Напомним, что 238U распадается до 206Pb, а 235U – до 207Pb. Кроме того, существует нерадиогенный изотоп свинца 204Pb. Построив график зависимости 207Pb/206Pb от 204Pb/206Pb (и приняв во внимание очень небольшие изменения начальных соотношений 235U/238U в солнечной туманности), можно построить изохроны и получить возраст CAI из метеорита Ефремовка, составляющий 4567,35 ± 0,28 миллиона лет, тогда как возраст хондр из других метеоритов варьируется от 4567,32 до 4564,71 миллиона лет4. Помимо того что это число легко запомнить (4–5–6–7 миллионов лет назад), оно наводит на мысль, что CAI и самые ранние хондры образовались в одно и то же время – хотя формирование последних, возможно, продлилось дольше, более 2 или 3 миллионов лет. Точность этой даты заслуживает внимания: погрешность в 0,28 миллиона лет из общей суммы в 4567 миллионов лет эквивалентна тому, что вы можете узнать, сколько мне лет, с точностью до 1,5 дня, что невозможно ни с радиоизотопным датированием, ни без него!
Прежде начала
Помимо долгоживущих радиоактивных изотопов, присутствующих в ранней Солнечной системе и помогающих нам определить ее возраст, существуют также продукты распада гораздо более короткоживущих изотопов. Один из тех, чья роль была явно важной (но чье происхождение спорно), – это Магний (26Mg), который образуется при распаде Алюминия (26Al) с периодом полураспада всего 717 000 лет. В данном случае имеет место обратный бета-распад, который приводит к тому, что ядро опускается на одну ступень в Периодической таблице за счет испускания позитрона. Он происходит с выделением очень большого количества энергии и дает 4 миллиона электронвольт (МэВ) за один распад. Кроме того, Магний остается в возбужденном состоянии и впоследствии испускает фотон гамма-излучения с энергией 1,808 Мэ В.
Изотоп 26Al образуется в массивных звездах на различных стадиях ядерного синтеза (см. гл. 16). В редких, очень массивных звездах (масса которых более чем в тридцать-сорок раз превышает массу Солнца), 26Al может быть извлечен из недр и унесен в космос сильными звездными ветрами, характерными для таких звезд на поздних стадиях их жизни. У всех звезд, масса которых превышает массу Солнца более чем в 8,5–10 раз и которые заканчивают свою жизнь во взрыве, их 26Al распределяется по космосу вместе с другими элементами, порожденными звездой. Мы знаем, что эти процессы продолжаются в Млечном Пути и сегодня, поскольку наши гамма-телескопы обнаружили фотоны с энергией 1,8 МэВ от распада 26Mg. Это позволяет заключить, что в любой момент времени в межзвездном пространстве рассеяно около двух солнечных масс 26Al.
Если бы этот изотоп распределялся равномерно, то, учитывая огромный объем нашей Галактики, в любом определенном месте, например – в нашем протосолнечном облаке, находилось бы неизмеримо малое количество 26Al (менее 50 кг во всей туманности). Но поскольку в космологических масштабах времени период полураспада 26Al довольно короток, он не охватывает всю галактику равномерно, а концентрируется в регионах, где формируются звезды.
Единственный изотоп Алюминия, который живет более 10 минут – помимо 26Al, – это стабильная форма 27Al. Таким образом, соотношение 26Al/27Al в ранней Солнечной системе, которое мы можем вывести из современного уровня 26Mg и 27Al, составляет 26Al/27Al = 5 × 10–5 (хотя были получены и другие оценки, в два раза ниже, поэтому есть основания предполагать, что радиоактивные частицы могли распределяться неравномерно по всему диску). Это число интересно, потому что оно потенциально может решить другую загадку ранней Солнечной системы – проблему дифференциации астероидов.
Планета, подобная Земле, накапливает так много энергии от огромного количества планетезималей, падающих на нее во время формирования, что становится очень горячей – настолько, что может расплавить камни и позволить тяжелым элементам собраться в ядре, в то время как более легкие всплывают на поверхность. Это распределение по плотности и есть дифференциация, о которой мы упоминали в главе 12. Но для меньших тел, скажем для астероидов, диаметр которых не превышает десятков и сотен километров, гравитационной энергии, высвобождаемой во время аккреции, недостаточно, чтобы их расплавить, и мы могли бы ожидать, что они будут напоминать не гладкое тело с распределенными элементами, а груду обломков, сложенную из тех самых кусочков, из которых они сформировались. Однако мы находим как чисто металлические, так и чисто каменные метеориты, а значит, даже эти небольшие тела вскоре после возникновения каким-то образом тоже расплавились и провели дифференциацию. Впрочем, есть и другой, достаточно мощный источник энергии – теплота радиоактивного распада.
Даже при довольно большом содержании в 2,5 × 10–5 атомов 26Al на один атом 27Al (25 миллионных долей [ppm]) при радиоактивном распаде выделится 3000 джоулей энергии на грамм вещества. Этот уровень намного превышает гравитационную энергию аккреции, и его более чем достаточно, чтобы расплавить астероид и продолжить дифференциацию. Вопрос о происхождении такого избытка 26Al в ранней Солнечной системе остается спорным. Первоначальная идея заключалась в том, что массивная звезда, возникшая из того же облака, что и Солнце, взорвалась неподалеку, после чего в газовом облаке оказалось много радиоактивных изотопов, а у нашего облака, возможно, начался коллапс. Сегодня мы наблюдаем этот процесс в далеких межзвездных облаках, где рождаются новые звезды. Этот сценарий привлекателен еще и потому, что рисует перед нами заманчивую картину, в которой поблизости от нас могла бы возникнуть нейтронная звезда, способная повлиять на предпочтение «левых» аминокислот, которые мы встречаем во всей Солнечной системе (см. гл. 13). Однако против подобных представлений высказаны серьезные возражения. Во-первых, идея взрыва сверхновой прямо по соседству с нами априори неправдоподобна, когда во всей Галактике они происходят всего несколько раз в столетие, а во‐вторых, в большинстве моделей, которые согласуются с достаточным количеством 26Al, появляется слишком много Марганца‐23 и Железа‐60 – настолько много, что не удается объяснить низкое содержание их дочерних ядер в первичном материале Солнечной системы5.
Есть и альтернативные гипотезы: предполагают, что Алюминий оседал на крошечных крупицах пыли, странствующих в межзвездном пространстве и созданных или далекой сверхновой, или ветрами от очень массивных звезд, о которых мы говорили выше (хотя следует отметить, что такие звезды также очень редки, поэтому аргумент неправдоподобности снова возникает на горизонте). Представление, согласно которому высокоэнергичные частицы молодого Солнца могли образовывать радиоактивные изотопы непосредственно в протопланетном диске, трудно соотнести с тем, что мы знаем об активности молодых звезд и о распространенности других короткоживущих изотопов. Возможно, в ближайшем будущем, когда мы научимся измерять мизерные количества редких изотопов и их дочерних продуктов, мы сумеем раскрыть эту тайну.
Как отмечалось ранее, хондры и CAI – это самое древнее твердое вещество, которым мы располагаем с момента рождения Солнечной системы, и они возникли примерно через миллион лет после формирования нашего протопланетного диска. Вероятно, Земле потребовалось примерно 10–20 миллионов лет, чтобы поглотить все вещество вблизи своей орбиты и достаточно остыть для образования твердой коры. Вскоре после этого большой протопланетный объект (возможно, размером почти с Марс) столкнулся с нашей планетой, и в космос было выброшено так много вещества, что появилась Луна. Потом был период относительного спокойствия, а затем, в период от 4,1 до 3,8 миллиарда лет назад, мы вступили в эпоху поздней тяжелой бомбардировки, на протяжении которой массивные тела продолжали врезаться в Землю, Луну и другие планеты. Но, как отмечалось в главе 12, цирконы, возраст которых достигает 4,4 миллиарда лет, доказывают, что в то время на поверхности Земли уже была жидкая вода, и к концу бомбардировки появляются первые признаки жизни.
