При каких процессах во вселенной образуются тяжелые элементы кратко

Обновлено: 30.06.2024

НУКЛЕОСИНТЕЗ, процесс, в котором ядра сложных, тяжелых химических элементов, таких, как кислород, железо и золото, образуются из более простых и легких атомных ядер (как правило, из водорода). На ранней стадии расширения Вселенной, когда ее вещество было плотным и горячим, везде существовали подходящие условия для нуклеосинтеза. Позже он происходил лишь в недрах звезд, в основном более массивных, чем наше Солнце.

В обоих случаях основным процессом являются ядерные реакции, т.е. реакции, в которых при взаимодействии атомных ядер одного или нескольких типов возникают ядра нового типа. Эти реакции не только создали атомы, из которых состоим мы сами и наша планета; они же служат источником энергии для Солнца и прочих звезд.

Нуклеосинтез, или нуклеогенез, нужно отличать от бариогенеза, т.е. от процесса, протекавшего в еще более ранней Вселенной, в котором составные части атомного ядра (протоны и нейтроны) формировались из кварков – наиболее фундаментальных частиц вещества.

Космологический нуклеосинтез.

А.Пензиас и Р.Уилсон, обнаружив в 1965, что космическое пространство заполнено микроволновым излучением, подтвердили предсказание, сделанное почти за 20 лет до этого Р.Альфером, Р.Херманом и Г.Гамовым, которые теоретически изучали ядерные реакции в очень молодой Вселенной. Открытие реликтового микроволнового излучения доказало, что 10–20 млрд. лет назад Вселенная была очень плотной и горячей. Ее температура превышала 1 000 000 000 К, а плотность была как в недрах Солнца – именно такие условия требуются для ядерных реакций.

Выяснив, что температура реликтового излучения составляет 2,75 К, астрономы определили типы и интенсивность ядерных реакций в те далекие времена. Почти все эти реакции удалось осуществить в лаборатории и определить, с какой интенсивностью происходят реакции при разных температурах, сколько при этом выделяется энергии и какие получаются продукты. Эти данные позволили разобраться в звездном нуклеогенезе, о котором пойдет речь в следующем разделе.

Основными продуктами ядерных реакций в молодой Вселенной были водород и гелий в пропорции по массе примерно 3:1. Сформировалось также мизерное количество тяжелого водорода (дейтерия, D или 2 H), легкого гелия ( 3 He) и лития (Li): всего несколько миллионных долей от общей массы. Поэтому самые первые звезды должны были состоять практически только из водорода и гелия. Тех первых звезд уже нет, но самые старые из сохранившихся звезд содержат менее 0,001% всех прочих элементов. А вот у Солнца и более молодых звезд эти элементы составляют по массе уже около 2%.

Реакции в ранней Вселенной остановились на водороде и гелии с небольшим количеством примесей, потому что не существует устойчивых атомных ядер, содержащих 5 или 8 протонов и нейтронов. Именно поэтому из водорода (с одним протоном) и гелия (с двумя протонами и двумя нейтронами) нельзя составить более сложные ядра. К тому времени, когда Вселенная охладилась настолько, что стали возможны и другие реакции, она так расширилась, что низкая плотность вещества сделала крайне маловероятным одновременное столкновение трех и более ядер для рождения более сложных элементов.

Важная особенность космологического нуклеосинтеза состоит в том, что количество образовавшегося гелия, дейтерия и лития зависит от средней плотности Вселенной (рис. 1). При высокой плотности частицы чаще сталкиваются, поэтому многие протоны и нейтроны объединяются в ядра гелия и остается очень мало дейтерия; при низкой плотности образуется больше дейтерия, но меньше гелия и лития.

С другой стороны, плотность Вселенной определяет ее судьбу: будет ли расширение продолжаться вечно или остановится и сменится сжатием. Измеренное содержание гелия, дейтерия, 3 He и лития показало, что плотности обычного вещества недостаточно, чтобы остановить расширение Вселенной. Если расширение Вселенной уравновешено гравитацией всего вещества, значит, основная его часть состоит из неизвестных частиц, отличных от обычных протонов, нейтронов и электронов. Предложено много кандидатов на роль этого неизвестного вещества, но ни один из них пока не наблюдался в лаборатории.

