Частицы возникли на очень раннем этапе формирования Вселенной, когда ее температура равнялась 10112 К, а возраст —10-5 секунды. Для жизни белковых существ нужны тяжелые элементы типа углерода, который содержит 12 протонов в ядре. Протоны, имея одинаковый заряд, отталкиваются, а значит, такое ядро мгновенно распадется. Для обеспечения стабильности ядер нужны сильное взаимодействие и нейтроны. Однако нейтрон распадается на протон, электрон и антинейтрино. Получается, что все нейтроны, рожденные в тот момент, когда Вселенная была горячей, должны распасться в дальнейшем. Но нейтроны нужны для образования ядер гелия еще до появления первых звезд. Дело в том, что ядерные реакции в звездах чувствительны к начальному составу вещества, и если гелий будет отсутствовать в момент рождения звезд, то темп термоядерных процессов в звездах изменится. В результате чего углерода, кислорода и других тяжелых элементов окажется слишком мало. Благодаря сильному взаимодействию при столкновении протон и нейтрон объединяются в одно целое — ядро дейтерия, внутри которого нейтрон может существовать сколь угодно долго. Но когда Вселенная была горячей с температурой 1010 К, имелось много высокоэнергичных фотонов, которые разрушали ядра дейтерия, освобождая при этом нейтроны.
Параметры слабого взаимодействия, приводящего к распаду нейтрона, таковы, что время жизни этой частицы составляет 15 минут. Что, в общем-то, много для распадающихся частиц. Например, время жизни мюона всего 2х10-6 секунды, остальные, нестабильные частицы распадаются еще быстрее. Этих 15 минут достаточно, чтобы температура Вселенной уменьшилась, и средняя энергия фотонов стала недостаточной для разбивания ядер дейтерия.
Именно в результате первичного нуклеосинтеза (температура около миллиарда Кельвин) появляется стабильный гелий. Ядерные реакции могли бы и дальше постепенно увеличивать массы ядер, но «утяжеление» ядер со временем прекращается по нескольким причинам. Во-первых, в результате расширения пространства расстояние между частицами возрастает и вероятность их столкновения уменьшается. Во-вторых, вследствие того же расширения энергия ядерных частиц становится недостаточной для их слияния.
Скорость расширения Вселенной — серьезный фактор, влияющий не только на содержание химических элементов в нашем Мире. Вселенная должна расширяться не слишком быстро, чтобы успели образоваться галактики, но и не очень медленно, чтобы не допустить чересчур высокой средней плотности вещества в ней — тогда останутся одни черные дыры.
Как бы вы отнеслись к человеку, пытающемуся вычислить из неких первоначальных соображений массу нашей планеты Земля? Наверное, вы бы попытались объяснить ему, что планет много, что масса каждой образуется в результате множества случайных факторов, что в принципе такой теории не существует, просто есть много планет с разным климатом, а человечество реализовалось на одной из них, благоприятной. Но где гарантия, что, например, с массой электрона ситуация не аналогична? Возможно, вселенных много, в каждой из них — своя масса электрона и свои разумные существа. Эта любопытная идея давно обсуждается учеными. Где эти вселенные расположены, почему у них разные свойства, можно ли достичь их в будущем — вот неполный перечень вопросов к сторонникам подобной идеи. Кроме того, если «все возможно», то зачем изучать конкретную вселенную? Не будем ли мы в таком случае напоминать червячков, живущих на одном из яблок и с увлечением обсуждающих генезис, цвет, топологию и размеры яблока-вселенной?
Поскольку для жизни белковых существ нужны углерод и другие тяжелые элементы, а в результате первичного нуклеосинтеза (в молодой и горячей Вселенной) образуются ядра не тяжелее гелия, необходимы другие способы их синтеза. Чтобы появились планеты с живыми организмами, Вселенная должна охлаждаться, но при низких температурах ядерные реакции прекращаются и тяжелые элементы не синтезируются. Для появления тяжелых элементов нужны звезды, которые нагревают небольшую область пространства Вселенной и выполняют сразу две важнейшие функции: все ядра, более сложные, чем гелий, образуются в результате реакций внутри звезд, и эти же ядерные реакции дают тепло для звезд, обогревающих и освещающих живые существа на планетах. Причем долгая жизнь звезд, исчисляемая миллиардами лет, возможна благодаря тому, что первая реакция, превращающая два протона в ядро дейтерия, позитрон и нейтрино, в цепочке ядерных преобразований водорода в гелий происходит очень редко. В условиях Солнца время этой реакции — 6 миллиардов лет. Однако протонов в недрах Солнца очень много (примерно 1057 частиц), и тепловая мощность нашего светила в итоге составляет 3,88х1026 Вт.
