Откуда берутся тяжелые элементы?
Доброго времени суток, любители астрономии!
Не забывайте поставить лайк, если статья показалась Вам интересной!
Ученым впервые удалось обнаружить в космосе только-только родившийся тяжелый элемент после столкновения пары нейтронных звезд.
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.
Подписывайтесь на канал, ставьте лайки, если было интересно, и будьте здоровы!
Источник
Откуда взялись все химические элементы?
Если мы посмотрим на историю нашей Вселенной, то обнаружим, что в самом начале не было ни Менделеева, ни его периодической таблицы, ни элементов входящих в нее. Наша Вселенная в момент своего рождения была очень плотной и очень горячей. А при таких условиях сложные структуры просто не могут существовать.
Например, при высоких температурах мы можем плавить металлы, то есть можем рушить молекулярную структуру. Повышая температуру, будут разрушаться молекулы на атомы. Атомы также являются составными частицами. Следовательно, повышая температуру дальше мы можем достичь разрушения атомов на отдельные протоны и нейтроны. Повышая температуру еще сильнее, мы продолжим эту матрешку, пока нейтроны и протоны не распадутся на кварки, которые являются фундаментальными частицами и распасться дальше не могут. Поэтому в очень ранней Вселенной не существовало привычного нам вещества.
По мере расширения, Вселенная остывала, что давало возможность образовываться более сложным структурам. Естественно, первым появившимся элементом, судя из таблицы Менделеева, стал водород , поскольку водород — это всего-лишь протон . Это произошло в первые секунды после Большого взрыва.
Поскольку нейтрон немного тяжелее протона, то он появился немного позднее и немного в меньшем количестве. За первые минуты Вселенная расширилась и остыла настолько, что начали происходить термоядерные реакции, в ходе которых стали появляться элементы от водорода до лития включительно. Однако, лития образовалось настолько мало, что его практически не учитывают.
Данный процесс образования первых химических элементов называется первичным нуклеосинтезом . Стоит заметить, что в ходе этого нуклеосинтеза образуется настолько мало лития, что его практически не учитывают, а подсчеты и наблюдения показывают, что Вселенная спустя несколько минут от Большого взрыва на 75% состояла из водорода и почти на 25% из гелия.
В таком составе Вселенная будет пребывать еще долгое время, пока спустя 550 млн лет не образуются первые звезды. В звездах происходит постоянный процесс ядерного синтеза . Большую часть времени звезды преобразуют водород в гелий. Поэтому, по причине процессов в звездах, водорода во Вселенной становится все меньше, а гелия все больше.
Если плотность и температура звезды имеет достаточное значение, то образовавшийся или имеющийся изначально гелий начинает преобразовываться в более тяжелые элементы. Однако, с продвижением по таблице Менделеева требуются все более экстремальные условия.
Экстремальные условия звезда создает сама по себе. Чем тяжелее звезда, тем сильнее она давит сама на себя, тем больше плотность и температура в ее недрах. Следовательно, чем массивнее звезда, тем более тяжелые химические элементы она может производить
Наше Солнце является относительно небольшой звездой, поэтому она может производить элементы только до кислорода. К концу своей жизни Солнце станет красным гигантом, а потом станет белым карликом, сбросив красную оболочку, насыщенную тяжелыми элементами, в космос. Это вещество вместе с таким же сброшенным веществом от других звезд скучкуется и впоследствии образует новое поколение звезд со своими планетами с уже конкретным набором химических элементов.
Источник
Тяжелые элементы попали в Солнечную систему из слившихся за 80 млн лет до ее образования нейтронных звезд
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.
Однако при длящемся сотни миллионов или миллиарды лет «нормальном» горении звезды может образоваться только чуть больше одной пятой от общего числа известных химических элементов. Элементы тяжелее железа (порядковый номер железа в Периодической системе — 26) не могут синтезироваться в термоядерных процессах, идущих в активно работающей звезде, поскольку такое слияние становится энергетически невыгодным: энергия, необходимая для получения ядер тяжелее железа, больше, чем энергия, выделяющаяся в ходе такого слияния. Это означает, что большая часть элементов Периодической системы образовалась не в термоядерных котлах звезд, а в каких-то других процессах.
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).
