает всю галактику равномерно, а концентрируется в регионах, где формируются звезды.

Единственный изотоп Алюминия, который живет более 10 минут – помимо 26Al, – это стабильная форма 27Al. Таким образом, соотношение 26Al/27Al в ранней Солнечной системе, которое мы можем вывести из современного уровня 26Mg и 27Al, составляет 26Al/27Al = 5 × 10–5 (хотя были получены и другие оценки, в два раза ниже, поэтому есть основания предполагать, что радиоактивные частицы могли распределяться неравномерно по всему диску). Это число интересно, потому что оно потенциально может решить другую загадку ранней Солнечной системы – проблему дифференциации астероидов.

Планета, подобная Земле, накапливает так много энергии от огромного количества планетезималей, падающих на нее во время формирования, что становится очень горячей – настолько, что может расплавить камни и позволить тяжелым элементам собраться в ядре, в то время как более легкие всплывают на поверхность. Это распределение по плотности и есть дифференциация, о которой мы упоминали в главе 12. Но для меньших тел, скажем для астероидов, диаметр которых не превышает десятков и сотен километров, гравитационной энергии, высвобождаемой во время аккреции, недостаточно, чтобы их расплавить, и мы могли бы ожидать, что они будут напоминать не гладкое тело с распределенными элементами, а груду обломков, сложенную из тех самых кусочков, из которых они сформировались. Однако мы находим как чисто металлические, так и чисто каменные метеориты, а значит, даже эти небольшие тела вскоре после возникновения каким-то образом тоже расплавились и провели дифференциацию. Впрочем, есть и другой, достаточно мощный источник энергии – теплота радиоактивного распада.

Даже при довольно большом содержании в 2,5 × 10–5 атомов 26Al на один атом 27Al (25 миллионных долей [ppm]) при радиоактивном распаде выделится 3000 джоулей энергии на грамм вещества. Этот уровень намного превышает гравитационную энергию аккреции, и его более чем достаточно, чтобы расплавить астероид и продолжить дифференциацию. Вопрос о происхождении такого избытка 26Al в ранней Солнечной системе остается спорным. Первоначальная идея заключалась в том, что массивная звезда, возникшая из того же облака, что и Солнце, взорвалась неподалеку, после чего в газовом облаке оказалось много радиоактивных изотопов, а у нашего облака, возможно, начался коллапс. Сегодня мы наблюдаем этот процесс в далеких межзвездных облаках, где рождаются новые звезды. Этот сценарий привлекателен еще и потому, что рисует перед нами заманчивую картину, в которой поблизости от нас могла бы возникнуть нейтронная звезда, способная повлиять на предпочтение «левых» аминокислот, которые мы встречаем во всей Солнечной системе (см. гл. 13). Однако против подобных представлений высказаны серьезные возражения. Во-первых, идея взрыва сверхновой прямо по соседству с нами априори неправдоподобна, когда во всей Галактике они происходят всего несколько раз в столетие, а во‐вторых, в большинстве моделей, которые согласуются с достаточным количеством 26Al, появляется слишком много Марганца‐23 и Железа‐60 – настолько много, что не удается объяснить низкое содержание их дочерних ядер в первичном материале Солнечной системы5.

Есть и альтернативные гипотезы: предполагают, что Алюминий оседал на крошечных крупицах пыли, странствующих в межзвездном пространстве и созданных или далекой сверхновой, или ветрами от очень массивных звезд, о которых мы говорили выше (хотя следует отметить, что такие звезды также очень редки, поэтому аргумент неправдоподобности снова возникает на горизонте). Представление, согласно которому высокоэнергичные частицы молодого Солнца могли образовывать радиоактивные изотопы непосредственно в протопланетном диске, трудно соотнести с тем, что мы знаем об активности молодых звезд и о распространенности других короткоживущих изотопов. Возможно, в ближайшем будущем, когда мы научимся измерять мизерные количества редких изотопов и их дочерних продуктов, мы сумеем раскрыть эту тайну.

Как отмечалось ранее, хондры и CAI – это самое древнее твердое вещество, которым мы располагаем с момента рождения Солнечной системы, и они возникли примерно через миллион лет после формирования нашего протопланетного диска. Вероятно, Земле потребовалось примерно 10–20 миллионов лет, чтобы поглотить все вещество вблизи своей орбиты и достаточно остыть для образования твердой коры. Вскоре после этого большой протопланетный объект (возможно, размером почти с Марс) столкнулся с нашей планетой, и в космос было выброшено так много вещества, что появилась Луна. Потом был период относительного спокойствия, а затем, в период от 4,1 до 3,8 миллиарда лет назад, мы вступили в эпоху поздней тяжелой бомбардировки, на протяжении которой массивные тела продолжали врезаться в Землю, Луну и другие планеты. Но, как отмечалось в главе 12, цирконы, возраст которых достигает 4,4 миллиарда лет, доказывают, что в то время на поверхности Земли уже была жидкая вода, и к концу бомбардировки появляются первые признаки жизни.

Итак, атомы позволили нам воссоздать историю до первых лет существования Солнечной системы. За последние два десятилетия мы открыли тысячи внесолнечных планет, вращающихся вокруг своих звезд, и выходит, что наша история далеко не экстраординарна. И все же это наша история, и то, что мы можем столь точно датировать ее начало, не может не радовать. Теперь пришло время обратиться к истории самих историков, чтобы увидеть, как возникло особое и столь благотворное расположение лептонов и кварков, составляющих наш мир.

Глава 16

Создание звездной пыли: как построились «кирпичики»

У всех историков есть родители. Это в равной степени справедливо и для атомов, бывших нашими проводниками на протяжении всей этой книги. Более того, девяносто один элемент, с номерами от 4 до 94 – это родные братья, и родители у них одни: это первозданные Водород, Гелий и Литий, с которых началась Вселенная, хотя два последних элемента образуются и по сей день. Как мы увидим в главе 17, у них были предшественники, своего рода «бабушки и дедушки», хотя они и просуществовали всего несколько минут, прежде чем породить три легчайших ядра, составляющие исходный материал всего космоса.

То, что по прошествии 13 миллиардов лет примерно 99 % вещества во Вселенной все еще находится в форме Водорода и Гелия (глава 13), наводит на мысль, что создание всех остальных элементов – непростая задача. Это не должно удивлять, если вы вспомните, как устроено атомное ядро: группа положительно заряженных протонов, которые яростно отталкивают друг друга, сжимается в пространство размером