Как во вселенной появились химические элементы тяжелее гелия
Почему химические элементы появились во вселенной? Звёзды так сошлись. Дмитрию Ивановичу Менделееву просто повезло. Если бы не звёзды, ничего бы у него с Периодической таблицей не вышло. Да и его самого бы не было.
Касается это, впрочем, не всех элементов. Водород, гелий (вчетверо меньше, чем сейчас), литий, бериллий, бор (в следовых количествах) — были с самого начала. Для персон, хронически не понимающих, откуда учёным доподлинно известно, что было во времена, когда их самих ещё не было, напомню что скорость распространения света ограничена. А значит, объекты удалённые от нас на миллиард световых лет видимы такими, какими они были миллиард лет назад. Непосредственно наблюдать прошлое вселенной можно уже с момента, когда она становится прозрачной для света. Сам же свет учёные умеют подвергать спектральному анализу, позволяющему установить, что именно светит. В самый первый момент светили водород и далее до бора включительно. Сами по себе светили. Звёзд тогда ещё не имелось. Но хорош был бы Менделеев с таблицей из пяти пунктов…
Для появления таблицы, кстати, нужны не всякие звёзды. Только большие. Мелкие — бурые, красные, оранжевые карлики массой до половины солнечной — предусмотрены во вселенной лишь выставления клоунами людей, хронически уверенных, что рост энтропии означает снижение сложности и увеличение беспорядка. Поскольку даже в таких звёздах происходит синтез гелия из водорода, и вещество, по мере рассеяния энергии, усложняется. Но ничего, кроме морального удовлетворения, существование карликов, составляющих 99.5% звёздного населения, вселенной не приносит. Они рассчитаны на 50-200 миллиардов лет непрерывной эксплуатации, да и потом не взорвутся. Так что, наработанный гелий в них и останется.
Звёзды среднего калибра — от 0.5 до 12 солнечных масс — выгорают сравнительно быстро. После того, как в их ядрах заканчивается водород, возобновившийся гравитационный коллапс приводит к нарастанию давления до уровня, при котором начинаются реакции синтеза с участием гелия. Перенести это событие относительно лёгкая звезда не может. Она раздувается, превращаясь в красный гигант. После его половина её массы вытекает из гравитационной ямы и рассеивается. Так в состав галактического газа возвращается часть водорода, уже основательно обогащённого гелием и продуктами горения гелия — главным образом, кислородом и в меньшей степени углеродом.
В незначительных количествах в выбросах звёзд средней массы присутствуют, однако, и более тяжёлые, чем кислород элементы. Ведь, например, родившийся в результате слияния четырёх альфа-частиц (ядер гелия) кислород способен захватить и пятую, превратившись в неон. Если же ему не повезёт, альфа окажется битая, и захватит он гелий-3, получится фтор. Неон также может превратиться в магний, магний в кремний, кремний в серу. Но дальше серы дело в «средневесах» уже точно не идёт, да и общее количество элементов тяжелее гелия в их выбросах ничтожно. Углерод и кислород практически полностью остаются в остывающем ядре звезды — белом карлике.
Но могут и не остаться. Если в двойной системе достаточно массивный белый карлик захватит дополнительную порцию газа при рассеянии второго компонента системы (а звёзды как правило бывают кратными и вероятность такого события очень высока), произойдёт «углеродная детонация», и карлик взорвётся, как сверхновая I типа. В этом случае он рассеивается полностью. Продуктом же синтеза с участием кислорода и углерода является в основном кремний. Это очень эффективный механизм обогащения галактического газа тяжёлыми элементами. Благодаря ему именно кислород (который при детонации выгорает только частично) и кремний являются наиболее распространёнными после водорода и гелий химическими элементами. Образуются (с небольшой вероятностью) путём альфа-процессов, а также захвата нейтронов и протонов, при взрывах сверхновых I типа и более тяжёлые элементы, вплоть до железа и никеля.
Львиная доля железа и никеля, впрочем, образуется при взрывах тяжёлых звёзд массой 12 «солнц», в недрах которых углерод и кислород успевают выгореть естественным порядком. В зависимости от массы, звезда разрушается с образованием пульсара (нейтронной звезды) или чёрной дыры лишь после начала реакций синтеза с участием кремния. Четыре пятых её вещества при этом рассеиваются и продуктов сгорания кремния — железа и никеля — там более чем достаточно. Элементов тяжелее никеля — вплоть до актиноидов (урана и тория) — тоже хватает. Особенно, если звезда тяжелее 18 «солнц». В этом случае, между моментами выгорания кремния и превращением в чёрную дыру, она успевает пройти этап слияния тяжёлых ядер в процессе гравитационного коллапса. Кроме того, много актиноидов производится в процессах редких, но весьма производительных — при взрывах гиперновых, — например, столкновении нейтронных звёзд.
