Если с вами когда-нибудь пытался познакомиться астроном, то он наверняка рассказал вам о том, что почти все атомы вашего тела когда-либо побывали в недрах звезд. Дальше он мог уточнить, что все элементы тяжелее водорода но легче железа появились в недрах тяжелых звезд еще во время их жизни, а те, что тяжелее железа (из которых состоят, например, серебряное колечко или золотая зубная коронка) образовались в момент взрыва сверхновой.

Вы можете поддержать разговор, заметив, например, что полная картина несколько сложнее и существуют два типа процессов, ответственных за образование подобных тяжелых элементов: это нуклеосинтез с быстрым или медленным захватом нейтронов. Они могут идти и во время жизни тяжелых звезд, и во время их разрушения, и даже в некоторых случаях в нейтронных звездах. Каждый из процессов ответственен за появление во Вселенной примерно половины от общего числа элементов, тяжелее железа.

Медленный захват (slow, s-процесс) происходит в массивных звездах, которые находятся на последней стадии эволюции. Атомные ядра захватывают свободные нейтроны, которые претерпевают бета—минус-распад. В результате образуется протон, который и увеличивает атомный номер элемента. Процесс называется медленным, потому что распад нейтрона почти всегда успевает произойти до того, как будет захвачен следующий нейтрон (при общей продолжительности процесса в несколько миллионов лет, время между двумя захватами нейтрона одним атомом может достигать тысяч лет). Таким образом, элемент, постепенно набирая массу, двигается вдоль горизонтальной оси стабильных изобаров.

Быстрый захват (rapid, r-процесс) длится секунды и происходит во время мощного выброса нейтронов, которые врезаются в атомные ядра быстрее, чем успевают распадаться. Получаются изотопы с большим числом нейтронов. Подобные процессы долгое время считались возможными только в ядрах массивных пожилых звезд, когда они выгорают и схлопываются под воздействием гравитации, образуя сверхновую.

Таблица известных изотопов. При s-процессе нейтроны успевают претерпеть бета-распад и элемент движется вдоль горизонтальной оси

Wikimedia Commons

Авторы статьи, опубликованной в Nature, изучили загрязнение тяжелыми элементами одной из карликовых галактик, вращающихся вокруг Млечного Пути, и считают, что причиной этому послужил быстрый захват нейтронов (r-процесс), произошедший при экзотическом событии — слиянии нейтронных звезд.

Карликовые сфероидальные галактики — это группа небольших и очень тусклых галактик, вращающихся вокруг Млечного Пути. На сегодня их известно всего около 20 — они действительно настолько тусклые, что проще увидеть какую-нибудь галактику, удаленную на многие миллиарды световых лет, чем эту кроху, которая всего лишь в двух миллионах световых лет от нас. Однако, эти галактики очень важны для ученых — они очень старые, в них мало газа и они почти не обмениваются веществом с окружающим пространством. Получаются такие замкнутые системы, где почти все звезды образовались спустя всего 1-3 миллиарда после Большого Взрыва и с тех пор там не было активного звездообразования. Более того, из-за изначально небольшого количества водорода звезды там формировались не очень массивные, а значит долгоживущие: за все время существования галактик в них было относительно мало вспышек сверхновых, а значит, звезды и межзвездное вещество должно состоять в основном из водорода и гелия. Фактически, карликовые галактики — это реликты далекого прошлого у нас под боком, изучая их химический соcтав мы можем понять, каким он был в ранней Вселенной.

Группа астрофизиков Массачусетского технологического института, объединенного института ядерной астрофизики в Миннесоте и обсерватории института Карнеги в Калифорнии проанализировали десять подобных галактик, в том числе галактику Reticulum II. Она расположена в созвездии Сетка и была открыта совсем недавно на четырехметровом телескопе имени Виктора Бланко

Галактика примечательна очень низкой металличностью даже по меркам карликовых галактик. Напомним, что металличность — это относительная концентрация элементов, тяжелее водорода и гелия. То есть в этой галактике тяжелые элементы должны все еще быть внутри горящих звезд. Тем необычнее было обнаружить у семи из девяти самых ярких звезд очень странный спектр, в котором хорошо видны линии поглощения европия и бария — довольно редких тяжелых элементов, которые образуются именно с помощью r-процесса. Яркость линий однозначно говорит о том, что это самое высокое когда-либо обнаруженное в карликовых галактиках относительное содержание подобных элементов. Примечательно, что концентрация других элементов, не связанных с r-процессом, в этой галактике такая же, как и в остальных карликовых сфероидальных спутниках Млечного Пути, то есть очень низкая.

Проанализировав возможные пути образования такого большого количества европия (в 100 раз больше, чем у остальных галактик из выборки), ученые последовательно отвергли несколько версий. Приток элементов из межзвездной среды дал бы в 1000 раз меньшую концентрацию. Обмен массой у двойных систем, когда более массивная звезда перетягивает на себя вещество соседней звезды (обнажая ядро из тяжелых элементов) тоже не подходит, так как концентрация не может быть настолько схожей у разных звезд. Остается только одна версия: эти звезды уже должны были сформироваться из газа, обогащенного тяжелыми элементами.

Теперь самое интересное — что за событие или события могли привести к такому неравному обогащению галактик европием и барием? Тут в дело вступает статистика: вероятность того, что в одной галактике произошло N событий, приведших к образованию 56-го и 63-го элементов таблицы Менделеева, а в других галактиках не было ни одного такого события, пропорциональна (1/10)N. То есть если для производства бария в одной галактике нужно два события, при том, что в других галактиках таких событий не было, то шанс этого — один из ста, если три события — то один из тысячи и так далее.

Известно, что r-процесс с образованием новых элементов происходит во время взрыва сверхновых второго типа. Однако их потребуется очень много для создания такой концентрации европия (при том, что в других карликовых галактиках за все время не должно быть ни одного подобного взрыва). Вероятность этого близка к нулю. Значит, вероятнее всего было какое-то одно событие, настолько мощное и эффективное, что оно смогло запустить r-процесс и распространить продукты синтеза по всей галактике. Единственным подобным событием, известным ученым, является столкновение нейтронных звезд.

Возможность запуска r-процесса при сиянии двух нейтронных звезд обсуждается уже давно (например, в знаменитой статье Ли и Пачинского, опубликованной в 1998 году). Загвоздка в том, что есть большая неопределенность как с наблюдательными данными, так и с ожидаемым темпом подобных событий. Есть всего несколько непрямых свидетельств того, что ряд зафиксированных вспышек гамма-излучения (например, 2013 и 2006 года) были вызваны как раз слиянием нейтронных звезд. Этот способ образования тяжелых элементов считается ответственным за избыточное присутствие Плутония-244 на Земле. 

По подсчетам авторов статьи (не особенно точным из-за недостатка данных), слияние двух нейтронных звезд, во-первых, могло иметь место только в этой галактике, т.е. это действительно редкое событие. Во-вторых, оно дает при взрыве нужное количество тяжелых элементов, чтобы загрязнить всю галактику продуктами синтеза, которые потом смешаются с холодным водородом. Если это слияние произошло несколько миллиардов лет назад, то дальше все вновь образовавшиеся звезды должны состоять в том числе и европия и бария — а это именно то, что мы видим в галактике Reticulum II.

Недавнее открытие гравитационных волн, как предсказывают ученые, даст возможность подобраться к проблеме с другой стороны: детекторы aLIGO и Virgo, теоретически, способны уловить сигнал от сливающихся нейтронных звезд. Если это произойдет, то последующие спектроскопические наблюдения должны снять множество вопросов, связанных с образованием тяжелых элементов.

Wikimedia Commons

Марат Мусин

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.