Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную - читать онлайн книгу. Автор: Мартин Дж. Рис cтр.№ 15

Количество энергии, высвобождающееся, когда простые атомы подвергаются термоядерной реакции, зависит от значения той силы, которая «склеивает вместе» части атомного ядра. Эта сила отличается от тех двух, о которых я уже рассказывал, т. е. от тяготения и электричества, потому что действует только на очень маленьком расстоянии и эффективна исключительно в масштабах ядер атомов. Мы не испытываем ее воздействия напрямую в отличие от действия электрических и гравитационных сил, которое можем ощутить. Тем не менее внутри атомного ядра эта сила крепко удерживает протоны и нейтроны и достаточно сильна, чтобы бороться с электрическим отталкиванием, которое в противном случае смогло бы оттолкнуть положительно заряженные протоны. Физики называют эту силу «сильным взаимодействием».

Это сильное взаимодействие – доминирующая сила в микромире – удерживает протоны в атомах гелия и более тяжелых атомах так прочно, что их термоядерный синтез является мощным источником, которого достаточно, чтобы на длительное время обеспечить солнечное тепло, необходимое для нашего существования. Без атомной энергии Солнце истощилось бы в течение примерно 10 млн лет, как 100 лет назад предсказывал Кельвин. Поскольку эта сила действует только на коротком расстоянии, она становится менее эффективной в более крупных и тяжелых ядрах атомов: именно поэтому ядра атомов тяжелее железа менее связаны.

Атомные силы жизненно важны, но насколько? Что изменилось бы, если бы ε был равен, скажем, 0,006 или 0,008, а не 0,007? На первый взгляд, кто-то мог бы предположить, что никакой разницы не было бы. Если ε будет меньше, водород будет менее эффективным топливом и срок жизни Солнца и других звезд станет короче, но это само по себе не будет настолько жизненно важным (если уж на то пошло, мы-то уже здесь, а Солнце не прожило еще и половины своего срока). Но, как выяснилось, есть и более тонкие эффекты, чувствительные к этому числу и сказывающиеся на процессе синтеза, который превращает водород во все остальные элементы периодической системы.

Самое важное, первое звено в этой цепи – постройка гелия из водорода – весьма чувствительно к силе атомного взаимодействия. Ядра гелия состоят из двух протонов, но также в них входят и два нейтрона. Эти четыре частицы соединяются вместе не за один шаг, ядра гелия поэтапно собираются через дейтерий (тяжелый водород), состоящий из одного протона и одного нейтрона. Если ядро будет «склеено» слабее, т. е. ε будет ближе к 0,006, чем к 0,007, протон не будет связан с нейтроном и дейтерий не будет стабилен. На этом путь преобразования водорода в гелий закончится. У нас будет простая вселенная, состоящая из водорода, атом которого состоит из одного протона и вращающегося вокруг него единственного электрона, и никакой химии. В такой вселенной звезды все еще смогут формироваться (если все остальное останется неизменным), но атомного топлива в них не будет. Они будут истощаться и остывать, заканчивая свое существование как мертвые остатки. Не будет никаких взрывов, чтобы распространить вещество по космосу для того, чтобы из него возникли новые звезды, и не будет никаких элементов, из которых могли бы сформироваться твердые планеты.

На первый взгляд из этого объяснения можно было бы предположить, что более сильное атомное взаимодействие стало бы преимуществом для жизни, сделав термоядерный синтез более эффективным. Но мы не смогли бы существовать, если бы ε был больше 0,008, потому что после Большого взрыва не осталось бы никакого водорода. В нашей Вселенной два протона отталкивают друг друга так сильно, что даже сильное атомное взаимодействие не может связать их вместе без помощи одного или двух нейтронов (которые добавляются к ядерному «клею», но, поскольку не имеют заряда, не добавляют дополнительного электрического отталкивания). Если ε будет равняться 0,008, тогда два протона можно будет связать друг с другом напрямую. Это случится непосредственно в только что возникшей вселенной, поэтому не останется водорода, который мог бы стать топливом для обычных звезд, и вода не сможет существовать.

Поэтому для любой вселенной с большим набором химических веществ необходимо, чтобы число ε находилось в диапазоне от 0,006 до 0,008. Некоторые отдельные детали еще более чувствительны к его значению. Английского физика-теоретика Фреда Хойла мысль о самом популярном примере «точной настройки» осенила, когда он точно рассчитывал процесс синтеза углерода и кислорода в звездах. Углерод (с шестью протонами и шестью нейтронами в атомном ядре) получается из сочетания трех ядер атомов гелия. Шанс на то, что все три соединятся одновременно, очень мал, и поэтому процесс идет через промежуточную стадию, на которой два ядра гелия соединяются в бериллий (четыре протона и четыре нейтрона), прежде чем соединиться с еще одним атомом гелия, чтобы получился углерод. Хойл столкнулся с проблемой нестабильности этого атома бериллия: он распадается так быстро, что, кажется, у третьего атома гелия очень мало шансов прилепиться к нему до распада. Так как же углерод вообще мог возникнуть? Выяснилось, что у ядер углерода есть характерная черта – присутствие резонанса с особым видом энергии, которая повышает шанс на то, что бериллий захватит еще одно ядро гелия в короткий интервал до своего распада. Хойл фактически предсказал существование этого резонанса и призвал коллег-экспериментаторов его измерить. Его предсказание было доказано. Этот процесс, казавшийся физикам-ядерщикам случайным, позволяет образовываться углероду, но подобного явления не возникает на следующей стадии, когда углерод захватывает еще один атом гелия и превращается в кислород. Этот жизненно важный резонанс очень чувствителен к ядерной силе. Сдвиг ее даже на 4 % сильно уменьшил бы количество углерода, которое могло бы образоваться. Таким образом, Хойл доказал, что наше существование могло быть поставлено под угрозу изменением числа ε всего на несколько процентов ^{6}.

Независимо от того, как создаются элементы, изменения в значении числа ε отразились бы на длине периодической таблицы. Более слабая атомная сила переместила бы наиболее прочно связанные атомы (которым сейчас является железо, № 26) ниже в периодической таблице и понизило бы количество стабильных элементов до уровня куда меньшего, чем 92. Это привело бы к «обедневшей» химии. Наоборот, увеличение значения числа ε могло бы повысить стабильность тяжелых атомов.

На первый взгляд, более длинный список различных распространенных атомов открывает путь к более интересной и разнообразной химии. Но это вовсе не само собой разумеется – например, английский язык не стал бы значительно богаче, если бы в алфавите было больше букв. Аналогично и сложные молекулы могут существовать в бесконечном разнообразии, хотя и состоят из относительно небольшого набора общих элементов. Химия была бы скучнее (а сложные молекулы, необходимые для жизни, в ней вовсе бы не существовали), если бы в изобилии не было кислорода и железа (№ 8 и № 26 соответственно), а особенно – углерода (№ 6). При этом мало что изменится от увеличения количества часто встречающихся элементов или от наличия нескольких дополнительных стабильных элементов, помимо привычных нам 92.