Звездный нуклеосинтез.

Пока звезда формируется, газ в облаке движется турбулентно и хорошо перемешивается. Поэтому звезда начинает жизнь химически однородной. Затем она уже не перемешивается вплоть до поздних стадий эволюции; поэтому возникшие в ядерных реакциях элементы попадают из недр звезды на поверхность лишь в самом конце ее жизни. Солнце еще не достигло этой стадии.

Первым сгорает водород. Поскольку его ядра состоят лишь из одного протона, они взаимодействуют при довольно низких температурах, около 10 7 К. Возможны две цепочки реакций. В одной, названной протон-протонным циклом, протоны взаимодействуют непосредственно. Четыре протона образуют одно ядро гелия. В более сложной цепочке реакций, названной CNO-циклом, также формируется ядро гелия из четырех протонов, но при этом углерод, азот и кислород служат катализаторами. В CNO-цикле, кроме гелия, образуется дополнительный азот – важный элемент для формирования протеинов (т.е. белков). Эти две цепочки реакций записаны ниже; символы b– и b+ означают электрон и позитрон, ne – нейтрино, а g – гамма-лучи:

От превращения водорода в гелий по любому из этих циклов выделяется столько энергии (7Ч10 13 Дж/кг), что одного грамма водорода хватило бы для езды на автомобиле в течение 10 лет. Поскольку водород горит медленно и выделяет так много энергии, он поддерживает свечение звезды около 90% времени ее жизни. Наше Солнце сжигает водород уже 4,5 млрд. лет и оставшихся запасов ему хватит еще примерно на столько же. Более массивные звезды сжигают свой запас быстрее – всего за миллионы лет.

Когда водород заканчивается, звезды с массой менее 40% солнечной умирают, превращаясь в тусклые и компактные белые карлики, состоящие из гелия. У более массивных звезд центральная область сжимается, и температура там достигает 10 8 К. При такой температуре возможно взаимодействие ядер гелия, а высокая плотность звездных недр делает вполне вероятной встречу трех или четырех таких ядер с реакцией рождения углерода или кислорода:

Образуется примерно равное количество углерода и кислорода, и это очень удачно, поскольку оба элемента биологически важны.

У звезд с массой менее 6–8 масс Солнца этап вспышки гелия (длящийся всего несколько процентов от времени горения водорода) фактически является последним в их жизни. Часть гелия, азота, углерода и кислорода при этом выносится на поверхность. Яркость звезды увеличивается, она раздувается и сбрасывает оболочку в виде планетарной туманности, пополняя межзвездную среду этими элементами. Ядро звезды сохраняется в виде углеродно-кислородного белого карлика.

У звезд с начальной массой более 6–8 масс Солнца продолжается сжатие ядра, и рост температуры в нем стимулирует дальнейшие ядерные реакции, рождающие широкую гамму новых элементов. Сначала сгорает углерод, давая в основном неон и натрий. Затем сгорает неон, порождая среди прочих элементов магний и алюминий. Затем горит кислород, давая среди прочего кремний и серу. Наконец, горит кремний, превращаясь в железо и близкие к нему элементы (никель, кобальт, марганец; см. ПЕРИОДИЧЕСКАЯ СИСТЕМА ЭЛЕМЕНТОВ). Эти реакции происходят при температуре около 10 9 К. В них выделяется сравнительно немного энергии, причем большая ее часть уходит в виде нейтрино. Эти последние стадии горения длятся всего несколько тысяч лет из более чем миллиона лет жизни массивной звезды.

