Водород во вселенной
ВОДОРОД ВО ВСЕЛЕННОЙ
Обычно, чтобы подчеркнуть значение того или иного элемента, говорят если бы его не было, то случилось бы то-то и то-то. Но, как правило, это не более чем риторический прием. А вот водорода может когда-нибудь действительно не стать, потому что он непрерывно сгорает в недрах звезд, превращаясь в инертный гелии. И когда запасы водорода иссякнут, жизнь во Вселенной станет невозможной — и потому, что погаснут солнца, и потому, что не станет воды…
Водород и Вселенная
Когда-то люди обожествляли Солнце. Но теперь оно стало объектом точных исследований, и мы редко задумываемся о том, что само наше существование целиком и полностью зависит от происходящих на нем процессов.
Каждую секунду Солнце излучает в космическое пространство энергию, эквивалентную примерно 4 млн. т массы. Эта энергия рождается в ходе слияния четырех ядер водорода, протонов, в ядро гелия; реакция идет в несколько стадий, а ее суммарный результат записывается вот таким уравнением
4¹H⁺ → ⁴He²⁺ + 2e⁺ + 26,7 Мэв
Много это или мало — 26,7 Мэв на один элементарный акт? Очень много: при «сгорании» 1 г протонов выделяется в 20 млн. раз больше энергии, чем при сгорании 1 г каменного угля. На Земле такую реакцию еще никто не наблюдал: она идет при температуре и давлении, существующих лишь в недрах звезд и еще не освоенных человеком.
Мощность, эквивалентную ежесекундной убыли массы в 4 млн. т, невозможно представить: даже при мощнейшем термоядерном взрыве в энергию превращается всего около 1 кг вещества. Но если отнести всю излучаемую Солнцем энергию к его полной массе, то выяснится невероятное удельная мощность Солнца окажется ничтожно малой-много меньше, чем мощность такого «тепловыделяющего устройства», как сам человек. И расчеты показывают, что Солнце будет светить, не ослабевая, еще по меньшей мере 30 млрд. лет.
Наше Солнце по меньшей мере наполовину состоит из водорода. Всего на Солнце обнаружено 69 химических элементов, но водород — преобладает. Его в 5,1 раза больше, чем гелия, и в 10 тыс. раз (не по весу, а по числу атомов) больше, чем всех металлов, вместе взятых. Этот водород расходуется не только на производство энергии. В ходе термоядерных процессов из него образуются новые химические элементы, а ускоренные протоны выбрасываются в околосолнечное пространство.
Последнее явление, получившее название «солнечного ветра», было открыто сравнительно недавно во время исследования космического пространства с помощью искусственных спутников. Оказалось, что особенно сильные порывы этого «ветра» возникают во время хромосферных вспышек. Достигнув Земли, поток протонов, захваченный ее магнитным полем, вызывает полярные сияния и нарушает радиосвязь, а для космонавтов «солнечный ветер» представляет серьезную опасность. Но только ли этим ограничивается воздействие на Землю потока ядер солнечного водорода? По-видимому, нет. Во-первых, виток протонов рождает вторичное космическое излучение, достигающее поверхности Земли; во-вторых, магнитные бури могут влиять на процессы жизнедеятельности; в-третьих, захваченные магнитным полем Земли ядра водорода не могут не сказываться на ее массообмене с космосом.
Судите сами: сейчас в земной коре из каждых 100 атомов 17 —это атомы водорода. Но свободного водорода на Земле практически не существует: он входит в состав годы минералов, угля, нефти, живых существ… Только вулканические газы иногда содержат немного водорода, который в результате диффузии рассеивается в атмосфере. А так как средняя скорость теплового движения молекул водорода из-за их малой массы очень велика — она близка ко второй космической скорости,— то из слоев атмосферы эти молекулы улетают в космическое пространство.
Но если Земля теряет водород, то почему она не может его получать от того же Солнца? Раз «солнечный ветер» — это ядра водорода, которые захватываются магнитным полем Земли, то почему бы им на ней не остаться? Ведь в атмосфере Земли есть кислород; реагируя с залетевшими ядрами водорода, он свяжет их, и космический водород рано или поздно выпадет на поверхность планеты в виде обыкновенного дождя. Более того, расчет показывает, что масса водорода, содержащегося в воде всех земных океанов, морей, озер и рек, точно равна массе протонов, занесенных «солнечным ветром» за всю историю Земли. Что это — простое совпадение?