Кроме значительного высвобождения энергии, которая нужна для слияния легких атомных ядер и образования ядер элементов тяжелее железа, при вспышках сверхновых образуется большое количество свободных нейтронов, также необходимых для образования тяжелых атомов. Многие ядра тяжелее железа (а начиная с изотопа висмута, нуклида 209 Bi — все ядра) образуются в результате так называемого r-процесса (или быстрого захвата нейтронов, буква «r» здесь от слова rapid — «быстрый»). И здесь важно, что на заключительной стадии эволюции центральная часть звезды содержит большое количество нейтронов (n) и α-частиц (состоящих их двух протонов и двух нейтронов), образующихся при фоторасщеплении железа 56 Fe → 13α + 4n.
В ходе r-процесса легкие ядра быстро захватывают большое количество нейтронов, которые затем могут превращаться в протоны. Основной механизм захвата нейтронов — реакция (n, γ), в которой ядро, захватывая нейтрон, «стравливает» лишнюю энергию, испуская γ-квант. Так ядро наращивает свою массу и заряд, перескакивая по клеткам таблицы Менделеева. Захват нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (n, γ) не станет меньше скорости распада изотопа: это происходит при уменьшении концентрации нейтронов или при образовании нестабильного ядра, которое (быстрее, чем оно захватит новый нейтрон) распадется в результате испускания α-частицы или деления. Альфа-распад становится энергетически возможным для ядер, содержащих не менее 60 протонов.
В результате r-процесса образовались в том числе и долгоживущие радиоактивные атомные ядра, некоторые из которых присутствовали в молодой Солнечной системе, а некоторые (например, 235″ target=_blank>уран-235) можно обнаружить в ней до сих пор. Запасы короткоживущих радиоактивных изотопов (с периодом полураспада меньше 100 млн лет), которые были в Солнечной системе в момент ее формирования, напрямую не обнаруживаются — за 4,75 млрд распалось почти всё. Однако судить об их присутствии и оценивать их содержание в молодой Солнечной системе можно по продуктам их распада, которые «застряли» в метеоритах (F. L. H. Tissot et al., 2016. Origin of uranium isotope variations in early solar nebula condensates).
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 — завершающая стадия эволюции звезд-гигантов (с массами 10–30 масс Солнца), сколлапсировавшие «остатки» их ядер, оставшиеся после сброса внешних оболочек в ходе вспышки сверхновой. При диаметре всего 20 километров масса нейтронной звезды составляет 1,5–3,0 солнечных масс, а плотность ее вещества достигает колоссальных значений 10 14 –10 15 г/см 3 . При такой плотности электроны «вдавливаются» в атомные ядра, где они объединяются с протонами и образуют нейтроны. Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Подробнее об этих удивительных космических телах можно прочитать в книге Сергея Попова «Суперобъекты».
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).
Работа Бартоша и Марки появилась на сайте журнала Nature 1 мая. А через неделю там была опубликована еще одна статья практически на эту же тему. Ее авторы, астрономы из того же Колумбийского университета, что и Сабольч Марка, смоделировали образование тяжелых элементов в коллапсарах. Этим термином называют быстровращающиеся массивные звезды, которые заканчивают свою эволюцию взрывом гиперновой (см. Superluminous supernova) с образованием черной дыры и аккреционного диска вокруг нее. В этих условиях тоже может протекать r-процесс, причем его «производительность» (благодаря большой массе звезды) должна быть гораздо больше, чем у сливающихся нейтронных звезд.
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.
Результаты второй работы хорошо согласуются с наблюдательными данными, объясняя необычно высокое содержание тяжелых элементов в звездах карликовой галактики Сетка 2 (Reticulum II, рис. 3). Эта галактика относится к Местной группе и находится на расстоянии примерно 30 кпк от нас, она была открыта 2015 году. Ученые считают, что несмотря на то, что в среднем коллапсары взрываются реже, чем сливаются пары нейтронных звезд, эти события могли происходить уже через сравнительно небольшое время после формирования первых звезд. Так что «коллапсарный» механизм обогащения пространства тяжелыми элементами должен был заработать раньше, а его продукты — обогатить звезды этой карликовой галактики еще на этапе их формирования.
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.
Источник