Каждая из описанных до сих пор ядерных реакций поддерживает излучение звезды. Но ядра железа связаны крепче всех прочих атомных ядер, поэтому их дальнейшие превращения уже не могут дать выхода энергии. Однако с поверхности звезды энергия продолжает уходить, так что может случиться катастрофа, когда в результате горения кремния сформируется железное ядро звезды слишком массивное, чтобы сопротивляться действию гравитации. Его предельная масса, впервые рассчитанная в 1931 С.Чандрасекаром, лежит в диапазоне от 1,1 до 1,4 масс Солнца.

На рис. 2 показана структура звезды с исходной массой 18 масс Солнца перед окончанием горения кремния. Уже образовались все элементы от углерода до никеля, причем их относительное количество близко к тому, что наблюдается в межзвездной среде и у молодых звезд. Остаются два вопроса: 1) как эти элементы покидают звезду, в которой они родились, и 2) откуда берутся элементы тяжелее железа. Ответы на них прямо связаны с тем, что происходит со звездой, у которой растет железное ядро.

Сверхновые.

Когда сердцевина массивной звезды приближается к пределу Чандрасекара, почти одновременно начинается несколько процессов: некоторые ядра железа раскалываются на ядра гелия, протоны захватывают электроны и превращаются в нейтроны, а нейтрино активно уносят энергию. Эти процессы охлаждают сердцевину звезды до такой степени, что ее внутреннее давление больше не может сопротивляться гравитации, и она катастрофически сжимается. Ее коллапс длится всего около секунды; при этом выделяется энергия порядка 10 46 Дж, больше, чем звезда излучила за всю свою жизнь.

Во-первых, кислород, неон, кремний и прочие образовавшиеся в звезде элементы при взрыве попадают в межзвездную среду. Именно поэтому все звезды, следующие за их первым поколением, уже состоят не из чистого водорода и гелия. Во-вторых, проходящая через оболочку энергия нагревает газ и стимулирует ядерные реакции, в которых формируются различные элементы и их изотопы, окружающие нас. Даже покидающие ядро нейтрино вызывают несколько дополнительных реакций, которые служат, например, основным источником фтора. В-третьих, избыток энергии, железа и нейтронов делает возможным синтез элементов тяжелее железа (см. ниже). В-четвертых, расширяющаяся газовая оболочка звезды, сталкиваясь с окружающим межзвездным газом, порождает ударные волны, в которых отдельные атомы, по-видимому, получают огромную энергию и входят в состав космических лучей. В свою очередь, космические лучи, сталкиваясь в межзвездной среде с ядрами углерода, азота, кислорода и других элементов, расщепляют их, образуя, например, бериллий и бор, которые, по-видимому, не формируются ни в ранней Вселенной, ни в звездах.

Сверхновые описанного выше типа, включая Сверхновую 1987А в БМО, получаются только из массивных, короткоживущих звезд. Однако иногда фиксируются взрывы сверхновых среди довольно старых и не очень массивных звезд. Физика этого процесса должна быть совершенно иной, поскольку звезды умеренной массы должны заканчивать жизнь, превращаясь в белый карлик, а не испытывать коллапс ядра.

Однако углеродно-кислородный белый карлик взрывается, если его масса превышает предел Чандрасекара. Значит, он может взорваться, если с соседней звезды на него перетечет газ (таких пар немало, в них иногда наблюдаются вспышки новых) или если два белых карлика одной системы сблизятся и сольются. При взрывном горении углерода и кислорода в основном образуются железо и близкие к нему элементы. Выделившейся энергии достаточно для объяснения феномена сверхновой у старых звезд. Взорвавшаяся звезда разрушается и не оставляет после себя нейтронной звезды, как сверхновые с коллапсирующими ядрами.

Итак, сверхновые и их родительские звезды создают элементы от углерода до никеля и выбрасывают их в космическое пространство. Водород, гелий и немного лития сохранились от нуклеосинтеза в ранней Вселенной. Бериллий, бор и дополнительный литий созданы космическими лучами. Но откуда взялись более тяжелые элементы?

s-, r- и p-процессы.

