Читать книгу Симфония № 6. Углерод и эволюция почти всего - Роберт Хейзен, Роберт Гейзен - Страница 7

Земля и жизнь требуют намного – в триллионы раз – больше углерода, чем могло образоваться в первичном котле Большого взрыва. Чтобы найти такие большие запасы шестого элемента, мы должны приглядеться к светящимся небесам, поскольку почти все атомы углерода были рождены глубоко в недрах звезд.

Роль звезд в истории углерода начала выявляться более века назад благодаря открытиям выдающихся женщин-исследовательниц в Гарвардском университете. Астрономия в 1880-х гг. столкнулась с новой для того времени проблемой – необходимостью обработки огромных объемов данных о природе звезд. До этого астрономы, используя лучшие на тот момент в мире телескопы, зафиксировали положение и яркость более 200 000 звезд, но данных об их физических и химических свойствах было очень мало. К последней четверти XIX столетия у астрономов появилась возможность использовать новые методы, основанные на совмещении мощных телескопов с чувствительными спектрометрами и фотокамерами. В результате на стеклянных фотопластинках знакомый небесный образ из тысячи ярких точек выглядел как мозаика звездных спектров. Подобно тому как стеклянная призма превращает сфокусированный луч белого света в радужный спектр, так и каждая звезда проявилась на этих фотографиях в виде крошечного вытянутого прямоугольника с похожей на штрихкод последовательностью вертикальных линий: каждый рисунок представлял собой радугу цветов спектра от красного до фиолетового.

Такие звездные спектры содержат много информации о звезде. Каждый химический элемент, нагретый до высокой температуры поверхности звезды (обычно от 2000 до 30 000 °C), испускает свой характерный набор ярких линий разных цветов – своего рода «отпечаток пальца» атома. Каждая линия возникает, когда электроны атома перескакивают с более высокого энергетического уровня на более низкий – совершают квантовый скачок, сопровождаемый крошечной вспышкой света определенного цвета. Четкая, близко расположенная пара оранжевых линий характеризует натрий. У водорода – одна интенсивная красная линия, одна зеленая и восемь более слабых линий в сине-фиолетовой части спектра. А у углерода – более 20 четких линий, распределенных по всему спектру. Каждый звездный спектр – это сложное наложение характерных линий десятков химических элементов.

Вооружившись новыми спектроскопическими инструментами, астрономы получили тысячи стеклянных фотопластинок, каждая – с сотней звезд, которые нужно было проанализировать. Каждый звездный спектр следовало изучить и интерпретировать визуально, на глаз. Это была напряженная, утомительная работа. Спектры накапливались намного быстрее, чем удавалось их обработать.

Благодаря новаторским исследованиям врача и астронома-любителя Генри Дрейпера, получившего первое изображение звездного спектра в 1872 г., одним из самых продуктивных центров фотографирования звезд на пластинки стала обсерватория Гарвардского колледжа. Дрейпер получил более 100 изображений со звездными спектрами на стеклянных пластинках, но умер в 1882 г., когда работа только начинала набирать обороты. Друг Дрейпера, гарвардский профессор астрономии Эдуард Чарльз Пикеринг, продолжил его дело в 1885 г. Еще через год богатая вдова исследователя Мэри Дрейпер начала спонсировать исследования Пикеринга, а также издание все расширяющегося «Каталога Генри Дрейпера».

Как и бóльшая часть научных сфер 1880-х гг., астрономия была почти исключительно мужской прерогативой. На самом деле и позже – уже в XX в. – в большинстве обсерваторий женщинам долго не разрешалось работать вместе с мужчинами в «соблазнительное» ночное время. Мужчины занимались и анализом фотопластинок, хотя Пикеринг постоянно был недоволен их небрежной работой. «Моя шотландская служанка справилась бы лучше», – неоднократно сетовал он[16].

К счастью для Пикеринга, его шотландской служанкой была Вильямина Флеминг, учительница, которая иммигрировала с мужем и ребенком в Соединенные Штаты из шотландского города Данди в возрасте 21 года. Вскоре после этого ее бросил муж, и она нанялась в услужение к Пикерингу. В 1881 г. исследователь предложил ей работу в обсерватории, научив 24-летнюю Флеминг читать звездные спектры. Его поступок, хотя и отнюдь не свидетельствовавший об альтруизме (ее зарплата 25 центов в час была значительно меньше, чем у мужчин), открыл женщинам дверь в эту область.

