«В звездном нуклеосинтезе все слишком хорошо»

Нуклеоси́нтез

в астрофизике — процесс синтеза ядер химических элементов тяжелее водорода.

Различают первичный нуклеосинтез

, проходивший на начальных стадиях существования Вселенной в процессе Большого Взрыва и
звёздный нуклеосинтез
.

Звёздный нуклеосинтез[править]

Синтез более тяжёлых ядер происходит в звёздах. Лёгкие ядра (до углерода 12С включительно) могут синтезироваться в недрах относительно немассивных звёзд в цикле Бете и тройной гелиевой реакции:

4He + 4He = 8Be

8Be + 4He = 12C

Ядра до железа 56Fe

синтезируются путём слияния более лёгких ядер в недрах массивных звёзд, синтез тяжёлых и сверхтяжёлых ядер идёт путём нейтронного захвата в предсверхновых звёздах и при взрывах сверхновых.

Экспериментальным подтверждением этого факта служит низкое содержание тяжёлых элементов в старых звёздах, образовавшихся на ранних стадиях эволюции Вселенной из материи, образовавшейся в ходе первичного нуклеосинтеза.

Обзорная статья о нуклеосинтезе в звёздах, звёздной эволюции и сверхновых

Остатки сверхновой в созвездии Тельца, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры и зарегистрированной китайскими астрономами. Всем многообразием химических элементов существующих в природе мы обязаны звёздам. Ведь в самом начале существования Вселенной первичный ядерный синтез подарил Вселенной только водород и гелий.

Спустя сотни тысяч лет зажглись первые звёзды, внутри которых начался синтез ядер более тяжёлых элементов. Ведь что такое звезда? Звезда — это баланс между энергией, выделяющейся при нуклеосинтезе в её ядре, и гравитационной силой, сжимающей звезду. В конечном итоге, гравитация всегда побеждает — это только вопрос времени.

Как работает внутризвёздная алхимия?

Первичным ресурсом для термоядерного синтеза являются ядра водорода, из которых более чем на 90% и состоят звёзды. В результате реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия, с выделением ряда разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности. Одновременно с этим нарастает и давление в центре звезды (уравнение Менделеева-Клапейрона). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитации сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. Этот период жизни звезды называется главной последовательностью (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) и является самым продолжительным. В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет.

Надо сказать, что определяющим свойством звезды является, конечно же, её масса. Большинство звёзд лежит в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца. Мы, как патриоты, естественно, измеряем массу звёзд в солнечных массах.

Основные фазы звёзд разнятся по свойствам и продолжительности в зависимости от массы, но начало конца у всех одинаково.

По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях, окружающих ядро, звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала очередной термоядерной реакции синтеза. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены давлением вырожденного электронного газа. Электроны, до этого момента не игравшие видную роль в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия из-за высокого давления и температуры внутри ядра почти все покидают свои ядерные орбитали. Находясь в таком высокоэнергетическом состоянии они уже сами оказывают сопротивление гравитационному сжатию. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, чем Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом, при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в его оболочке. Таким образом звезда начинает напоминать луковицу с разными реакциями синтеза в определённых слоях. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вдавливаться в протоны ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, и всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию.

Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

Почему сверхновые так важны?

Недавно, благодаря наблюдательным данным, подтвердилась гипотеза о том, что термоядерный синтез происходит также и в сам момент вспышки сверхновой — ударная волна проходит через все слои звезды, на мгновение значительно повышая давление, и запускает кратковременый синтез самых тяжелых элементов таблицы Менделеева.

Более того, сверхновые являются главными распространителями элементов по Вселенной, разбрасывая их на многие сотни световых лет от места их рождения. А давление излучения на окружающие газопылевые облака запускает процесс рождения новых звёзд.

Как же мы узнаем о химическом составе таких объектов как звёзды?

Дело в том, что атомы каждого химического элемента имеют строго определённые резонансные частоты, в результате чего именно на этих частотах они излучают или поглощают свет. Это приводит к тому, что в спектроскопе на спектрах видны линии (тёмные или светлые) в определённых местах, характерных для каждого вещества. Интенсивность линий зависит от количества вещества и его состояния.

Оптическая спектроскопия зародилась в 1802 году, когда были обнаружены темные линии в спектре Солнца. Эти линии заново открыл и описал Фраунгофер в 1814 году. В 60-е годы XIX века Кирхгоф дал почти правильную трактовку этих линий, считая что это линии поглощения, обусловленные наличием в атмосфере Солнца различных газов, и что с каждым газом связана определенная линия.

