Фрэнсис Крик - Жизнь как она есть: её зарождение и сущность
К сожалению, нелегко передать представление о масштабах времени от секунды до пикосекунды, хотя специалист по физической химии может научиться хорошо владеть этим довольно большим диапазоном. К счастью, мы не будем непосредственно касаться этих очень коротких промежутков времени, хотя опосредованно встретимся с их влиянием. Большинство химических реакций действительно очень редкие события. Молекулы обычно прерывисто двигаются вокруг и наталкиваются друг на друга много раз, прежде чем редкая удачная встреча позволит им ударить друг друга с достаточной силой и в правильном направлении, чтобы преодолеть защитные барьеры и вызвать химическую реакцию. И только благодаря тому, что в одном небольшом объеме обычно находится так много молекул и все их действия происходят одновременно, скорость течения химической реакции кажется довольно плавной. Случайные колебания сглаживаются большим количеством участвующих в ней молекул.
Если мы вернемся назад и еще раз рассмотрим эти такие разные масштабы — незначительный размер атома и почти невообразимый размер Вселенной, частоту повторения импульсов химической реакции по сравнению с пустынями безбрежной вечности со времен Большого взрыва, то увидим, что во всех этих случаях наша интуиция, основанная на опыте повседневной жизни, скорее всего, окажется весьма обманчивой. Сами по себе большие числа значат очень мало для нас. Существует только один способ преодолеть это препятствие, такой естественный для человека. Мы должны считать и пересчитывать, пусть даже весьма приблизительно, проверять и перепроверять наши первоначальные впечатления до тех пор, пока медленно, со временем и на основе постоянной практики, реальный мир, мир безмерно малый и безмерно большой, не станет для нас таким же знакомым, как простая колыбель нашего общего земного опыта.
Глава 2. Космическая мистерия
Теперь, когда мы познакомились с величинами, имеющими отношение к нашей теме, и большими, и малыми, и со временем, и с пространством, мы должны в общих чертах описать то, что знаем о происхождении Вселенной, а также об образовании галактик и звезд, и наконец планет, составляющих нашу солнечную систему, так чтобы мы могли обрисовать условия, в которых зародилась жизнь на Земле или где-нибудь в другом месте космоса.
Если к проблеме происхождения жизни трудно подступиться, потому что она возникла так давно, то можно подумать, что возникновение Вселенной, которое, должно быть, произошло значительно раньше, окажется еще недоступнее для понимания. Это не совсем верно, потому что взаимодействия, необходимые для зарождения живой системы, составляют небольшой сложный ряд среди многих других возможных взаимодействий в очень неоднородной среде, тогда как во время первых этапов развития после Большого взрыва все было настолько тесно перемешано друг с другом, что в процессе большей частью преобладали именно общие принципы реакций. Вследствие чего, к разрешению этой проблемы подойти легче.
В основе почти всех последних дискуссий о происхождении Вселенной лежит теория Большого взрыва. Отсюда вытекает теоретическое обоснование, что на первом этапе, который мы обычно можем себе представить, вся материя во Вселенной должно быть занимала достаточно небольшой объем при необычайно высокой температуре. Этот первозданный болид очень быстро расширялся и, расширяясь, остывал. Стивен Вайнберг написал отличную книгу, где для широкого круга читателей в общих чертах описал тип реакций, которые, вероятнее, всего происходили в эти первые три минуты[2].