…Специально же для людей хронически уверенных, что взрывы разрушительны, и что-либо созидать не могут, напомню: разрушению подвержено только то, что уже синтезировано. По этой причине, синтез всегда преобладает над распадом. Кроме того, ядра стабильных изотопов до железа включительно, фактически, неразрушимы. То есть, взрыв может добавить к такому ядру одну или несколько альфа-частиц, может привести к слиянию тяжёлых ядер, но, вот, наоборот — никак. Нет пути. Стабильное ядро до железа включительно способно только расти.
И, наконец, что же происходит с газом, выброшенным прогоревшими и взорвавшимися звёздами? Он разлетается в виде плазмы — полностью ионизированного вещества — ядра отдельно, электроны отдельно. По мере остывания происходит рекомбинация с образованием атомов. Железо и кремний из плазмы превращаются в пар. На этом этапе химические элементы реагируют друг с другом, образуя молекулы. Образуются оксид кремния, вода, метан, углекислый газ, аммиак и прочие небулярные соединения.
Затем, когда температура облака становится ещё ниже, пар, как пару и положено, конденсируется и замерзает. Также, как из водяного пара образуется снег, кремниевый или железный пар превращается в космическую пыль. А при дальнейшем охлаждении туманности пылинки тяжёлых элементов превращаются в центры кристаллизации различных видов льда.
…И да, после рекомбинации, газопылевые туманности становятся тёмными. В таких и рождаются новые звёзды. Именно это астрономы и увидели. Специально же для персон хронически уверенных, что газ в пустоте склонен рассеиваться, а не сжиматься, напомню, что и газ обладает массой. В силу чего, например, земная атмосфера сжимается к поверхности, а не улетает в пустоту.
Источник
Как Вселенная создавала элементы?
Вселенная, которую мы знаем сегодня, почти полностью состоит из загадочной темной материи и еще более загадочной темной энергии. Обычного же вещества в ней совсем немного. В основном, это водород и гелий — самые легкие элементы периодической таблицы Менделеева. Именно эти вещества образовались после Большого взрыва, и именно из них состоит большинство звезд и межзвездного газа. Здесь на Земле это не так очевидно, поскольку нас окружают самые разные элементы таблицы, а некоторые ученые продолжают искать новые сочетания атомов на ускорителях. Но всё, что мы видим на Земле, и из чего состоим сами — лишь малая часть необъятной Вселенной. Как так вышло? Рассказывает профессор РАН Александр Лутовинов.
Лутовинов Александр Анатольевич – заместитель директора по научной работе Института космических исследований Российской академии наук, профессор РАН.
— Согласно современным представлениям, в том числе модели Большого взрыва, первых химических элементов было совсем немного. Известно, что это был водород и гелий.
— И чуть-чуть лития.
— Почему именно эти элементы?
— В изначальной модели Большого взрыва (кстати, предложенной нашим соотечественником Г. Гамовым) предполагалось, что большинство известных элементов возникло в первые минуты после Большого взрыва. Но вскоре стало понятно, что это не совсем так – из-за отсутствия в природе стабильных элементов с массами 5 и 8 произвести в имеющихся на тот момент условиях более тяжелые элементы практически невозможно. Таким образом, согласно принятой на сегодняшний день модели, в первые минуты после рождения Вселенной появились лишь водород, гелий и немного лития.
— А как развивались события дальше?
— Ранняя Вселенная была очень горячей. Она состояла из полностью ионизированного вещества, т.е. отдельных барионов и свободных электронов, которое находилось в состоянии теплового равновесия с излучением. Фотоны постоянно излучались, поглощались, снова переизлучались. Так продолжалось примерно 380 тысяч лет, пока Вселенная не охладилась настолько, что электроны начали соединяться с протонами или альфа-частицами, тем самым сформировав первые атомы. Тогда на водород приходилось около 92% всех атомов Вселенной, а остальные восемь процентов практически полностью приходились на образовавшийся в первые минуты гелий с малыми примесями лития.
— Тогда откуда появились остальные элементы?
— Другие элементы появились в звездах. Фактически, звезды – это самые мощные фабрики по производству химических элементов во Вселенной.
— Но если первых элементов фактически было всего два, откуда взяться элементам в этих звездах?