Образование ядер сложнее железа сталкивается с двумя проблемами. Во-первых, в этих реакциях не выделяется энергия, которая могла бы сделать их самоподдерживающимися; напротив, они потребляют энергию. Во-вторых, в этих ядрах уже так много протонов, что им трудно сблизиться, не разрушив друг друга. Поэтому синтез элементов от меди до урана возможен только путем добавления нейтронов (и энергии) к железу.

Захватив от одного до трех нейтронов, ядра становятся нестабильными и распадаются, превращая один или больше нейтронов в протоны и образуя таким образом элементы тяжелее железа. Детали этого сложного процесса были описаны в середине 1950-х годов А.Камероном в Канаде, а также М. и Дж.Бербидж, У.Фаулером и Ф.Хойлом, работавшими в США. Поскольку все образующиеся в этом процессе элементы редки, через него проходит немного вещества.

Какие именно элементы и изотопы рождаются, зависит от того, каков поток нейтронов и как долго он действует на вещество. Сверхновые выбрасывают гигантский поток нейтронов за короткое время, поэтому образуются стабильные изотопы элементов с избытком нейтронов. Поскольку захват нейтронов происходит быстро, этот процесс синтеза элементов называют r-процессом (от англ. rapid – быстро).

На рис. 3 показана цепочка захватов и распадов в s-процессе от иттербия (с 70-ю протонами) до осмия (76 протонов). Изотопы, родившиеся в r- и s-процессах, обозначены соответственно. Некоторые очень редкие изотопы не создаются ни одним из этих процессов, однако их можно получить, добавляя протоны, отнимая нейтроны или превращая нейтроны в протоны в продуктах r- и s-процессов. Все это называют p-процессом (от proton); его могут вызывать космические лучи, ударные волны и нейтрино от сверхновых.

Нерешенные проблемы.

Основные этапы нуклеосинтеза в ранней Вселенной, в звездах и сверхновых были поняты в середине 1950-х, а большинство деталей получило объяснение к середине 1970-х годов. Среди оставшихся вопросов выделим такие: 1) Каково массовое отношение углерода к кислороду после гелиевой вспышки (это отношение чрезвычайно важно для дальнейшей эволюции массивных звезд)? 2) Где именно протекает r-процесс? 3) Какие нуклиды, обязанные p-процессу, рождаются в различных эпизодах нуклеосинтеза? 4) Каков относительный вклад сверхновых с коллапсирующим ядром, с одной стороны, и порожденных CO-взрывом, с другой, в образование железа и прочих тяжелых элементов?
См. также АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА; КОСМОЛОГИЯ В АСТРОНОМИИ; ГАЛАКТИКИ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; ТУМАННОСТИ; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ЧАСТИЦЫ ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЦЕ; СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА.

Полученные данные проливают свет на то, как создаются самые тяжелые элементы во Вселенной.

Результаты также подтвердили, что " нейтронные звезды действительно состоят из нейтронов ", - рассказал новостному порталу space.com ведущий автор исследования Дарак Уотсон, астрофизик из Института Нильса Бора в Копенгагенском университете. " Звучит это глупо, но мы действительно не знали этого наверняка. Теперь, все что было найдено указывает на элементы, которые могли образоваться только в присутствии большого количества нейтронов ".

Три самых легких элемента во Вселенной - водород, гелий и литий. Они образовались в самые ранние моменты появления того космоса, который мы знаем. Большинство элементов, более тяжелых чем литий, вплоть до железа в периодической таблице, появились через миллиарды лет после "начала".

Но как были образованы элементы тяжелее железа, такие как золото или уран, долгое время было неизвестно. Предыдущие исследования предложили ключевую подсказку: чтобы атомы выросли до больших размеров, им нужно было быстро поглощать нейтроны. Так быстрый захват нейтронов, известный как " r-процесс ", происходит в природе только в экстремальных условиях, когда атомы бомбардируются большим количеством нейтронов.

Предыдущие исследования предполагали, что вероятным источником r-процесса являются последствия слияния нейтронных звезд.

В 2017 году астрономы впервые стали свидетелями слияния пары нейтронных звезд. Ученые сделали открытие, обнаружив гравитационные волны, которые образовались вследствие этого события. Это случилось на расстоянии 130 миллионов световых лет от Земли. Слияние получило название GW170817 .

