Песчинки и крупинки сахара, как и мы, испытывают на себе притяжение массивной Земли. Но их собственная гравитация – то притяжение, которое дают составляющие их атомы, в отличие от земного тяготения, пренебрежимо мало. Собственная сила тяжести не важна и для астероидов, и для двух спутников Марса, напоминающих по форме картофелины, – Фобоса и Деймоса. Но такие большие тела, как планеты (и даже наша собственная крупная Луна), недостаточно жестки, чтобы сохранять неправильную форму: сила тяжести сделала их практически шарообразными. А массы, превышающие массу Юпитера, будут сдавлены собственной силой тяжести до огромной плотности, если только их центр не будет оставаться достаточно горячим, чтобы поддерживать равновесие за счет давления, как это происходит с Солнцем и другими звездами. Именно из-за того, что притяжение является таким слабым, среднестатистическая звезда, такая как Солнце, может быть такой тяжелой. При меньших объемах притяжение не может конкурировать с давлением, как не может и сжать вещество, чтобы нагреть его до той степени, когда оно начинает светиться.
Масса Солнца примерно в тысячу раз больше массы Юпитера. Если бы оно было холодным, притяжение сжало бы его в миллионы раз плотнее, чем обычное твердое тело. Оно превратилось бы в белого карлика размером примерно с Землю, но в 330 000 раз тяжелее. Но на самом деле солнечное ядро имеет температуру 15 млн градусов – оно в тысячи раз горячее его светящейся поверхности, и давление этого чрезвычайно горячего газа «раздувает» Солнце и позволяет ему оставаться в устойчивом равновесии.
Английский астрофизик Артур Эддингтон одним из первых понял физическую природу звезд. Он размышлял о том, как много мы могли бы узнать о них, если бы представляли их чисто теоретически, обитая на постоянно покрытой облаками планете. Разумеется, мы не могли бы предполагать, сколько звезд существует, но простое рассуждение о тех границах, о которых я только что говорил, могло бы сказать нам, насколько звезды велики. Не слишком трудно продолжить это рассуждение и подсчитать, насколько ярко должны сиять такие объекты. В заключение Эддингтон говорит: «Отстраним теперь завесу из облаков, которая окутывала нашего физика, и позволим ему взглянуть на небо. Он найдет на нем тысячи миллионов газовых шаров, и масса каждого из них лежит между [вычисленными им] массами»[9].
Сила тяготения слабее сил, управляющих микромиром, в 1036 раз – это и есть число N. А если бы тяготение не было таким относительно слабым? Представьте себе, например, вселенную, где гравитация слабее электрических сил «всего» в 1030 раз, а не в 1036. Атомы и молекулы в ней будут вести себя точно так же, как и в нашей реальной Вселенной, но предметам вовсе не будет необходимости быть такими большими, чтобы тяготение могло конкурировать с другими силами. В этой воображаемой вселенной количество атомов, нужное, чтобы создать звезду (связанный гравитацией термоядерный реактор), будет в миллиард раз меньше. Масса планет тоже уменьшится в миллиард раз. Независимо от того, смогут ли эти планеты оставаться на устойчивых орбитах, сила тяготения будет препятствовать развитию жизни на них. В этом воображаемом мире с сильной гравитацией даже насекомым потребуются толстые ноги, и никакое животное не сможет намного обогнать их в размерах. Притяжение разрушит любое существо ростом с человека.
В подобной вселенной галактики будут формироваться гораздо быстрее и получаться более миниатюрными. Звезды, вместо привычного нам расположения, будут так плотно набиты, что близкие соприкосновения станут достаточно частыми. Это само по себе исключает существование стабильных планетных систем, потому что орбиты будут изменяться из-за проходящих мимо звезд, что (к счастью для нашей Земли) едва ли может случиться в нашей Солнечной системе.
Но еще сильнее развитию сложных экосистем будет препятствовать ограниченное время развития. Из мини-звезд такой вселенной будет быстро уходить тепло: в таком воображаемом мире с сильным притяжением время жизни звезд будет в миллион раз короче. Вместо того чтобы существовать миллиарды лет, обычная звезда проживет всего около 10 000 лет. Мини-солнца сгорят быстрее и истощат всю энергию еще до того, как органическая эволюция успеет сделать первые шаги. Условия для сложной эволюции будут, несомненно, куда менее благоприятными, если тяготение будет сильнее, даже если больше ничего не изменится. Не будет такого громадного запаса времени, необходимого для физических и химических реакций, как в нашей Вселенной. Однако, если построить наши рассуждения по-другому, то даже немного более слабое притяжение могло бы обеспечить куда более сложные и долгоживущие структуры.
9
Эддингтон А. Внутреннее строение звезд. Лекция, прочитанная в Английском Королевском институте 23 февраля 1923 г. Приложение к