— А вот это действительно интересно, и связано с вопросом о происхождении первых звезд. Представьте себе однородную Вселенную, состоящую из водорода и гелия. Здесь каким-то образом должны были образоваться первичные сгустки вещества, которые стали бы зачатками первых плотных объектов, то есть первых звезд. Это достаточно сложный процесс, поскольку газ в такой системе был очень горячий, и его так просто не сожмешь, чтобы создать звезду. Для этого, в первую очередь, необходимо каким-то образом понизить температуру вещества. Это может достаточно эффективно осуществляться с помощью пыли или многоатомных молекул тяжелых элементов, как это происходит в современной Вселенной. Однако на ранних стадиях ни того, ни другого не было. Согласно современным теориям эффективное охлаждение первичной материи осуществлялось молекулярным водородом.
«ЗВЕЗДЫ – ЭТО САМЫЕ МОЩНЫЕ ФАБРИКИ ПО ПРОИЗВОДСТВУ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ ВО ВСЕЛЕННОЙ»
Второй проблемой является создание первичных неоднородностей гравитационного поля, где могло бы начать формироваться протозвездные облака и сами звезды. И вот здесь на помощь приходит темная материя. У нее есть замечательное свойство – она напрямую не взаимодействует с электромагнитным излучением, однако оказывает гравитационное воздействие на барионное вещество. Если представить, что в этой темной материи образовываются области с повышенным гравитационным потенциалом, можно сказать гравитационные ямки, то охлаждаемое вещество начнет постепенно туда стекаться, образуя место формирования гравитационно-связанных объектов – первых звезд и галактик.
По разным оценкам, первые звезды сформировались примерно через 300-400 миллионов лет после Большого взрыва, хотя некоторые исследователи считают, что это могло произойти гораздо раньше – уже через 30-70 миллионов. Это очень важный вопрос, от правильного ответа на который может зависеть дальнейшее построение модели развития Вселенной.
Первые звёзды должны были быть очень большими, по некоторым оценкам их массы могли достигать 300 или даже 500 масс Солнца (для сравнения, большинство современных звезд являются маломассивными объектами с массами сравнимыми или меньше солнечной). В ядре такой звезды из-за огромных давлений и температур создавались оптимальные условия для реакций термоядерного синтеза и образования новых элементов.
Вообще, массивные звезды живут недолго. К примеру, характерное время эволюции звезд типа нашего Солнца составляет примерно 10 миллиардов лет. А первые звезды, по некоторым оценкам, жили всего лишь несколько миллионов лет. Они были чрезвычайно яркими, светили в миллионы раз ярче Солнца, очень быстро прогорали и взрывались сверхновыми. Возможно, некоторые из них оставили после себя первые черные дыры.
И здесь есть один важный момент – если звезда заканчивает свою жизнь вспышкой сверхновой, то наблюдается гамма-всплеск. Самый далекий всплеск был зарегистрирован в 2009 году. Оказалось, что вспыхнула звезда в момент, когда Вселенной было около 630 миллионов лет. Мы надеемся, что в дальнейшем обнаружим и более далекие всплески и увидим конец жизни первых звезд.
— Как ученые поняли, что элементы на Земле звездного происхождения?
— А они не могут быть иного происхождения. Сейчас достаточно хорошо разработана теория возникновения Солнечной системы. Считается, что она образовалась из части газопылевого облака, центральные области которого сколлапсировали, образовав Солнце. Внешние части образовали протопланетный диск, в котором образовались локальные центры гравитационного притяжения и планеты.
Откуда взялось это газопылевое облако? Скорее всего, из вещества другой звезды, предположительно массивной, которая когда-то давным-давно взорвалась, выбросив в космическое пространство большое количество химических элементов, образовавшихся в течение ее жизни. И, соответственно, оттуда же и взялись все элементы, которые мы встречаем на Земле. Впоследствии, Земля и дальше обогащалась элементами, поскольку из космоса постоянно прилетали астероиды, кометы и сталкивались с ней.
— А какое количество элементов может выделяться при взрыве звезды?
— Это зависит от множества факторов, но прежде всего от массы звезды. Как уже говорилось выше, если она не очень большая, примерно как наше Солнце, то живет достаточно долго. Миллиарды лет в ней идут термоядерные реакции, основой которых является так называемый pp-цикл (протон-протонный цикл). При протон-протонном цикле сталкиваются протоны, образуя водород, который, сгорая, образует гелий. Когда водород прогорает, начинает гореть гелий. Из гелия в дальнейшем получается углерод.