Уотсон и его коллеги подозревали, что если более тяжелые элементы и образовались во время слияния, то сигнатуры их должны быть обнаружены в последствиях, известных как килонова . Они сфокусировались на длинах волн света или спектральных линиях, которые с помощью спектроскопии связали с конкретными элементами.

До сих пор не удавалось успешно рассмотреть тяжелые элементы в таких столкновениях, потому как во взрыве невозможно отличить один элемент от другого.

Однако, проведя повторный анализ данных слияния 2017 года, Уотсон с коллегами смогли определить сигнатуру стронция - тяжелого элемента . На Земле стронций естественным образом содержится в почве и концентрируется в определенных минералах

Ключ к этой удивительной (для ученых) находке может быть связан с призрачными частицами, известными как нейтрино , которые обычно проходят через обычную материю, но иногда могут сталкиваться с протонами или нейтронами.

Чтобы создать относительно "легкий" тяжелый элемент , такой как стронций, Вам нужно сначала уничтожить несколько нейтронов, а для этого нужно бомбардировать их нейтрино, чтобы они быстрее распались на протоны и электроны.

Несмотря на значительные успехи, обнаружить другие тяжелые элементы будет достаточно затруднительно, т.к. об атомарной структуре очень мало качественных данных из-за их сложной природы.

Группа международных исследователей вернулась к формированию Солнечной системы 4,6 миллиарда лет назад, чтобы по-новому взглянуть на космическое происхождение самых тяжелых элементов. И обнаружила, как именно же они образовались и во время какого процесса.

Тяжелые элементы, с которыми мы сталкиваемся в нашей повседневной жизни, такие как железо и серебро, не существовали в начале Вселенной 13,7 миллиарда лет назад. Они были созданы во времени в результате ядерных реакций, называемых нуклеосинтезом, которые объединили атомы вместе. В частности, йод, золото, платина, уран, плутоний и кюрий — некоторые из самых тяжелых элементов — были созданы с помощью особого типа нуклеосинтеза, называемого процессом быстрого захвата нейтронов или r-процессом.

Вопрос о том, какие астрономические события могут производить самые тяжелые элементы, оставался загадкой на протяжении десятилетий. Сегодня считается, что r-процесс может происходить во время сильных столкновений между двумя нейтронными звездами, между нейтронной звездой и черной дырой или во время редких взрывов после смерти массивных звезд. Такие высокоэнергетические события происходят во Вселенной очень редко. Когда это происходит, нейтроны включаются в ядра атомов, а затем превращаются в протоны. Поскольку элементы в периодической таблице определяются количеством протонов в их ядрах, процесс r создает более тяжелые ядра по мере захвата большего количества нейтронов.

Некоторые из ядер, образованных в результате r-процесса, радиоактивны, и для их распада на стабильные ядра требуются миллионы лет. Йод-129 и кюрий-247 — два таких ядра, которые были образованы до образования Солнца. Они были включены в твердые тела, которые в конечном итоге упали на земную поверхность в виде метеоритов. Внутри этих метеоритов в результате радиоактивного распада образовался избыток стабильных ядер. Сегодня это превышение можно измерить в лабораториях, чтобы определить количество йода-129 и кюрия-247, которые присутствовали в Солнечной системе непосредственно перед ее образованием.

Почему эти два ядра r-процесса такие особенные? У них есть обычное свойство: они распадаются почти с одинаковой скоростью. Другими словами, соотношение между йодом-129 и кюрием-247 не изменилось с момента их создания миллиарды лет назад.

Бенуа Котэ, обсерватория Конколы

Йод с его 53 протонами создается легче, чем кюрий с его 96 протонами. Это связано с тем, что для достижения большего числа протонов кюрия требуется больше реакций захвата нейтронов. Как следствие, соотношение йода-129 и кюрия-247 сильно зависит от количества нейтронов, которые были доступны во время их создания.

