ПОЧЕМУ МЫ ОДИНОКИ В ГАЛАКТИКЕ

ПОЧЕМУ МЫ ОДИНОКИ В ГАЛАКТИКЕ
Евгений Пальчиков
Контакт с автором: [email protected]
Аннотация
В работе намечается химико-вероятностный подход к разрешению парадокса Ферми.
Нуклеосинтез тяжёлых (тяжелее железа) химических элементов происходит в моменты
взрыва сверхновых. Но в свете исследований Камиллы Хансен (с сотрудниками) из Гейдельбергского университета можно предположить, что при взрыве синтезируется ограниченный набор ядер тяжёлых элементов. Исходя из этого предположения обсуждается вероятность возникновения химического состава экзопланеты, сходного с Землёй.
Ключевые слова: космология, космогония, внеземная жизнь, проблема SETI, парадокс Ферми, сверхновая, нуклеосинтез, математическая вероятность, химические элементы.
Все попытки разрешения парадокса Ферми и количественной оценки числа планет в
Галактике, пригодных для возникновения разумной жизни (напр., уравнение Дрейка), неявно
предполагают, что химический состав этих планет либо сходен с земным, либо достаточно
богат для зарождения жизни на иной, небелковой, основе. Однако это далеко не факт. Более
того, в свете некоторых недавних исследований следует предполагать, что химический состав
множества экзопланет ограничен.
Можно вообразить гипотетическое существование разнообразных форм жизни в иных
мирах на разной химической основе. Это, разумеется, требует громадного объёма теоретических разработок в сферах химии и, особенно, биохимии, но на сегодня скорее является предметом фантастики. В настоящей работе будем исходить из единственного известного примера
существования разумной жизни, а именно, на углеродной, белковой основе. (Углеродный шовинизм).
Жизнь требует наличия многих химических веществ. Почти 99% тела человека формируют 6 элементов – кислород (O), водород (H), азот (N), углерод (C), кальций (Ca) и фосфор
(P). Еще на пять элементов – калий (K), сера (S), натрий (Na), хлор (Cl), магний (Mg) – приходится около 0,85%. Остальные микроэлементы, хоть и имеют ничтожно малую долю, но являются необходимыми для обеспечения жизнедеятельности организма. В их число входят, в
частности, кобальт (Co), йод (J), медь (Cu), селен (Sе), цинк (Zn), бром (Br), молибден (Мо),
стронций (Sr). Это не все микроэлементы, необходимые организму человека, но именно перечисленные элементы тяжелее железа, хотя железо само является микроэлементом, основой
гемоглобина крови. Таким образом, в самом сложном известном нам живом организме присутствует значительная часть таблицы Менделеева.
В соответствии с современной космогонией Солнечной системы процесс формирования планеты Земля имел ряд особенностей, самыми значимыми из которых были 1) конденсация протопланетного шара в «зоне жизни» системы и 2) столкновение с Тейей. Остатки Тейи
после образования Луны, слившиеся с Протоземлёй, пополнили её состав своим набором веществ, хотя изначально он был сходен с земным, поскольку формировался в одной орбитальной зоне с ним. Иной набор химических элементов привнесли на Землю астероиды и кометы в
период интенсивной космической бомбардировки. В центральное, преимущественно железное, ядро планеты утонули многие тяжёлые металлы. Кроме того, источником новых химических элементов в составе земной коры был распад радиоактивных изотопов. Все эти явления
сформировали уникальный химический состав земного шара и – самое главное! – его атмо-
сферы, гидросферы и верхней литосферы: здесь оказались почти все стабильные элементы и
изотопы, возможные в природе, а также множество радиоактивных. То есть, в сравнительно
тонкой наружной оболочке планеты, где, собственно, и зародилась жизнь, представлена ВСЯ
таблица Менделеева. У процесса зарождения жизни был богатый выбор.