…Мы должны сознавать, что наше Солнце, наше водородное Солнце,— это лишь заурядная звезда во Вселенной, что существует неисчислимое множество подобных звезд, удаленных от Земли на сотни, тысячи и миллионы световых лет. И кто знает — может быть именно в диапазоне радиоизлучения межзвездного водорода (запомните— 21 сантиметр!) человечеству впервые удастся связаться с иноземными цивилизациями… Как говорится, поживем — увидим.
Вы читаете, статья на тему Водород во вселенной
Источник
Откуда взялись все химические элементы, если изначально во Вселенной были только гелий, водород и немного лития?
Всё, что нас окружает — предметы обихода, живая и неживая природа, состоит из атомов. Образуя химические связи, атомы простых веществ могут создавать более сложные вещества, например, два атома водорода и один атом кислорода образуют воду, без которой была бы невозможна жизнь на Земле. На сегодняшний день известно 118 химических элементов, но так было не всегда.
Изначально в природе не было никаких химических элементов. Новорожденная Вселенная представляла собой нечто вроде бульона из глюонов и кварков, которые постепенно объединялись в протоны и нейтроны — будущие атомные ядра всех известных нам веществ.
Затем последовало их слияние, в результате чего в космосе появились первые химические элементы — гелий, водород и ничтожно малое количество лития. К этому времени Вселенная уже остыла настолько, что новые элементы более не могли образовываться.
Но откуда тогда взялось всё остальное?
Чтобы привнести разнообразие в таблицу Менделеева, Вселенной потребовались космические реакторы — звезды. Начиная от звездных карликов в десять раз меньше Солнца и заканчивая сверхгигантами вроде Ригеля, все звезды начинают свой путь одинаково.
Сжигая в своих недрах самый распространенный элемент водород, они превращают его в гелий, выделяя при этом лучистую энергию. Старея, растратившие водородное топливо небольшие звезды становятся красными гигантами, в которых возникают благоприятные условия для горения уже гелия. Из него в процессе синтеза образуется углерод и в относительно малых объемах кислород. На этом роль небольших звезд в образовании химических элементов заканчивается, им просто не хватает массы, чтобы зажечь углерод.
Но что не под силу малым звездам, оказывается по плечу светилам в пять и более раз массивнее Солнца. Они синтезируют из углерода кислород, кальций, кремний и другие элементы вплоть до железа и никеля. Однако на этом этапе у большинства массивных звезд начинаются проблемы. Дело в том, что вовлечение в термоядерный синтез железа происходит не с выделением, а с поглощением энергии. Производимая ядром звезды энергия — это единственное, что удерживает звезду от коллапса. Образование же в ядре железа приводит к потере энергии, в результате чего массивная звезда теряет равновесие и в считанные доли секунды сжимается, а затем взрывается сверхновой, выбрасывая в пространство внешние слои с созданными химическими элементами. Но ведь железо в таблице Менделеева идет только под номером 26.
Откуда тогда взялись медь, серебро, золото, платина и другие элементы, если ничего тяжелее железа при термоядерной реакции образовываться не может?
На этот счет существуют разные мнения. Согласно одному такому мнению, в ходе взрыва сверхновой разлетающиеся с огромной скоростью атомные ядра сталкиваются с нейтронами и как-бы «обрастают» ими. Часть нейтронов превращаются в протоны, атомный номер ядра увеличивается, в результате чего получается новый более тяжелый элемент. Это так называемый R-процесс или быстрый захват нейтронов. Считается, что таким образом могут образовываться элементы вплоть до плутония.
Согласно другой точке зрения, R-процесс запускается при слиянии нейтронных звезд с последующим выбросом в космос энергии и вещества. Чего-чего, а нейтронов в этих звездах хоть отбавляй, вот они и вступают в взаимодействие с атомными ядрами, обогащая их и синтезируя тем самым новые элементы. Но вероятнее всего, что образование тяжелых элементов имеет место в обоих случаях.
Итак, всё что вас окружает — это продукты жизнедеятельности звезд. Воздух, которым вы дышите, вода, которую пьете, золотое кольцо на пальце вашей руки и углерод в составе клеток вашего тела — всё это создано миллиарды лет назад в недрах светил. Согласитесь, как тут не почувствовать причастность к вечности?
Источник
Почему во Вселенной так много водорода?
Более 3/4 химического состава вселенной или, по крайней мере, ее видимой части составляет водород. Почему Большой взрыв оказался настолько не оригинальным, что привел к массовому созданию только самого примитивного химического элемента с примесью гелия?
Рождение более тяжелых элементов, чем водород, требует участия нейтронов, и всегда было недостаточное количество.