Команда рассчитала соотношение йода-129 к кюрию-247, синтезируемые столкновениями нейтронных звезд и черных дыр, чтобы найти правильный набор условий, воспроизводящих состав метеоритов. Они пришли к выводу, что количество нейтронов, доступных во время последнего события r-процесса перед рождением Солнечной системы, не могло быть слишком большим. В противном случае было бы образовано слишком много кюрия по сравнению с йодом. Это означает, что очень богатые нейтронами источники, такие как материя, оторвавшаяся от поверхности нейтронной звезды во время столкновения, вероятно, не играли важной роли.

Так что же создало эти ядра r-процесса ? Хотя исследователи могли предоставить новую информативную информацию о том, как они были созданы, они не смогли определить природу астрономического объекта, который их создал. Это связано с тем, что модели нуклеосинтеза основаны на неопределенных ядерных свойствах, и до сих пор неясно, как связать доступность нейтронов с конкретными астрономическими объектами — такими, как массивные взрывы звезд и сталкивающиеся нейтронные звезды.

С помощью этого нового диагностического инструмента достижения в области астрофизического моделирования и понимания ядерных свойств могут выявить, какие астрономические объекты создают самые тяжелые элементы Солнечной системы.

Рис. 1. В процессе слияния пары нейтронных звезд энергия выделяется в виде гравитационных волн, которые стало возможно ловить со вводом в строй установок LIGO и Virgo. Именно так в августе 2017 года было зафиксировано слияние двух нейтронных звезд в далекой галактике NGC 4993. Последующие наблюдения в оптическом и других диапазонах показали, что в ходе такого слияния синтезируются тяжелые химические элементы. Рисунок из статьи A. Frebel, T. C. Beers, 2018. The formation of the heaviest elements

Основным механизмом синтеза тяжелых химических элементов долгое время считались вспышки сверхновых. Однако эта версия не очень согласуется с наблюдаемым распределением изотопов тяжелых элементов и продуктов их распада. В начале мая в журнале Nature были опубликованы две статьи с описанием результатов моделирования двух альтернативных процессов, в ходе которых может идти r-процесс синтеза тяжелых элементов. Авторы одной из работ разбирались с тем, что происходит при слиянии двух нейтронных звезд. Их данные указывают на то, что этот процесс может отвечать за значительную часть плутония, кюрия и других актиноидов, существовавших в Солнечной системе на начальном этапе ее формирования. Во второй работе ученые смоделировали один из вариантов гиперновой — так называемый коллапсар. Свои расчеты они проверяли на недавно открытой в Местной группе карликовой галактике, для звезд которой характерно повышенное содержание европия и золота. Обе работы, несомненно, приближают нас к пониманию того, какой механизм формирования тяжелых элементов во Вселенной является основным и как эти элементы попали к нам на Землю. Однако до полной ясности еще далеко.

Звезды — не только источники электромагнитного излучения. Их можно рассматривать и как заводы по производству тяжелых химических элементов. Больше того, именно звезды так или иначе ответственны за синтез почти всех химических элементов: по существующим представлениям, при Большом взрыве могли образоваться только самые легкие ядра (водород, гелий, литий), а в реакциях скалывания, которые идут под действием космических лучей, — следующие за ними в Периодической таблице бериллий и бор.

Наиболее вероятным источником тяжелых химических элементов считались сверхновые. Этим термином называют последнюю стадию эволюции некоторых звезд, в ходе которой выделяется огромное количество энергии. Из-за этого яркость звезды увеличивается на несколько порядков — так что она становится сравнимой с яркостью целой галактики. Например, сверхновая 1054 года, из остатков которой сформировалась Крабовидная туманность, согласно записям китайских астрономов, больше 20 суток наблюдалась на небе невооруженным глазом даже днем — и это несмотря на то, что расстояние до нее оценивается в 6500 световых лет.