Флеминг преуспела не только в толковании спектров, она также заметила закономерности в расположении тысяч звезд. Вильямина быстро научилась выявлять мельчайшие отличия в положении и интенсивности разных спектральных линий и предложила систему классификации, дав каждой звезде буквенное обозначение от A до Q, основанное в первую очередь на выраженности характерных спектральных линий водорода. Она также обнаружила сотни прежде неизвестных астрономических объектов, включая знаменитую туманность Конская Голова и десятки других туманностей – огромных скоплений пыли и газа, как теперь известно, насыщенных углеродсодержащими молекулами. А еще Флеминг проложила путь в Гарвардскую обсерваторию и другим женщинам (их оказалось более десяти), которых потом стали называть «гарвардскими вычислителями»[17].

Гарвардская классификация звезд

Когда новые спектральные данные по тысячам звезд полились рекой, астрономы оказались готовыми сильно изменить наши представления о происхождении и распределении углерода во Вселенной. Первым важным шагом стало составление более подробной классификации разных типов звезд – прорыв, который совершила астроном Энни Джамп Кэннон.

Энни Кэннон родилась в 1863 г. в Довере, штат Делавэр. Ее отец Уилсон Кэннон был сенатором этого штата и кораблестроителем. Мать Мэри Джамп Кэннон любила ночное небо. Пользуясь старой потрепанной книгой по астрономии, мать с дочерью вместе определяли звезды и созвездия. Родители поддержали Энни, когда она решила изучать науку в колледже Уэллсли; ее наставницей стала Сара Фрэнсис Уайтинг, преподаватель физики этого колледжа. В 1884 г., в возрасте 20 лет, Энни Кэннон с отличием окончила колледж со степенью по физике.

Десятилетие спустя, поработав фотографом и писателем, Кэннон вернулась в науку, присоединившись в 1896 г. к Пикерингу и «гарвардским вычислителям». Она быстро стала специалистом по распознаванию разных типов звездных спектров, придя в итоге к тому, что определяла типы звезд с поразительной скоростью – по 200 звезд в час. «Мисс Кэннон – единственный человек в мире как среди мужчин, так и женщин, который может выполнять эту работу настолько быстро», – поражался Пикеринг[18]. За свою более чем сорокалетнюю карьеру Кэннон визуально проанализировала в общей сложности 350 000 звезд, намного превзойдя по их количеству всех своих коллег, вместе взятых.

Умение Кэннон распознавать изображения позволило ей замечать закономерности, которые другие упускали. Погрузившись в звездные спектры, она накопила опыт и знания, чтобы переосмыслить систему звездной классификации. Сфокусировав внимание на ярких звездах Южного полушария, Кэннон изобрела систему, основанную на относительной интенсивности ключевых спектральных линий – параметре, который непосредственно связан с температурой поверхности звезд. Результатом ее работы стала Гарвардская спектральная классификация, подразделяющая звезды на семь главных классов, каждый из которых обозначен буквой, соответствующей звездным типам составленной ранее системы Вильямины Флеминг. В итоговом варианте последовательность звезд от самых горячих до самых холодных лишилась большинства букв из системы Флеминг, а остальные поменялись местами. В результате получился ряд O, B, A, F, G, K, M, который многие поколения студентов-астрономов запоминали по мнемонической фразе: “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me”[19].

Признание за открытия пришло к Кэннон еще при ее жизни. До конца дней своих в 1941 г. она получала награды и почетные степени, становилась членом научных обществ в Европе и Северной Америке, являя собой образец для подражания нескольким поколениям женщин-ученых.

Почему Кэннон оказалась столь продуктивной и успешной? Некоторые историки отмечают влияние ее матери, научившей дочь образцовому ведению домашнего хозяйства. Другие указывают на почти полную глухоту Кэннон (возможно, возникшую вследствие кори), которая могла ограничить ее интерес к общению. Но многие женщины того времени страдали от недугов и не хуже управлялись с домашним хозяйством. Я думаю, есть более значимый фактор, объясняющий успех Кэннон: безусловно, она была умна и увлечена астрономией, но, в отличие от почти всех ее современниц, ей выпал шанс. Веками история науки была историей упущенных возможностей, безымянных потенциальных Эйнштейнов и Ньютонов – блестящих умов, лишенных из-за своего происхождения возможности реализовать тягу к науке. Самая большая трагедия для всех нас заключается в нескончаемой череде нереализованных стремлений, нераскрытых прорывов.