Итак, внутризвездный нуклеосинтез запущен, и наработка строительного материала для живых существ идет полным ходом. Но возникает другая проблема. После того как горючее в звездной ядерной «печке» будет исчерпано, тяжелые ядра, рождающиеся внутри звезд, там и останутся. А внутри звезд, пусть и остывающих, трудно найти условия для появления разумных существ.
Известно, что массивные звезды живут не очень долго и взрываются в конце своего жизненного цикла. Образовавшиеся в звездах углерод и другие тяжелые элементы попадают в окружающий космос вместе с несгоревшим водородом. Но если звезды исчезнут, то кто будет обогревать разумных существ? В этом случае необходимы условия для образования новых звезд в дальнейшем — непрерывное умирание старых и рождение новых звезд. Произведя все химические элементы таблицы Менделеева из водорода и гелия — 92 сорта ядер, звезды взрываются, и в окружающее пространство попадает вещество, необходимое для формирования планет и новых звезд. Из возникших после взрывов газовых облаков образуется поколение звезд, готовое согревать своим теплом зарождающуюся жизнь. Причем это уже не только одинокие светила, но и окруженные планетами звезды. Первые звезды состояли из протонов и альфачастиц (ядра атомов водорода и гелия), а звезды следующих поколений уже обогащены тяжелыми элементами.
Таким образом, создание Вселенной, содержащей планеты и звезды, даже без разумных существ, — невероятно сложный процесс. Мы об этом не задумываемся в повседневной жизни, но, оказывается, все предметы, окружающие нас, да и мы сами, состоят из элементов, миллиарды лет назад родившихся в недрах звезд.
Для наглядного понимания проблем, связанных с конструированием Вселенной, стоит привести один пример. В звездах углерод образуется в две ступени. Сначала сливаются две альфа-частицы, образуя нестабильный изотоп бериллий-8. Затем к бериллию добавляется еще одна, третья альфа-частица, и появляется ядро углерода. Но, увы — бериллий-8 быстро распадается и может не дождаться третьей альфа-частицы. Значит, надо сделать так, чтобы альфа-частица прореагировала с бериллием раньше, чем тот успеет распасться. Как этого добиться? Чтобы понять этот механизм, вспомним, что ядра атомов, будучи квантовыми системами, не могут иметь произвольную энергию в возбужденном состоянии, но имеют строго определенный набор уровней, свой для каждого вида ядра. В нашем случае один из энергетических уровней ядра углерода таков, что вероятность реакции резко повышается, и это позволяет в конечном итоге образоваться углероду. Знаменитый энергетический уровень, равный 7,65 МэВ, замечателен тем, что суммарная энергия возбужденного состояния ядра углерода всего на 0,3 МэВ выше суммарной массы альфа-частицы и ядра бериллия. Эти 0,3 МэВ компенсируются кинетической энергией сталкивающихся частиц, резонансно увеличивая эффективность реакции, что было теоретически предсказано Фредом Хойлом в 1953 году. Эксперимент подтвердил правильность предсказания энергии этого уровня. Когда наша Вселенная только зарождалась, Природа уже должна была «знать» о будущей необходимости этого уровня. Здесь трудно удержаться от цитаты из работы Л.Б. Окуня «Фундаментальные константы физики»: «Когда смотришь на диаграмму энергетических уровней ядра 12С и видишь первые три уровня 4,43 МэВ, 7,65 МэВ и 9,64 МэВ, то душу охватывает чувство глубокой благодарности к уровню 7,65 МэВ за то, что он не спустился на 0,5 МэВ ниже. Какой малый запас прочности у всего, что нам так дорого!»