Откуда берутся тяжелые металлы
Слияние нейтронных звезд происходит очень редко, в нашей Галактике, например, — раз в десять тысяч лет, а образование новых элементов идет считанные миллисекунды после него. Однако, этот процесс является важным источником элементов тяжелее никеля и основным источником стабильных элементов тяжелее церия. Похоже, уже очень скоро нам расскажут о том, что сразу несколько телескопов увидели это столкновение и образовавшиеся в его результате гравитационные волны. Мы решили объяснить читателям N + 1, как это открытие поможет нам разобраться в происхождении различных элементов во Вселенной.
Несмотря на стремительное развитие астрофизики за последние 100 лет, наши знания о происхождении многих элементов таблицы Менделеева оставляет желать лучшего. Общая картина более или менее сложилась благодаря работам таких титанов, как Артур Эддингтон, Георгий Гамов и Фред Хойл, — водород и гелий появились в результате Большого взрыва, бомбардировка межзвездной среды космическими лучами ответственна за литий, бериллий, бор, а элементы от углерода до молибдена (вместе с примкнувшими к ним барием, вольфрамом и титаном) появляются в результате звездного нуклеосинтеза — реакций ядерного синтеза в ядрах звезд либо во время их жизни, либо в результате их яркой смерти (которое мы наблюдаем в виде вспышек сверхновых).
Элементы с массовым атомным числом больше 94 (и технеций) получены людьми, еще часть элементов весьма нестабильна, распадается при всяком удобном случае и в природе почти не встречается (полоний, астат и прочие).
Происхождение различных элементов. Фиолетовым выделены те атомы, которые появляются в результате слияния нейтронных звезд.
Это качественная картина, но при попытке дать количественный анализ начинаются проблемы: вспышки сверхновых, будучи одними из самых энергетически мощных взрывов во Вселенной, все равно не дают нужного количества тяжелых элементов. Ряд ученых еще в конце 1990-х провели компьютерные симуляции и пришли к выводу, что необходимые элементы можно получить, только если очень точно «подкрутить» параметры сверхновых (сечение захвата нейтрино или свойства слабого взаимодействия) и задать им нереалистичные начальные условия.Кроме того, ряд тяжелых элементов отсутствует у очень старых звезд. В них уже есть кремний, кальций и даже железо (то есть они собирались из водородного облака, которое было до этого обогащено остатками давно взорвавшихся сверхновых), но нет ни рубидия, ни йода, ни золота. Однако эти же элементы есть в более молодых звездах, которые, по идее, должны были образовываться из таких же облаков с остатками сверхновых. Не правда ли, странным выглядит предположение, что сверхновые через пару миллиардов лет после Большого взрыва поменяли принцип работы и стали производить элементы совсем в другой пропорции?
Значит, во Вселенной должны быть другие источники тяжелых элементов. В 1989 году было выдвинуто предположение, что таким источником могут быть слияния нейтронных звезд, вращающихся друг вокруг друга. Несмотря на то, что это намного более редкие события (мало того, что нейтронная звезда — достаточно экзотический объект, так ей еще нужно подобрать пару из такой же звезды), похоже, что за золото и платину в наших кольцах нам нужно сказать спасибо именно им.
Масса нейтронных звезд не очень велика (в среднем, она не должна превышать предел Оппенгеймера-Волкова, то есть около двух массой Солнца, иначе она станет черной дырой, хотя вращение или приливное взаимодействие со стороны звезды-компаньона может немного повысить этот предел), а в пространство после слияния выбрасывается и того меньше — около 10 процентов от их массы. Однако эффективность синтеза новых элементов во время слияния настолько высока, что этого оказывается достаточно для решения загадки недостающих тяжелых элементов. Подобная эффективность возникает благодаря быстрому нейтронному захвату или r-процессу — «вдавливанию» в ядра элементов разлетающихся от взрыва нейтронов. Само понятие «r-процесс» появилось в 1957 году, когда вышла фундаментальная статья B 2 FH (этой статье посвящена отдельная страница в Википедии!), в которой четверо ученых дали явлению название и предположили условия, необходимые для его протекания.
Откуда в нейтронной звезде, которая, по идее, должна состоять из нейтронов, тяжелые ядра? Дело в том, что нейтроны (и гипотетическая кварк-глюоная плазма) находятся только во внутренней части звезды, а внешняя ее «кора» — два километра из десяти — состоит из полноценных тяжелых элементов периодической таблицы Менделеева.