Человечеству известно 118 химических элементов. Однако это только кажущееся разнообразие; в масштабе всей вселенной только два из них составляют более 99% от общего числа химических элементов, из которых 78% заняты только водородом. Такая химическая конфигурация вселенной может удивить непосвященного человека. Вездесущий углерод, кислород, азот, кремний и целый ряд элементов, занимающих окна периодической таблицы, образуются во время термоядерных реакций во время жизни звезд. Существованию атомов, более тяжелых, чем железо, мир обязан взрывам массивных звезд, которые в момент сжатия генерируют различные химические элементы, а дальше во время вспышки сверхновой выбрасывают все вещество в открытый космос.
Поскольку давление и температура, преобладающие в ядре звезды, приводят к созданию почти всей таблицы Менделеева, почему эти же элементы не могли возникнуть в момент Большого взрыва? Почему бесчисленные массы элементарных частиц образовали почти исключительно водород с добавлением гелия на самой заре развития вселенной?
Химическая структура вселенной.
Вернемся к первому моменту существования вселенной, или, точнее, к двум десятым секунды. Вселенная разогрета до 20-30 миллиардов Кельвинов и заполнена высокоэнергетической пульпой, в которой можно увидеть электроны и первые элементы нуклонов. Таким образом, у нас есть все компоненты, необходимые для создания атома, но они все еще имеют огромные энергии, чтобы соединиться в стабильные атомы. Это означает, что протоны и нейтроны остаются временно свободными, что крайне важно для разгадки этой тайны.
Вы должны знать, что нейтроны, которые являются общим и незаменимым элементом почти каждого атомного ядра (кроме водорода), нестабильны. Не стоит волноваться, потому что эта нестабильность касается только одиноких нейтронов; тем не менее, кроме ядер, нейтроны разрушается статистически через девять минут, обычно с выделением протона, электрона и антинейтрино. Напротив, протоны — настоящие крепыши, а средняя продолжительность их жизни от шести с половиной лет(на основе исследований).
Уже тогда, в первый момент после Большого взрыва, физические характеристики обоих нуклонов определили будущий состав вещества. Хотя в среднем нейтрон исчезает в течение девяти минут, принимая во внимание огромную динамику молодого космоса и преобладающие в нем экстремальных условий, доли секунды было достаточно, чтобы нарушить равновесие. Зная это, известный теоретик Джордж Гамов (Георгий Антонович Гамов) уже много десятилетий назад подсчитал, что до того, как температура упала до 10 миллиардов Кельвинов, отношение нейтронов к протонам составляло 60 к 100, а при температуре в миллион Кельвинов чуть менее 15 нейтронов на 100 протонов.
Только теперь, через три минуты после возникновения вселенной, сильное ядерное взаимодействие способно «собрать» первые ядра атомов, к которым скоро присоединятся электроны. Интересно, что среди них было много ядер дейтерия (1 протон + 1 нейтрон), трития (1 протон + 2 нейтрона) и гелия (2 протона + 1 нейтрон). Эти изотопы хотя и оказались не очень стабильными, они не выдержали испытание временем, уступив простейшим и гораздо более долговечным вариантам водорода и гелия (2 протона + 2 нейтрона). Конечно, из-за огромных различий большинство протонов не смогли найти себе партнера- нейтрона. Конечно, самым распространенным компонентом Вселенной был водород, состоящий только из одного протона и электрона. С тех пор прошло 13,82 миллиарда лет, а пропорции между нуклонами во Вселенной существенно не изменились.
Однако даже понимая популярность водорода во вселенной, вы все равно можете задаться вопросом, почему из доступных нейтронов синтезируется только гелий? Почему в начале существования не возникло кислорода, углерода, магния, кальция и других элементов? Природа работает довольно очевидным образом, пытаясь сформировать самый простой порядок вещей. Между тем, после гелия следующим в очереди является ядро, содержащее пять нуклонов, но оно не стабильно по своей природе. Это заставляет нарушать последовательность элементов таблицы Менделеева и «прыгать» к литию-6 и литию-7, затем к бериллию и бору. Возможно, что первоначальный нуклеосинтез объединил некоторые из этих элементов, но даже вместе они не составляли более одной тысячной части вселенной. Тогда нужно сделать еще один «прыжок», потому что не существует стабильного ядра с восемью нуклонами.
Стоит отметить, что выводы Гамова были сделаны на основе условий, преобладающих в истории развития Вселенной. Химическая структура Вселенной, предложенная Гамовым, подтверждена последующими космическими наблюдениями, что отлично вписывается в теорию большого взрыва.
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 8Ве. 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?
— Конечно!
— 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