Представление о происходившем складывается на основе наших современных знаний об основных частицах материи и излучения, а также на довольно незначительном количестве экспериментальных фактов, таких как фон космического излучения, который сейчас наполняет собой все пространство, — слабый шорох создания, едва слышимый в радиотелескопы. Подобный воображаемый синтез не обязательно полностью достоверен. Вайнберг признается в возникающем иногда ощущении нереальности при его описании. Другие важные наблюдаемые факты, необходимые для построения теории, — это расширение Вселенной, его доказывает известное красное смещение, а также огромный избыток в современной Вселенной частиц электромагнитного излучения (фотонов) по сравнению с частицами материи (барионами), соотношение примерно 109 (миллиард) к единице, и кроме того, относительно редко встречаются более тяжелые элементы. Считается, что даже в современной Вселенной девяносто девять процентов атомов состоят из двух самых легких элементов, водорода и гелия, причем первый встречается чаще. На основании всех этих фактов физики-теоретики смогли сделать вывод, что спустя первую одну сотую долю секунды (и эта цифра даже еще менее точна), болид превратился в сложную смесь излучения и материи, быстро и сильно взаимодействующих друг с другом при необычайно высокой температуре, примерно 1011 градусов, и стал чрезвычайно быстро расширяться. Эта температура была слишком высокой для существования атомов и даже слишком высокой для предотвращения распада сложных ядер (плотных центров атомов). По мере своего расширения болид охлаждался, пройдя в быстрой последовательности через несколько этапов, в ходе которых, вследствие снижения температуры на каждом этапе, по сравнению с предыдущим, определенные процессы происходили реже, другие же стали более распространенными. В конечном счете, примерно через три минуты температура снизилась не более чем до 109 градусов, так что теперь без угрозы распада могли образовываться некоторые очень легкие ядра, такие как ядра трития и гелия. Через полчаса или около этого температура упала до 3 х 108 (300 миллионов) градусов (только в двадцать раз выше, чем внутри Солнца), и синтез новых ядер прекратился. В течение следующих миллионов лет (или около этого) Вселенная продолжала расширяться и остывать, до тех пор, пока ядра не стали захватывать электроны для образования устойчивых атомов. Тогда материя смогла начать сгущаться, превращаясь в галактики и звезды.
Вследствие этого огромного космического взрыва. Вселенная с тех пор начала расширяться. Будет ли она расширяться до бесконечности, или, в конечном счете, это расширение замедлится и полностью прекратится, и она вернется к исходному состоянию, зависит исключительно от степени ее массивности. Точно также как камень, подброшенный высоко в воздух, упадет обратно на Землю, если его скорость не окажется так велика, что он сможет этого избежать, так и Вселенная продолжит расширяться до тех пор, пока ее масса не увеличится настолько, что, в конце концов, под действием силы тяжести расширение прекратится и начнется обратный процесс. Если это так, то некоторое время спустя, в очень далеком будущем, Вселенная начнет сжиматься и произойдет еще одна катастрофа. Прежде считалось, что рассчитанная плотность Вселенной слишком мала для этого, критическая плотность соответствует примерно трем атомам водорода в каждом литре пространства. А сейчас существует предположение, что маленькие нейтральные частицы, нейтрино, которыми заполнено все пространство, вероятно, могут иметь некоторую, но очень маленькую массу, хотя прежде считалось, что они, подобно свету, невесомые. Если это так, то их может оказаться вполне достаточно, чтобы навсегда остановить расширение Вселенной.
Возможно, самый важный вывод, сделанный на основании нашей весьма ограниченной точки зрения, заключается в том, что на ранних этапах развития Вселенной, несмотря на очень высокую плотность и температуру, в каких бы то ни было значительных количествах образовались только немногие очень легкие элементы. Следовательно, за исключением водорода, все элементы, необходимые для жизни, еще должны были появиться, в частности: углерод, азот, кислород и фосфор. Этот вывод подтверждается с помощью спектроскопических наблюдений, которые доказывают, что на старейших звездах этих элементов намного меньше, чем на новых.
Обстоятельства дальнейшего развития спустя один миллион лет отчасти неясны. Как именно растущий болид, который предположительно должен был быть в пространственном отношении довольно однородным, расширялся еще дальше, чтобы образовать большие неоднородные скопления материи, которые мы наблюдаем в виде галактик, и как именно были образованы различные типы звезд — на все эти вопросы все еще нет достаточно обстоятельного ответа, хотя мы можем кратко и в общих чертах описать некоторые процессы.
Несмотря на то, что на ранних этапах развития Вселенной сила тяжести играла незначительную роль, теперь она стала приобретать ключевое значение. Мы можем видеть, что, в значительной степени благодаря силе тяжести, начинают образовываться массы материи, которые притягивают другие массы, до тех пор, пока, в конечном счете, не возникают еще более крупные скопления. Вызванные этим разрастанием и уплотнением столкновения повысят местную температуру до тех пор, пока масса не накалится до такой степени, что начнет светиться. В конечном итоге, более крупные куски материи достигнут такой высокой температуры, что начнут происходить ядерные реакции — образуется новая звезда.