Основная классификация сверхновых основана на их спектральных характеристиках. Главное подразделение — на два типа — идет по наличию или отсутствию в спектре линий водорода: у сверхновых I типа их нет, у сверхновых II типа они есть. Также есть несколько возможных сценариев конца звездной эволюции, которые приводят к образованию сверхновых. Подробно мы эти детали обсуждать не будем, скажем лишь, что сценарий гравитационного коллапса, который, по-видимому, отвечает за большинство разновидностей сверхновых, реализуется достаточно часто: по некоторым оценкам, в нашей Галактике за столетие происходит несколько таких событий (S. M. Adams et al., 2013. Observing the Next Galactic Supernova), но в основном это сверхновые I типа. Сверхновые II типа, судя по нынешним данным, довольно редки (ниже мы увидим, что это важно).

Еще одно возможное астрономическое явление, при котором может протекать r-процесс с образованием тяжелых химических элементов, — слияние нейтронных звезд (B. Côté et al., 2018. The origin of r-process elements in the Milky Way). До недавнего времени об этих астрономических катаклизмах было мало известно, поэтому такой сценарий образования тяжелых элементов, хотя и был предсказан (D. Eichler et al., 1989. Nucleosynthesis, neutrino bursts and γ-rays from coalescing neutron stars), толком не рассматривался. Все изменилось в 2017 году, когда был зафиксирован первый гравитационно-волновой сигнал от слияния двух нейтронных звезд в галактике NGC 4993 (событие получило обозначение GW170817) и, что очень важно, по горячим следам удалось его идентифицировать в оптическом и других диапазонах (подробнее см. в статье Сергея Попова Зафиксировано слияние нейтронных звезд!). Изучая спектры этого события, ученые обнаружили явные следы того, что при слиянии шел и r-процесс (D. Kasen et al,. 2017. Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event).

Нейтронные звезды, состоящие в основном из плотно упакованных нейтронов (среди которых могут встречаться отдельные протоны), по своим свойствам похожи на атомные ядра. Самое значительное отличие (помимо, естественно, размера и массы) в том, что в ядрах атомов нуклоны — протоны и нейтроны — притягиваются друг к другу под действием сильного взаимодействия, а в нейтронных звездах — под воздействием гравитации. По современным моделям столкновение нейтронных звезд тоже должно приводить к выделению большого количества энергии и высокой плотности нейтронных потоков.

Столкновения нейтронных звезд происходят очень редко. По оценкам, такое событие в Млечном Пути происходит не чаще, чем раз в 100 тысяч лет (J. Abadie et al., 2010. Predictions for the rates of compact binary coalescences observable by ground-based gravitational-wave detectors). Однако нам повезло наблюдать одно из таких столкновений — уже упоминавшееся событие GW170817 — буквально в прямом эфире и установить при этом, что там шло образование тяжелых элементов. Таким образом, для моделирования образования Солнечной системы встает важный вопрос: какой из двух описанных механизмов синтеза тяжелых химических элементов, в том числе плутония и кюрия, которые мы сейчас рассматриваем как искусственные, должен считаться основным.

Имре Бартош (Imre Bartos) из Университета Флориды и Сабольч Марка (Szabolcs Marka) из Колумбийского университета попробовали ответить на этот вопрос. Для этого они оценили, каким бы было среднее содержание некоторых тяжелых радиоактивных элементов-актиноидов (или продуктов их распада) в Солнечной системе, если бы они попали туда в результате каждого из обсуждаемых процессов.

Расчет логично проводить для элементов, содержание продуктов распада которых в Солнечной системе сейчас известно (так результаты моделирования можно сравнить с эмпирически измеренными значениями). В обсуждаемой работе это были два актиноида — кюрий 247 Cm (период полураспада 15,6 млн лет) и плутоний 244 Pu (период полураспада 80,8 млн лет).