Всё это – процессы сложных термоядерных реакций, которые идут при температурах 10-15 млн. градусов в случае протон-протонного цикла и существенно более высоких значениях (примерно 100-150 млн. градусов) для горения гелия. Кстати, если сталкиваются два ядра гелия – образуется бериллий 8 Ве. Но дело в том, что он неустойчив, и время его жизни составляет примерно 10 -16 секунды, поэтому он быстро распадается. Но при достаточно высокой плотности и температуре существует вероятность, что за это время с ядром бериллия столкнется еще одно ядро гелия. И эта реакция – ключевая. Образуется углерод – основа жизни.
Далее углерод может захватить еще один гелий, и получится кислород. Также может образоваться азот и, возможно, неон. Но на этом этапе, как правило, процесс заканчивается, поскольку энергии звезды, температуры и давления в ее недрах уже не хватает, чтобы инициировать дальнейшие термоядерные реакции. Из такой звезды со временем образуется белый карлик – звездочка размером с Землю, но с примерно солнечной массой. Этот белый карлик будет состоять, в основном, из углерода, с примесью кислорода и некоторых других элементов. Образно говоря, белые карлики — это самые большие алмазы во Вселенной.
Если же звезда очень большая, например, 20-30 масс Солнца, то давления и температуры внутри нее существенно выше. Соответственно, реакции продолжаются уже в рамках углеродно-азотного цикла (так называемый CNO-цикл). В недрах массивных звезд уже возможно образование и магния, и серы, и кремния, и так вплоть до железа. Эти реакции достаточно сложные. Температуры, при которых эти реакции проходят, огромны – миллиарды градусов. К концу своего существования такая звезда похожа на «луковицу», в разных слоях которой продолжаются реакции горения. Во внешних слоях горят остатки водорода, затем «слой» гелия, дальше – углерод, кислород, кремний, а в центре – железное ядро. Такое слоевое горение поддерживает жизнь звезды на конечной стадии ее эволюции.
«ЗНАТЬ ОТВЕТЫ НА ВСЕ ВОПРОСЫ, НАВЕРНОЕ, ЗАМАНЧИВО, НО НЕИНТЕРЕСНО. ПОЛУЧАЕТСЯ, ЧТО НЕКУДА ДАЛЬШЕ ДВИГАТЬСЯ. ПОЭТОМУ, КАК МНЕ КАЖЕТСЯ, ВСЕГДА ДОЛЖНО ОСТАВАТЬСЯ ЧТО-ТО НЕПОЗНАННОЕ, КАКОЕ-ТО НОВОЕ ЗНАНИЕ, К КОТОРОМУ ЧЕЛОВЕК ДОЛЖЕН СТРЕМИТЬСЯ. ТОЛЬКО ТАК ОН БУДЕТ РАЗВИВАТЬСЯ»
В какой-то момент центральное ядро уже не может удерживаться от дальнейшего коллапса. Все вещество словно падает внутрь, а затем взрывается и под действием ударных волн разлетается во все стороны во время вспышки сверхновой, разбрасывая химические элементы по Вселенной. Многие из них являются радиоактивными и при дальнейшем распаде излучают рентгеновские и гамма-кванты. Эти кванты излучаются преимущественно в виде линий, которые могут регистрироваться современными космическими обсерваториями, и интенсивность которых позволяет оценить количество того или иного элемента. Например, наблюдая с помощью обсерватории ИНТЕГРАЛ остаток вспышки сверхновой SN1987A в Большом Магеллановом Облаке, мы зарегистрировали излучение в линиях, соответствующих распаду радиоактивного титана-44, и оценили количество этого элемента, родившегося во время этой вспышки.
Важно отметить, что на последних стадиях перед вспышкой сверхновой может происходить процесс нейтронизации, когда железо сталкивается с гамма-квантом и распадается на несколько атомов гелия и нейтроны. Образуется среда, сильно обогащенная нейтронами, где могут проходить процессы так называемого быстрого нейтронного захвата и образовываться элементы тяжелее железа, которые не могут быть синтезированы в термоядерных реакциях. Но и это еще не все.
— А что дальше?
— Долгое время считалось, что именно вспышки сверхновых ответственны за производство элементов тяжелее железа. Однако оказалось, что наблюдаемого темпа вспышек сверхновых недостаточно для того, чтобы объяснить то обилие тяжелых элементов, которое мы видим в космосе. Научное сообщество столкнулось с дилеммой, пока не возникла «красивая» идея, отвечающая на этот вопрос.