Углерод в звездах

Звездная классификация Энни Джамп Кэннон предоставила нам возможность выявления роли звезд в образовании углерода. Гарвардская спектральная классификация показывает температуру поверхности звезды – от сравнительно холодных красных звезд до супергорячих голубых. Астрономам того времени было ясно также, что спектральные линии дают информацию об относительной распространенности разных химических элементов, но они не знали, как перевести интенсивности линий в химический состав.

Влияние температуры путает все карты. Каждый атом состоит из отрицательно заряженных электронов в оболочках, окружающих положительно заряженное ядро. Электроны, перескакивающие между этими оболочками, влияют на появление характерных спектральных линий, которые и были запечатлены на фотопластинках Гарвардской обсерватории. Однако при высоких температурах звезд интенсивные столкновения атомов срывают электроны с внешних оболочек: атомы ионизируются, что ведет к снижению четкости некоторых линий спектра. Водород и гелий – первый и второй элементы Периодической таблицы – представляют собой предельные случаи. Большинство атомов водорода теряют свой единственный электрон, превращаясь в протоны. Большинство атомов гелия теряют оба электрона и становятся альфа-частицами с двумя протонами и двумя нейтронами. Раз нет электронов, то невозможны и их скачки, поэтому спектральные линии ионов водорода и гелия гораздо слабее, чем многих других элементов.

Сесилия Хелена Пейн-Гапошкина дала расшифровку сложных взаимосвязей между спектром звезд и их химическим составом в работе 1925 г., которую ее коллеги охарактеризовали как «самую блестящую кандидатскую диссертацию, когда-либо написанную по астрономии»[20]. Пейн родилась в 1900 г. в английском Уэндовере в семье с выдающимися академическими традициями. С четырехлетнего возраста ее воспитывала овдовевшая мать, которая поощряла в девочке интерес к науке. Сесилия училась в Кембриджском университете, получая стипендию Ньюнэм-колледжа, и была отличницей по биологии, химии и физике. Так как в то время получить степень в Кембридже могли только мужчины, Пейн не имела возможности продолжать обучение в рамках британской системы и переехала из Англии в Гарвард, где в 1925 г. стала первой женщиной, получившей степень PhD по астрономии.

В основе успеха диссертации Пейн лежало применение положений новой для того времени теории ионизации – зависимых от температуры процессов, в ходе которых атомы в звездах теряют свои электроны. Исследовательница поняла, что, хотя относительное обилие многих важных элементов (например, кислорода, кремния и углерода) можно точно определить по интенсивности основных спектральных линий, количество водорода и гелия сильно недооценивается – для водорода, возможно, в миллион раз. Она пришла к поразительному выводу, что водород и гелий – самые распространенные элементы во Вселенной – во многих случаях составляют более 98 % общей массы звезды. Этот результат показался настолько невероятным коллегам Пейн, долгое время полагавшим, что состав Земли точно соответствует составу Солнца, что ее открытия поначалу не приняли. Старшие коллеги призывали Пейн назвать выводы в ее первой публикации «сомнительными», но вскоре, когда и другие исследователи прибегли к новаторским методам, ее правота подтвердилась.

Открытия Пейн указали путь к более глубокому пониманию космического происхождения и распространенности углерода, составляющего четвертую часть всех атомов, которые не являются водородом или гелием. Но как звезды вырабатывают такое огромное количество шестого элемента?

Выгорание гелия

Большинство звезд – это гигантские сферы, насыщенные водородом. Наше Солнце как раз такой случай. Преобразование водорода в гелий – постоянно действующий процесс ядерного синтеза, называемый выгоранием водорода, – обеспечивает жизнь Солнца и его свечение, яркость которого почти не изменилась за прошедшие 4,5 млрд лет. Девяносто процентов звезд в ночном небе вовлечены в тот же процесс: гелий вырабатывается при огромных температурах и давлениях глубоко в их недрах, где протоны (ядра водорода) сталкиваются и соединяются, образуя бóльшие ядра из меньших фрагментов и частиц. По общему мнению, Солнце за счет выгорания водорода останется стабильной звездой еще несколько миллиардов лет. Только тогда, когда водород в ядре Солнца в основном превратится в гелий, наступит новая, более бурная фаза выгорания гелия – процесса, в ходе которого вырабатывается углерод.