О количестве кюрия в молодой Солнечной системе можно судить по отношению содержаний неодима (Nd) и урана 238 U, а о количестве плутония — анализируя содержание тория (Th) в веществе метеоритов, которое, как предполагается, близко по составу к зарождавшейся Солнечной системе. Также оценивалось содержание урана 235 U (период полураспада этого нуклида 703,8 млн лет), содержание которого можно оценить не только для молодой, но и для современной Солнечной системы. Период полураспада 238 U еще больше — 4,4 млрд лет, что лишь немного меньше возраста Солнечной системы — 4,75 млрд лет

Расчеты показали малую вероятность того, что источником актиноидов для молодой солнечной системы были вспышки сверхновых I типа. Учитывая высокую частоту этих событий, в земной коре сейчас должно было бы содержаться больше урана 235 U, а в метеоритах — больше продуктов распада 247 Cm и 244 Pu. То есть наблюдаемое сейчас в Солнечной системе количество радиоактивных актиноидов может объясняться r-процессами протекающими либо в результате вспышки сверхновой II типа, либо в результате столкновения нейтронных звезд.

Рис. 2. Предлагаемый путь появления основной массы актиноидов в газопылевом облаке, из которого впоследствии сформировалась Солнечная система. При столкновении нейтронных звезд образуется черная дыра, вокруг которой формируется аккреционный диск (показан красным). Динамические силы в аккреционном диске и звездный ветер приводят к тому, что вещество выносится из этой системы в космическое пространство. В облаке этой выброшенной материи (серое) легкие ядра быстро захватывают свободные нейтроны, в результате чего образуются тяжелые химические элементы, включая актиноиды. Выброс вещества достиг газопылевого облака, из которого образовалась Солнечная система, обогатив ее тяжелыми элементами. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature

По утверждению Бартоша и Марки вспышки сверхновой II типа тоже вряд ли могли обогатить Солнечную систему актиноидами в необходимом количестве. Во-первых, такие события происходят в 10–100 раз реже, чем столкновения нейтронных звезд. Во-вторых, по такому сценарию разрушаются массивные звезды (масса которых превышает 8 солнечных масс), которые преимущественно располагаются ближе к центру Галактики, — вероятность взрыва сверхновой II типа поблизости от зарождающейся Солнечной системы слишком низкая (E. Berger, 2014. Short-duration gamma-ray bursts). Наилучшим образом, по оценкам Бартоша и Марки, те соотношения изотопов актиноидов, которые должны были быть в туманности, из которой сформировалась Солнечная система, объясняются, если допустить, что за 80 млн лет до этого на расстоянии около 1000 световых лет произошло слияние двух нейтронных звезд.

С выводами ученых согласны далеко не все коллеги. Критики их модели указывают на низкую точность определения содержания продуктов распада плутония-244 в метеоритах, а также важное для этой модели предположение о том, что распространение тяжелых элементов по Галактике происходило равномерно (то есть не учитывалось влияние находившихся вблизи от слившихся нейтронных звезд и зарождавшейся Солнечной системы массивных тел).

По расчетам, один коллапсар может породить примерно в 30 раз больше тяжелых элементов, чем пара сливающихся нейтронных звезд, а всего на долю этого процесса ученые относят до 80% всех тяжелых элементов во Вселенной.

Рис. 3. Слева — область неба в направлении на созвездие Сетка (горизонтальные черточки поверх самых ярких звезд — оптический дефект). Справа — тот же участок неба после удаления (при помощи специальных алгоритмов) всех звезд Млечного Пути. То, что осталось — это и есть ультратусклая карликовая галактика Сетка 2. Изображение из статьи A. Frebel, T. C. Beers, 2018. The formation of the heaviest elements

Остается заключить, что дискуссия о происхождении тяжелых элементов во Вселенной — и, в частности, на Земле — еще далека от завершения. Тем интереснее!

Источники:
1) Imre Bartos, Szabolcs Marka. A nearby neutron-star merger explains the actinide abundances in the early Solar System // Nature. 2019. V. 569. P. 85–88. DOI: 10.1038/s41586-019-1113-7.
2) Daniel M. Siegel, Jennifer Barnes & Brian D. Metzger. Collapsars as a major source of r-process elements // Nature. 2019. V. 569. P. 241–244. DOI: 10.1038/s41586-019-1136-0.

Читайте также: