Марат Мусин

University of Missouri

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).

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. В1989 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 Чандрасекара, то есть 1,4 солнечных массы, 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 B2FH (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.

Суть проблемы создания тяжелых элементов заключается в том, что если добавлять в них нейтроны по одному, то новые тяжелые элементы будут нестабильными изотопами и успеют распасться — это называется медленным нейтронным захватом, и его характерное время составляет десять тысяч лет. Он протекает в ядрах старых массивных звезд и даже близко не может объяснить появление такого большого количества тяжелых элементов. Тот Ферми-газ, который образуется из выкинутых взрывом элементов, настолько обогащен нейтронами (миллиард триллионов в одном кубическом сантиметре), что они за несколько микросекунд успевают буквально нашпиговать атомное ядро. Набирая нейтроны, элемент успевает перескочить этот шаткий мостик, где его поджидает распад, и попасть в долину ядерной стабильности. Так получается новый элемент, время полураспада которого может исчисляться миллиардами лет.

Все процессы, о которых мы тут рассказали, описываются математическими уравнениями, куда входит множество параметров: соотношение между количеством протонов и нейтронов, изменение температуры газа (она сначала растет до миллиарда градусов, потом падает, потом снова растет, потом снова падает), распределение массы в ядре нейтронной звезды и даже подробности самого процесса слияния. Они выводятся теоретически на основании косвенных признаков (общего количества тяжелых элементов во Вселенной) или опытов, проводимых на Земле (периоды полураспада нестабильных элементов). От значений этих параметров зависит точное количество образовавшегося материала, и одновременная регистрация слияния с помощью гравитационных детекторов и телескопов, работающих во всем электромагнитном спектре, позволит впервые в истории определить величины этих параметров из непосредственных наблюдений.


Ранее в этом блоге

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.