Когда две вращающиеся нейтронные звезды сближаются, это не похоже на столкновение двух бильярдных шаров: взаимное тяготение разрывает их внешние оболочки, срывая слой вещества со звезды, поэтому само слияние происходит в коконе из горячей плазмы, нейтронов и электронов. Сразу после слияния звезд часть массы переходит в гравитационные волны, основная масса становится либо очень быстро вращающейся нейтронной звездой, либо черной дырой, еще часть массы остается гравитационно связана с этим новым объектом и будет постепенно падать на него, но в то же время огромная энергия высвобождается в виде фотонов и ударной волны. Она сдувает весь внешний кокон ударной волной и высвобожденным из ядра потоком нейтронов. Именно эта концентрация в одном месте высокой температуры, плотной среды из атомов и гигантского потока нейтронов приводит к удивительным превращениям.
Компьютерная симуляция, описывающая среду сразу после слияния двух нейтронных звезд. Два спиральных рукава состоят из вещества внешней части нейтронных звезд, сорванных приливным взаимодействием с соседкой. Только материя, обозначенная серым цветом, будет выброшена из систем после взрыва, остальная часть будет вращаться вокруг образовавшегося объекта.
Источник
Железо. Самый опасный и смертоносный элемент во Вселенной
Как вы думаете, какой элемент является самым опасным? Многие вспомнят радиоактивный, например, плутоний или полоний. Другие назовут какой-нибудь токсин или яд. Как ни странно, самый опасный элемент является самым обычным. Это железо. Оно может уничтожить звезды.
Чтобы понять почему именно железо так опасно, нужно понять принцип работы звезд. Они представляют собой реакторы в которых протекают реакции ядерного синтеза. В недрах звезд, например, Солнца происходит слияние атомов, в результате чего происходит выделение огромной энергии достаточной, чтобы обеспечить теплом всю Землю, находящуюся примерно в 150 миллионах километрах от него.
Жизнь звезды начинается с облака водорода и гелия. В процессе синтеза ядра водорода сливаются, образуя гелий. Если звезда небольшая, у нее недостаточно гравитации и тепла, процесс на этом останавливается, она не может объединять атомы гелия и превращается в красного карлика.
У звезд солнечной массой достаточно гравитации чтобы сильнее сжать ядро. В процессе этого сжатия внешние слои звезды расширяются наружу и образуется красный гигант.
Более крупные звезды способны объединять атомы гелия, в результате чего появляются более тяжелые элементы — углерод и кислород. Слияние атомов гелия приводит к выделению еще большей энергии, происходят вспышки, которые выбрасывают внешние слои звезды в открытый космос, в результате остается только ядро — белый карлик из кислорода и углерода размером с Землю. Синтез элементов останавливается и звезда медленно умирает.
Но где же в этой схеме железо? Звезды размером с Солнце не могут синтезировать железо. Но в очень крупных и массивных звездах синтез на кислороде и углероде не останавливается. Далее появляются неон, сера, магний, кремний, фосфор и, наконец, железо.
Вот здесь и начинаются проблемы. Количество энергии необходимой для слияния компонентов в железе превышает энергию выделяемую самим сплавом. Дальнейший синтез с образованием более тяжелых элементов невозможен. Железо выступает как звездный вампир, оно не излучает, а поглощает энергию, звезда начинает поедать саму себя. Тепло и энергия, выделяемые в процессе синтеза больше не могут противостоять гравитации и звезда коллапсирует.
Как ни странно железо же может и остановить крах звезды. Внешние слои звезды, как правило, не могут проникнуть в плотное железное ядро, звезда не может схлопнуться и энергия направляется наружу. В результате образуется сверхновая, ударные волны этого процесса способны синтезировать более тяжелые элементы чем железо, например, золото или серебро. Звезда же становится нейтронной звездой, размером с небольшой город и массой равной массе всего человечества втиснутого в кусочек сахара.
Если же звезда тяжелее Солнца не менее чем в пять раз, происходит еще более страшная вещь. Схлопывание звезды остановить уже ничто не может и она коллапсирует в черную дыру из которой не может вырваться ни материя, ни энергия.
В любом случае образование железа в звезде — это последняя стадия ее жизни.
Источник
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