Космическая примесь
Звезды на 71 процент состоит из водорода и на 27 — из гелия. Это два самых легких элемента, с них начинается таблица Менделеева. Другие, более тяжелые атомы умещаются в оставшихся проценты. Это резко отличается от того, что мы видим на Земле.
Верхняя, каменная оболочка нашей планеты наполовину сложена кислородом, еще на четверть — кремнием. Дальше по распространенности идут алюминий, железо, кальций, натрий, калий — по пять-два процента каждый. Доля остальных — чуть больше четырех процентов. Все это элементы с гораздо большими атомными массами, чем водород, который просто улетучился с Земли из-за слабого поля тяготения.
Получается, что Земля и другие планеты — это космические “частицы примеси”, где сконцентрированы тяжелые элементы.
Старт таблицы Менделеева
Сразу после Большого взрыва Вселенная представляла собой сгусток раскаленной энергии, который через миллионную долю секунды превратился в кварк-глюонную плазму, а еще через мгновение, чуть остыв, там начали образовываться протоны (собственно водород) и нейтроны — элементарные частицы, из которых впоследствии сложились атомные ядра. Сами атомы еще не могли существовать в очень плотной и горячей среде.
Первыми, спустя всего сто секунд существования Вселенной, возникли легчайшие ядра: изотопы водорода — дейтерий и тритий, гелий, литий. Из них образовались первые звезды. Ученые считают, что они были очень массивными, в сотни раз тяжелее Солнца. Это запустило в их недрах термоядерную реакцию, в результате которой синтезировался гелий, немного лития и бериллия, а в пространство, которое все продолжало расширяться, испускалось большое количество энергии. От тех времен сохранилось фоновое микроволновое излучение.
Тяжелые атомы, способные охлаждать звездный газ, начали нарабатываться в недрах светил спустя четыреста тысяч лет после Большого взрыва. Однако первые звезды были слишком массивными и горячими, поэтому жили недолго и взрывались, оставляя после себя сверхновые.
Это очень важный этап в эволюции Вселенной, который обогатил ее углеродом, кислородом, азотом, железом и другими “металлами” — так астрофизики называют все элементы тяжелее гелия. Благодаря им газ становился холоднее, давая начало следующему поколению звезд гораздо меньшей массы, сравнимой с солнечной. Живут они уже гораздо дольше — миллиарды лет.
Примерно через миллиард лет существования Вселенной массивных звезд осталось мало, сверхновые вспыхивали все реже. Казалось бы, образование железа и других тяжелых элементов должно было пойти на убыль. Однако ученые полагают, что это не так. Металл теперь куется в сверхновых типа Ia, вспыхивающих при взрыве двойной системы, состоящей из белого карлика и обычной звезды. Об этом на фестивале “Наука 0+” в МГУ рассказал Александр Лутовинов из Института космических исследований РАН.
Звезды-металлисты
Металлы в астрофизическом понимании этого термина (вплоть до цинка) образовались в горячих звездных недрах в реакциях скалывания или слияния ядер. Для синтеза более тяжелых атомов не хватало энергии, поэтому был применен механизм, при котором ядро захватывает нейтроны с последующим бета-распадом.
Захват нейтронов может происходить быстро, за одну-две секунды. Это называют r-процессом. Так образуются тяжелые изотопы со множеством нейтронов, которые затем распадаются до стабильных форм — от стронция до урана. Примерно половина стабильных атомов синтезирована в этой реакции.
Другая половина возникла в реакции более медленной, чем бета-распад нестабильных изотопов, — s-процессе и ее разновидности i-процессе, требующем высокой плотности нейтронов.
Как пишет Анна Фребел из Массачусетского технологического института, в последнее время получила развитие галактическая археология. Среди задач этого нового научного направления — “раскопки” в старых звездах карликовых галактик с целью найти следы рождения тяжелых химических элементов.
Важнейшие объекты галактической археологии — старые звезды на окраинах галактик, образовавшиеся вскоре после Большого взрыва, примерно 13 миллиардов лет назад. Они легкие, менее восьми десятых масс Солнца, очень слабые, но все еще светят. На их очень древнее происхождение указывает низкое содержание металлов.
Благодаря древним звездам из звездного гало Млечного Пути ученые могут заглянуть в колыбель Вселенной и понять начало эволюции химических элементов.
Древняя галактика раскрывает тайны
В 2015 году астрофизики впервые обнаружили карликовую галактику, звезды которой были обогащены элементами, образованными в r-процессах. Это Сетка II в галактическом гало, на удалении 30 килопарсек от центра Млечного Пути. Она очень маленькая и слабая, состоит из нескольких тысяч звезд, но массивная за счет темной материи. Ее возраст — 12 миллиардов лет. Семь из девяти ее ярчайших звезд обогащены барием и европием, синтезируемым с помощью быстрого захвата нейтронов.
Почти шестьдесят лет назад ученые предположили, что металлы в ранней Вселенной образовывались путем r-процесса. На роль источников подходили сверхновые, слияние нейтронной звезды и черной дыры или пары нейтронных звезд. Благодаря галактике Сетка II выяснилось, что слияние пары нейтронных звезд — самый вероятный кандидат на ранневселенскую химическую лабораторию, где шел синтез с помощью r-процессов.
Нейтронные звезды порождают стронций
В августе 2017 года гравитационно-волновые детекторы LIGO и Virgo зафиксировали гравитационную волну от слияния двух нейтронных звезд. Источник назвали GW170817. Следом “Очень большой телескоп” (VLT) Европейской Южной обсерватории в Чили навелся на место слияния и обнаружил всплеск электромагнитного излучения — килоновую. Считается, что это радиоактивный отпечаток события, следующего за синтезом нестабильных тяжелых изотопов.
В спектре килоновой астрономы наблюдали линии тяжелых элементов, но не могли их точно определить. Лишь на днях большой коллектив ученых из разных стран объявил, что там присутствует стронций. Он образуется в первую фазу слияния нейронных звезд в большом количестве. В данном случае его синтезировалось примерно пять масс Солнца
Начало
Вход
Регистрация