Английский астроном сэр Фред Хойл впервые описал реакции ядерного синтеза, в ходе которых гелий в звездах преобразуется в углерод, в 1954 г., когда преподавал в колледже Святого Иоанна Кембриджского университета[21]. Карьера Хойла была необыкновенно разносторонней. Он изучал математику в Кембридже, затем в 1940 г. в возрасте 25 лет стал работать для военных нужд в области исследования радаров. Научные изыскания Хойла привели его в Соединенные Штаты, где из исследований, связанных с Манхэттенским проектом, он впервые узнал о ядерном синтезе. Десять первых послевоенных лет Хойл опять провел в Кембридже, погрузившись в изучение ядерных процессов в звездах.

К 1950-м гг. основная концепция нуклеосинтеза, заключающаяся в том, что высокие температуры и давления в недрах звезд способствуют ядерному синтезу, в ходе которого образуются новые элементы, была уже хорошо известна. Хойл понял, что распространенность элементов в природе отражает этапы звездных процессов, в результате чего маленькие ядерные кирпичики соединяются в большие ядра. Некоторые элементы (например, железо и кислород) более распространены по сравнению с другими (например, бериллием и бором) потому, что определенные комбинации протонов и нейтронов образуются легче, чем иные. Особо важны состояния резонанса, способствующие одновременному присоединению нейтрона, протона или альфа-частицы (ядра гелия-4 с двумя протонами и двумя нейтронами). Но большинство новых ядер формируется посредством поэтапного добавления одного из этих малых ядерных кирпичиков к уже существующим ядрам.

Углерод же отличался от всех. Расчеты того времени показывали, что нет простого пути, приводящего к его синтезу. Отсюда следовало, что этот элемент должен быть довольно редким. Но измерения его концентраций в звездах, выполненные Сесилией Пейн и ее коллегами, указывали на то, что углерод является четвертым по распространенности элементом во Вселенной. Чтобы объяснить это несоответствие, Хойл предложил детально продуманный механизм, названный тройным альфа-процессом[22]. Исследователь знал, что более старые звезды накапливают в своих недрах ядра гелия-4 (т. е. альфа-частицы). При взаимодействии двух альфа-частиц легко образуются ядра бериллия-8 – с четырьмя протонами и четырьмя нейтронами. А затем все, что нужно сделать для преобразования бериллия-8 в углерод-12, – это добавить еще одну альфа-частицу. Но есть загвоздка: бериллий-8 чрезвычайно нестабилен и распадается на части менее чем за одну квадриллионную секунды. Поэтому предположение, что углерод-12 образуется при добавлении третьей альфа-частицы к хрупкому бериллию-8, кажется невероятным.

Прорыв Хойла заключался в том, чтобы найти некое соответствие в природе. При энергии, близкой к 7,68 МэВ, ядро углерода-12 находится в особом, ранее не учтенном состоянии резонанса. Именно такое значение необходимо бериллию-8, чтобы захватить альфа-частицу, прежде чем распасться. Хойл подсчитал, что скорость синтеза углерода-12 в ходе тройного альфа-процесса возрастает приблизительно в миллиард раз. Физики-экспериментаторы восприняли эту идею скептически, поскольку углерод считался хорошо изученным и никаких резонансных состояний не обнаруживалось. Тем не менее Хойл убедил исследователей в Калифорнийском технологическом институте поискать это «состояние Хойла», которое вскоре и было ими подтверждено. Предсказание Хойла разрешило проблему несоответствия распространенности углерода и между делом позволило ученому мгновенно получить международное признание в развивающейся области астрофизики.

Хойл обрел славу и почести, дав объяснение звездному нуклеосинтезу, но его карьера оказалась полна противоречий. Ярый критик доминировавшей в то время космологической точки зрения, он придумал выражение «Большой взрыв» скорее как уничижительный термин, но тот в конечном счете прижился. Он предпочитал концепцию устойчивой Вселенной, независимой от ветхозаветного «момента творения». Хойл также поддерживал панспермию – спорную концепцию, что жизнь на Землю была занесена из космоса. В повсеместно осмеянной версии панспермии Хойла начало жизни дали рожденные в комете вирусы, которые до сих пор иногда вызывают глобальные эпидемии. И он горячо поддерживал идею, что нефть и природный газ образуются в ходе небиологических процессов глубоко в мантии Земли. Эта противоречивая гипотеза сейчас заново рассматривается учеными Обсерватории глубинного углерода. Когда Хойла спрашивали о его склонности занимать такие противоречивые позиции, он отвечал: «Лучше быть интересным и неправым, чем скучным и правым»[23].

