Рецепт построения любого атома, каким бы сложным он ни был, достаточно прост. Соедините нужное число протонов с нужным числом нейтронов, сожмите их в плотный шар (ядро), окружите электронами в количестве, соответствующем числу протонов, и запустите электроны по конкретным орбитам, предписанным квантовой физикой. Вот и все. Проблема в том, что составные части атома, в отличие от деталей конструктора Лего, невозможно просто щелчком поставить на место. Они сильно притягивают и отталкивают друг друга, делая сборку ядра сложной задачей. Протоны, в частности, обладают одинаковым положительным электрическим зарядом, поэтому требуются огромные давление и температура, чтобы сжать их вопреки взаимному электромагнитному отталкиванию и сблизить в достаточной мере, чтобы главенствующую роль взяло на себя сильное ядерное взаимодействие, которое сможет соединить их в мощных субатомных объятиях.
Невообразимые условия, царившие сразу после Большого взрыва, превосходили по своей экстремальности все, что случилось позже, и поэтому тогдашняя среда представляется вполне подходящей для преодоления электромагнитного отталкивания и сборки атомных ядер. Вы могли бы предположить, что в невероятно плотном и энергичном бульоне из сталкивающихся протонов и нейтронов всевозможные агломерации и должны были формироваться естественным образом, выстраивая таблицу Менделеева один атомный номер за другим. Именно такую гипотезу предложили в конце 1940-х гг. Георгий Гамов (бывший советский физик, который в ходе первой попытки побега из СССР в 1932 г. собирался пересечь Черное море на каяке, набитом преимущественно кофе и шоколадом) и его аспирант Ральф Альфер.
Отчасти они были правы. Одна проблема, которую видели Гамов и Альфер, состояла в том, что температура Вселенной в первые мгновения ее существования была слишком высока. Пространство кишело необычайно энергичными фотонами, которые разнесли бы любые возникающие объединения протонов и нейтронов. Но — и это они тоже понимали — всего примерно минуты на полторы позже (а полторы минуты — это большое время, когда речь идет об ураганной скорости, с которой развивалась новорожденная Вселенная) ситуация изменилась. К тому моменту температура значительно упала, так что энергия типичного фотона уже не превосходила по величине сильное ядерное взаимодействие, что позволило наконец образовавшимся союзам протонов и нейтронов уцелеть.
Вторая проблема, проявившаяся позже, состояла в том, что построение сложных атомов — процесс тонкий и требует времени. Для него необходима очень конкретная серия последовательных шагов, при которых предписанные количества протонов и нейтронов сплавляются вместе в различных сочетаниях, затем эти сгустки должны случайно встретиться с вполне конкретными дополняющими их сгустками, слиться с ними и так далее. Как в сложном гурманском рецепте, важен в том числе и порядок, в котором ингредиенты соединяются между собой. Еще более хитроумным этот процесс становится из-за того, что некоторые промежуточные комбинации нестабильны, то есть после образования склонны быстро распадаться, расстраивая все кулинарные приготовления и замедляя атомный синтез. Эта задержка очень важна, так как неуклонное падение температуры и плотности по мере стремительного расширения ранней Вселенной означает, что окно возможностей для синтеза быстро закрывается. Примерно через десять минут после творения температура и плотность падают ниже порога, необходимого для ядерных процессов!!.
Когда эти соображения переводят в количественный вид, начало чему положил еще Альфер в своей диссертации, а продолжили многие другие исследователи, то выясняется, что непосредственным следствием Большого взрыва мог стать синтез лишь нескольких видов атомов. Математика позволяет нам подсчитать их относительную распространенность после этого: около 75 % водорода (один протон), 25 % гелия (два протона, два нейтрона) и следовые количества дейтерия (тяжелая форма водорода с одним протоном и одним нейтроном), гелия-3 (легкая форма гелия с двумя протонами и одним нейтроном) и лития (три протона, четыре нейтрона)12. Тщательные астрономические наблюдения дают в точности такую же оценку распространенности атомов, что можно считать триумфом математики и физики в подробном прояснении процессов, происходивших в первые минуты после Большого взрыва.
А что же с более сложными атомами вроде тех, что необходимы для жизни? Предположения об их происхождении начал высказывать еще в 1920-е гг. британский астроном сэр Артур Эддингтон (он прославился тем, что на вопрос, каково быть одним из всего трех человек, понимающих общую теорию относительности Эйнштейна, ответил: «Я пытаюсь понять, кто же здесь третий») наткнулся на верную идею: раскаленное нутро звезд могло, в принципе, стать космической «медленноваркой» для неспешного приготовления атомов более сложных видов. Это предположение прошло через руки многих блестящих физиков, включая нобелевского лауреата Ханса Бете (мой первый кабинет на кафедре располагался по соседству с его кабинетом, и я мог проверять часы по его совершенно неизменному роскошному чиху в четыре часа пополудни) и косвенным образом Фреда Хойла (в 1949 г. в радиопрограмме Би-би-си он пренебрежительно упомянул об образовании Вселенной за «один большой взрыв», пустив, сам того не желая, в обращение один из самых емких научных терминов13), в результате чего предположение превратилось в зрелый и предсказательный физический механизм.
В сравнении с безумной скоростью изменений сразу после Большого взрыва звезды обеспечивают стабильную среду, способную оставаться неизменной миллионы, если не миллиарды лет. Нестабильность некоторых конкретных промежуточных комочков замедляет конвейер синтеза и в звездах тоже, но, когда вы никуда не спешите и времени достаточно, работа все же может быть сделана. Так что, в отличие от ситуации с Большим взрывом, процесс ядерного синтеза в звездах далеко не заканчивается на слиянии водорода с образованием гелия. Звезды, которые достаточно массивны, продолжают сжимать ядра, вынуждая их сливаться с образованием более сложных атомов Периодической системы и выделением в ходе этого процесса значительных количеств теплоты и света. К примеру, звезда, в 20 раз превосходящая Солнце по массе, первые 8 млн лет своего существования будет заниматься синтезом гелия из водорода, а следующий миллион лет посвятит синтезу углерода и кислорода из гелия. После этого — а температура в ядре звезды поднимается еще выше — конвейер непрерывно ускоряется: звезде требуется около тысячи лет, чтобы сжечь свой запас углерода, синтезируя из него натрий и неон; следующие полгода дальнейший синтез производит магний; еще месяц идет синтез серы и кремния; а затем всего за десять дней реакции синтеза сжигают оставшиеся атомы, давая на выходе железо14.
Мы сделали остановку на железе не просто так. Из всех видов атомов именно в железе протоны и нейтроны связаны между собой наиболее прочно. Это важно. Если вы попытаетесь строить еще более тяжелые атомы, заталкивая в ядра железа дополнительные протоны и нейтроны, то обнаружите, что ядра железа не проявляют готовности к объединению. В крепких ядерных объятиях ядра железа удерживается 26 протонов и 30 нейтронов, уже сжатых до предела и высвободивших по пути столько энергии, сколько было физически возможно. Чтобы добавить к ним еще несколько протонов и нейтронов, потребуется приток — а вовсе не отвод — энергии. В результате, когда мы добираемся до железа, звездный синтез и упорядоченное производство все более тяжелых и сложных атомов с попутным выделением теплоты и света останавливается. Как пепел, оставшийся в топке вашего камина, железо уже не может гореть.