Известно, что после исчерпания запасов топлива и вспышки сверхновой массивная звезда может превратиться в нейтронную звезду. Представьте себе объект с массой примерно равной или немного больше массы Солнца, который сжат до радиуса 10 километров (немногим больше, чем Третье транспортное кольцо Москвы). Внутри этого объекта плотность оказывается настолько велика, что электроны просто вжимаются в протоны, фактически формируя гигантское нейтронное ядро, в самом центре которого плотность может в разы превышать ядерную. Если рядом находилась другая звезда, которая впоследствии тоже превратилась в нейтронную звезду, то может образоваться система из двух нейтронных звезд, вращающихся друг вокруг друга. В соответствие с предсказаниями общей теории относительности в этом случае должны испускаться гравитационные волны.
Потеря общей энергии такой системы вследствие излучения гравитационных волн будет приводить к тому, что нейтронные звезды будут сближаться. При сближении они будут всё больше терять энергию, пока однажды не столкнутся, что приведет к гигантскому взрыву, сопровождающемуся гравитационно-волновыми колебаниями пространства и вспышкой гамма-излучения, во время которого будут создаваться новые тяжелые элементы. Кстати, именно такое событие было зарегистрировано 17 августа 2017 года гравитационно-волновыми детекторами LIGO/Virgo и обсерваториями Fermi и ИНТЕГРАЛ. Пока это единственный случай прямой регистрации слияния нейтронных звезд, однако наблюдения уже дали огромное количество новой информации о процессах рождения новых элементов в космосе. Сегодня большинство теоретиков и экспериментаторов склоняются к тому, что значительная часть тяжелых элементов – золото, уран, плутоний – образовалась именно во время слияния нейтронных звезд. Но это только начало большого исследовательского пути.
— То есть белых пятен еще много?
— А на какие вопросы нужно ответить в первую очередь?
— Астрофизика, космология – очень богатые науки. Здесь много неизведанного, непонятного, множество разных объектов для исследований. Сейчас есть несколько ключевых задач, на решение которых или на понимание физики которых направлены большие усилия. Одно из них – темная материя. Из чего она состоит, что это такое? Есть несколько теорий, но наблюдений, подтверждающих какую-то из них, пока нет. Еще более непонятная субстанция – темная энергия, из которой, по современным данным, состоит около 70% Вселенной. Считается, что именно она ответственна за ее ускоренное расширение.
Для меня как ученого, изучающего нейтронные звезды, крайне интересно узнать – из чего они все-таки состоят. Чтобы ограничить возможные сценарии, необходимо постараться наиболее точно измерить массу и радиус этих звезд. И, на самом деле, это очень непростая задача, которую несколько групп в мире, в том числе и наша, пытаются решить. Зная массу и радиус звезды, можно получить ограничения на уравнение состояния, которое как раз связано с составом звезды. Есть разные теории, которые предсказывают в центре звезды кварковое ядро, в котором нейтроны разваливаются на составляющие их кварки, гиперонное ядро из барионов, каонное ядро из двухкварковых частиц с одним странным кварком и т.д. Таким образом, понимание того, какова природа нейтронных звезд, из чего они состоят – это, на мой взгляд, одни из важнейших вопросов. Ответы на них стали бы огромным шагом в понимании устройства Вселенной.
— Как химики взаимодействуют с астрофизиками?
Вопросы происхождения элементов в космосе недавно обсуждались на очень представительном международном астрофизическом симпозиуме, который проходил в рамках Менделеевского съезда в сентябре в Санкт-Петербурге. Это был первый опыт участия астрофизиков в столь масштабном мероприятии, проводимом нашими коллегами-химиками, и, по многочисленным отзывам, он оказался очень позитивным. В частности, один из пленарных докладов на съезде представила президент Международного Астрономического союза, профессор Эвина ван Дисхук. Доклад произвел на всех (а это несколько тысяч человек!) очень большое впечатление, в нем ярко и очень интересно было рассказано о том, как химические элементы или даже молекулы рождаются в космосе.
Сам астрофизический симпозиум был также чрезвычайно интересным. На съезд приехали специалисты и по первичным звездам, и по нуклеосинтезу, и те, кто изучает вспышки сверхновых и слияния нейтронных звезд. Много дискуссий было посвящено звездам в центре галактики, вопросам повышенного содержания металлов в таких объектах.
— Человечество когда-нибудь приблизится к абсолютному знанию о Вселенной?
— Знать ответы на все вопросы, наверное, заманчиво, но неинтересно. Получается, что некуда дальше двигаться. Поэтому, как мне кажется, всегда должно оставаться что-то непознанное, какое-то новое знание, к которому человек должен стремиться. Только так он будет развиваться.
Источник