Рассеивание углерода

Давным-давно, более 13 млрд лет назад, по прошествии нескольких миллионов лет после образования Вселенной, в космосе, лишенном каменистых планет и жизни, ярко горели первые звезды[24]. Они появились, когда гравитация стала стягивать огромные вращающиеся облака водорода и гелия – атомов, образовавшихся при Большом взрыве, – в еще бóльшие раскаленные сферы.

Звезды – это двигатели химической эволюции. Под действием невообразимых температуры и давления в звездных недрах водород «слипался» в гелий, а три ядра гелия – в углерод. Конечно, это медленный процесс, но у звезд много времени. И таким образом углерод постепенно накапливался, чтобы в конечном итоге стать четвертым по распространенности элементом во Вселенной – на каждую тысячу атомов водорода приходится порядка пяти атомов углерода.

Первые несколько миллионов лет космической истории бóльшая часть этих все пополняющихся запасов звездного углерода оставалась запертой глубоко в недрах звезд. Некоторые его ядра стали ядерным топливом, соединяясь с ядрами гелия и образуя еще более тяжелые элементы: кислород – податель жизни, кремний – строительный материал для каменистых планет; железо – основа индустриального развития. Спустя миллионы лет, когда турбулентные потоки звездной конвекции вынесли эти глубинные продукты нуклеогенеза на светящуюся поверхность каждой из звезд, некоторые атомы углерода были унесены мощными звездными ветрами, выталкивающими атомы углерода вовне, в межзвездное пространство, при взаимодействии с сильными магнитными полями звезд. Эти-то образовавшиеся в недрах звезд атомы, которые улетели в космическое пространство, и дали начало настоящей углеродизации космоса.

Самое обильное «засеивание» космоса углеродом происходит, когда умирают массивные звезды; происходящие при этом бурные процессы высвобождают огромное количество вещества[25]. При взрывах сверхновых огромные звезды буквально рассыпаются в пространстве. Но как звезда может взорваться? Ответ на этот вопрос нужно искать в непрерывном противостоянии огромной силы тяготения, которая тянет звездную массу внутрь, и мощью ядерного синтеза, выталкивающего эту массу наружу.

Давайте подумаем о будущем нашего Солнца, в котором через 4 млрд лет или около того весь водород превратится в гелий. Постепенно водород в раскаленном ядре Солнца полностью израсходуется, а концентрация гелия возрастет. Тогда начнется выгорание гелия. Возможно, на полмиллиарда лет ядерные силы, вызванные выгоранием гелия в недрах Солнца, возьмут верх над силой тяготения. Эти изменения приведут к не очень приятным последствиям для землян. Солнце раздуется более чем в 100 раз по сравнению со своим нынешним размером, превратившись в красный гигант, который разрастется дальше орбиты несчастного, поглощенного Солнцем Меркурия, за орбиту обреченной Венеры и, наконец, подойдет достаточно близко к орбите Земли, заполнив собой дневное небо. Когда ярко-красная поверхность Солнца приблизится к Земле, наш общий дом сгорит и превратится в безжизненную золу.

Учитывая скромные размеры Солнца, углерод окажется конечным продуктом ядерных процессов. Когда запасы гелия иссякнут и ядерные реакции прекратятся, гравитация все-таки выиграет 10 000 000 000-летнюю войну. Солнце сожмется, превратившись в белый карлик – насыщенную углеродом звезду размером с Землю, с диаметром менее сотой доли нынешнего. В процессе медленного охлаждения и сжатия звезды бóльшая часть запасов только что образовавшегося углерода будет заблокирована в ней навсегда, «подобно бриллианту в небе»[26].