Математическая вероятность pi возникновения тех факторов, которые обеспечивают
условия для зарождения жизни вычисляется с разной степенью достоверности. Разумеется,
каждый такой фактор может иметь некоторый разброс параметров. Например, «зона жизни»
вокруг звезды может иметь ту или иную протяжённость в зависимости от класса звезды. Масса планеты может быть немного меньше или больше земной, атмосфера может содержать кислород и не обязательно азот, а, скажем, смесь азота и аргона, больше или меньше воды на
поверхности, и в процентном отношении в твёрдом и жидком состоянии. Вероятность «попадания» планеты в зону жизни (зону обитания?) Солнечной системы можно оценить следующим образом: радиус зоны жизни разделить на радиус зоны скалистых планет земной группы,
включая пояс астероидов. Получим величину1 p1 между 0,15 и 0,6. Аналогичным методом
можно оценить вероятность p2 попадания планеты в зону обитаемости Галактики, что также
является одним из важнейших факторов. Взяв диапазон масс планет, скажем, от 0,7МЗ до 2МЗ
и разделив на величину разброса масс планет Солнечной системы (из массы Юпитера вычесть
массу Меркурия), получим вероятность формирования приемлемого уровня гравитации на
планете p3 = 0,0038. Вероятность столкновения с Тейей рассчитать намного сложнее: необходимо найти вероятность формирования самой планеты в точке Лагранжа, вероятность приближения к Протоземле и вероятность необходимого угла соударения. И все эти события
должны были произойти в сравнительно короткий промежуток времени, когда Протоземля
была ещё жидкой. Получим очень малую величину.
Итак, конденсация Земли в «зоне жизни», и крайне удачное (не лобовое и не скользящее!) столкновение с Тейей с последующим образованием Луны на нужной орбите, которая
обеспечила довольно стабильное вращение земного шара вокруг своей оси, а также уникальный химический состав тела планеты можно считать некоторой частью цепи событий (в ряду
других), которые стали одними из ключевых космогонических явлений, которые обеспечили
условия для зарождения жизни на нашей планете.
Однако теперь возникает вполне закономерный вопрос: а откуда эти химические вещества вообще взялись в будущей Солнечной системе?
Этому периоду предшествовал ряд важнейших космологических явлений.
Вначале необходимо вспомнить, что Солнце является звездой 3-го поколения. То есть,
газопылевое облако, из которого впоследствии образовалось Солнце и протопланетный диск,
содержало в себе продукты взрыва сверхновой второго поколения.
Самые первые водородно-гелиевые звёзды как правило были короткоживущими и массивными. Взрыв такой звезды в виде сверхновой выбрасывал в межзвёздное пространство не только легкие металлы вплоть до железа включительно, но и синтезировал некий
ограниченный набор тяжелых, тяжелее железа. Поэтому скалистые планеты, сконденсированные из продуктов такого взрыва оказывались бедными, а то и вовсе лишёнными некоторых химических элементов. Таким образом, из общего числа кандидатов на носители жизни
следует исключить планетные системы (или их значительную часть) у звёзд второго поколения. Из этих рассуждений можно сделать предварительный вывод: для обеспечения достаточно богатого химического состава планеты необходимо смешение продуктов по меньшей мере
двух взрывов сверхновых разной исходной массы. При взрыве первой образуется один набор
1
Радиус «зоны жизни» Солнечной системы оценивается по-разному разными авторами: от 0,06 до 2,05 а.е.
химических элементов, а после взрыва второй – иной, дополняющий недостающие элементы
в протопланетном облаке.
Процентный состав тяжёлых ядер (тяжелее железа) в продуктах взрыва сверхновой зависит по Хансен от первоначальной массы взрывающейся звезды. Протопланетное облако,
пригодное для будущей жизни, должно содержать, по крайней мере, те тяжёлые элементы,
которые перечислены в начале статьи и которые являются необходимыми микроэлементами
для жизнедеятельности человеческого организма. Но поскольку массы «взрывоопасных»
звёзд имеют большой разброс значений – от 2,5МС до 150МС и даже более, то вероятность
синтеза химических элементов, дополняющих уже имеющийся набор до необходимого состава, всё же представляется довольно малой.
Можно сформулировать несколько гипотетических сценариев, в соответствии
с которыми стало возможным наличие на Земле (или в Земле) практически всех химических
элементов таблицы Менделеева, а также их изотопов, в том числе и радиоактивных.
Сценарий 1. После взрыва первой сверхновой из газопылевого облака образовалась звезда второго поколения. Затем и она взорвалась в своё время и из её продуктов родилось Солнце и наша планетная система. Здесь есть два сомнительных момента: чтобы из
расширяющейся туманности сконденсировалась первая протозвезда, а затем Протосолнце, с
протопланетной туманностью необходимы некие специфические (гравитационные?) условия.
Какие?
Сценарий 2. Происходит взрыв одной звезды, а через достаточно большой
промежуток времени – близкий (по галактическим меркам) взрыв другой звезды. Причём, одна из них (или обе) должна быть звездой второго поколения. После смешения продуктов
взрыва формируется будущая Солнечная система.