У звезд крупнее Солнца судьба иная, поскольку их внутреннего давления и температуры достаточно, чтобы часть ядер углерода-12, соединившись с альфа-частицами, образовала более тяжелые элементы – кислород-16, неон-20, магний-24 и другие. При этом происходит каскад ядерных реакций, и каждое преобразование добавляет звезде энергии, обогащает ее новыми химическими элементами и противостоит непреклонной силе тяготения. Реакции происходят одна за другой все быстрее и быстрее, пока звезда не примется за образование железа-56. Последние стадии синтеза происходят за секунды. У всех элементов в цепочке, заканчивающейся железом, каждое новое ядро стабильнее предыдущего, а каждая ядерная реакция высвобождает энергию и поддерживает горение звезды, как будто подбрасывая дров в ревущий огонь. Но железо-56 – это конечный ядерный пепел. Что бы вы ни пытались сделать с ядром железа-56 – добавить или забрать протон, добавить или забрать нейтрон, – любая реакция с этим элементом потребует энергии. Когда ядро звезды превращается в железо, направленный вовне напор ядерных реакций прекращается почти мгновенно и гравитация так же быстро берет над ним верх.

Главное последствие этого звездного «выключения» – разрушительный взрыв, в котором участвует вся звездная масса. Весь оставшийся водород, гелий, углерод и остальные элементы затягиваются внутрь со всевозрастающей скоростью, достигающей существенных долей скорости света, пока не взорвутся. В этих хаотических условиях, когда температура и давление вырастают до значений, невиданных со времен Большого взрыва, атомные ядра интенсивно сталкиваются и сливаются, их протоны и нейтроны буквально перемешиваются, образуя все более тяжелые комбинации. Так в конечном счете возникает более половины элементов Периодической таблицы. То, что мы наблюдаем как взрыв сверхновой, на самом деле представляет собой разрушительный распад всей этой звездной массы – беспорядочной смеси множества новых элементов, разлетающихся в пространстве.

Остальные химические новинки, к которым относится бóльшая часть тяжелых элементов Периодической таблицы, появляются как удивительные отголоски взрывов сверхновых. В процессах, которые только сейчас становятся понятными, гравитация захватывает часть остатков каждой сверхновой и образует из них странные плотные звездоподобные объекты. Если эти остатки тяжелее нашего Солнца примерно раза в три, то образуется черная дыра – объект настолько массивный, что он сжимается в точку, откуда ничего, даже свет, не может вырваться.

Если остатки сверхновой составляют одну-две массы Солнца, итоговый гравитационный коллапс порождает другой объект – нейтронную звезду, в которой протоны и электроны сталкиваются друг с другом, формируя сверхплотное скопление нейтронов. Нейтронная звезда, вдвое превышающая по массе наше Солнце, сжимается в объект диаметром всего несколько километров. Принимая во внимание широкое рассеивание атомных частиц после единичного взрыва сверхновой, вполне можно ожидать образования двух нейтронных звезд. Получившаяся в результате нестабильная конфигурация двойной звезды в конечном счете приводит к еще одной космической катастрофе – событию, когда сталкиваются две нейтронные звезды. Это событие называется «килонóвая». Итоговое слияние ядерных частиц происходит с такой интенсивностью, что из этого хаоса возникает почти вся Периодическая таблица элементов.

Последствия ошеломительны. В итоге таких космических катастроф появляются основные химические элементы тяжелее железа – драгоценные золото и платина, практичные медь и цинк, ядовитые мышьяк и ртуть, высокотехнологичные висмут и гадолиний. Каждый атом этих элементов, обнаруженный здесь, на Земле, прибыл сюда после распада массивных звезд. Вольфрамовые абразивы, молибденовые сплавы, германиевые полупроводники, самариевые магниты, циркониевые ювелирные камни, никель-кадмиевые батарейки, стронциевые люминофоры – все это есть у нас благодаря взорвавшимся древним звездам.

Только после того, как первое поколение сверхновых засеяло Вселенную полным набором химических элементов, и смогли возникнуть каменистые планеты (планеты земной группы), а также новое поколение звезд, вырабатывающих углерод. Многие из этих звезд взорвались, создав еще больше углерода и других тяжелых элементов для новых планет и будущих поколений звезд, сильнее обогащенных металлами. Этот нескончаемый бурный цикл создания и рассеивания элементов продолжается во Вселенной по сей день.

Наша Солнечная система сформировалась в результате множества предшествующих звездных циклов, растянувшихся по времени более чем на 13 млрд лет, поэтому она обогащена углеродом – в его кристаллической форме.