Сценарий 3. Одновременный близкий взрыв двух сверхновых. При этом по
крайней мере одна из звёзд должна быть звездой второго поколения. Продукты взрыва этих
звёзд смешиваются и возникает протозвёздное облако. В этом случае следует ожидать наличия нескольких соседствующих звёздных систем с близким по времени моментом рождения.
Это наименее вероятный сценарий по временным и пространственным масштабам.
Сценарий 4. Невдалеке от звезды класса К или М взрывается сверхновая, и
первая захватывает часть облака, приобретая класс G. Одновременно формируется протопланетное облако. Здесь есть также сомнительный момент: откуда это облако получает момент
вращения?
По-видимому, это не все возможные сценарии возникновения планеты, пригодной для
зарождения жизни и разума. Разумеется, вероятность каждого из описанных сценариев сама
по себе мала. Мала по причине формирования необходимого качественного и процентного
химического состава планеты, где намечается зарождение жизни. И вероятность реализации
того или иного сценария разная по величине. Для оценки вероятности конкретного сценария
необходимо учесть два важных момента: 1) в Галактике взрыв сверхновой происходит с частотой менее одного раза в столетие; 2) радиус Галактики составляет примерно 50 световых
лет и звёзды в ней распределены неравномерно. Поэтому вероятность близкого взрыва двух
сверхновых на среднем радиусе Галактики (25 световых лет) крайне ничтожна. Ещё менее вероятны взрывы двух сверхновых «одновременно».
Итак, для возникновения планеты, имеющей условия для зарождения жизни необходим
целый ряд независимых событий. Некоторые из этих событий имеют весьма малую математическую вероятность. И если бы удалось оценить эту вероятность pi каждого из этих событий,
то эти вероятности, будучи больше или меньше, сами по себе вряд ли могли бы вызвать удивление. Однако вспомним: вероятность Р последовательности независимых событий вычисля-
ется их перемножением. Простой пример: вероятность p3 столкновения Протоземли с Тейей.
Что это такое? Это следующее: вероятность формирования самой Тейи p31 необходимо умножить на вероятность приближения к Протоземле p32 и на вероятность необходимого угла соударения p33. Получим очень малую величину:
p3  p31  p3 2  p33  p34  1 ,
где p34 – фактор времени (когда Протоземля почти вся была жидкой).
Итак, число планет, пригодных для зарождения жизни, можно вычислить по формуле:
N  knP  kn pi
,…………………………………(1)
i
где
n – количество звёзд в Галактике не менее третьего поколения классов G, K, M;
k – среднее число планет, приходящихся на одну звезду.
Очевидно, что звёзды более высоких классов O, B, A, F излучают губительный ультрафиолет
и для зарождения жизни малопригодны. И хотя звёзды классов G, K, M являются самыми
распространёнными в Галактике, но всё же это ограничение несколько сужает возможности
поиска жизни. Требование «третьего поколения звезды» вносит существенное ограничение на
возраст гипотетической цивилизации. Оценки числа планет в Галактике у разных авторов колеблются от «больше одной» до 100 000 на звезду. Правда, в последнем случае, по-видимому,
учитываются и «свободные бродяги» не принадлежащие планетным системам звёзд. Так или
иначе, в формуле (1) имеется много неопределённых величин. Впрочем, как и в формуле
Дрейка.
Для получения достоверной оценки числа планет-носителей жизни в Галактике следует
выявить ВСЕ значимые события – как космологические, так и космогонические, – которые
необходимы в создании условий для её зарождения. Кроме уже упомянутых к ним следует
отнести формирование достаточно мощного магнитного поля, а также образование озонового
слоя. Немаловажно щадящее ближнее звёздное окружение. И т.д. Далее необходимо определить математическую вероятность каждого такого фактора или события. И только после этого
можно будет судить о распространённости жизни в Галактике. На взгляд автора настоящей
работы, если бы удалось более-менее достоверно оценить эту вероятность, то это число содержало бы, наверное, несколько десятков нулей после запятой. И тех сотен миллиардов
звёзд, которые насчитывает наша Галактика, не хватило бы, чтобы компенсировать эту чудовищно малую вероятность! То есть, по всей видимости, нам придётся смириться с тем фактом,
что мы единственные в галактике Млечный путь, а то и вообще в местном скоплении галактик.