Целенаправленная научная спектроскопия началась в 1853 году, когда Ангстрем сопоставил линии излучения газов с различными химическими элементами — так зародился новый метод получения информации о составе веществ — спектральный анализ. Сейчас это один из мощнейших инструментов современной науки. Этот чувствительный метод широко применяется в аналитической химии, астрофизике, металлургии, машиностроении, геологической разведке, археологии и других отраслях науки.

Нерешенные проблемы нуклеосинтеза

Современные представления об образовании химических элементов в процессе эволюции Вселенной (четыре схемы Дженнифера Джонсона, профессора астрономии в Университете штата Огайо)

Нерешенной проблемой нуклеосинтеза является определение основного местоположения r-процессов (вспышки сверхновых или слияние нейтронных звезд). Во многом это связано с тем, что события слияния нейтронных звезд являются крайне редкими. Считается, что они происходят примерно в тысячу раз реже, чем взрывы сверхновых первого и второго типа (то есть в обычной галактике они происходят в среднем один раз в 100 тысяч лет). Тем не менее, в последние годы, избыток трансурановых элементов в Солнечной Системе по сравнению с другими звездами пытаются объяснить с помощью теории, которая предполагает образование Солнечной Системы из осколков близкого слияния нейтронных звезд. Теоретически это предположение может стать одним из главных объяснений наблюдаемой редкости технологических цивилизаций в нашей галактике (парадокс Ферми).

С другой стороны интересным является вопрос химического состава первых звезд Вселенной, обнаружение и подробное исследование которых ещё предстоит в будущем (в настоящее время активно изучаются старейшие звезды в гало нашей галактики, где содержание железа может быть в миллион раз меньше, чем содержится у нашего Солнца). Кроме того до сих пор сложно экспериментально подтвердить достоверность теоретических расчетов ядерных реакций происходящих при вспышках сверхновых (образование элементов у железного пика с помощью термоядерных реакций, а также при p и r-процессах). Так некоторые теории предполагают, что в недрах звезд происходит образование химических элементов не только до железа, но и до никеля-56, который потом распадается до железа.

Аналогично существуют сомнения в правильной интерпретации реакций первичного нуклеосинтеза (особенно это актуально в случае других значений фундаментальных констант в ранней Вселенной). Проверка в этой области осуществляется с помощью спектроскопии далеких объектов (к примеру, квазаров с большим красным смещением).

Другой интересной проблемой является необычный химический состав некоторых звезд (их называют пекулярными). Среди них выделяется звезда Пшибыльского с большим количеством трансурановых элементов (в частности на ней встречается америций, который больше не обнаружен ни у одной другой звезды). Предполагается, что аномальный состав этой звезды можно объяснить тем, что звезда является частью двойной системы, где второй компонент представляет собой нейтронную звезду (измерения лучевой скорости аномальной звезды не подтверждают эту теорию). Другим объяснением является теория, которая считает, что аномальная звезда образовалась в бывшей системе слившихся нейтронных звезд. В этом смысле аномальным является и химический состав Солнечной Системы, где так же наблюдается повышенное содержание радиоактивных элементов (об этом уже говорилось выше). У других пекулярных звезд наблюдается повышенное содержание редкоземельных элементов, в связи с чем предполагается что это может быть вызвано особенностями процессов перераспределения вещества внутри звезд.

А Вы смотрели: Солнечная система ее планеты и строение

Другой интересной проблемой нуклеосинтеза является повышенное содержание лития у некоторых звезд. Его пытаются объяснить случаями падения горячих юпитеров (у планет первичный литий не сгорает в термоядерных реакциях, так как температура недр планет намного меньше чем недр звезд).

Интересным моментом является тот факт, что и человеческая цивилизация в начале 20 века овладела возможностью и технологиями нуклеосинтеза. Впервые это удалось Эрнесту Резерфорду в 1919 году. Реакция заключалась в облучении альфа-частицами атомов азота-14, в ходе этой реакции проходило образование протонов и кислорода-17. Тем самым фактически сбылась мечта средневековых алхимиков о превращении свинца в золото. Естественно процессы искусственного нуклеосинтеза проводят в ускорителях элементарных частиц, ядерных и термоядерных реакторах, и совсем не похожи на примитивные лаборатории средневековых химиков. Так масса образующихся химических элементов в ускорителях ограничена долями миллиграммов, и лишь в реакторах может достигать объема в несколько килограмм или даже тонн. Все установки по искусственному синтезу являются крайне опасными для любой формы жизни на Земле из-за большого уровня различных типов высокоэнергетических излучений, и поэтому содержат многометровую защиту из железобетона (их общий вес может достигать многие тысячи тонн).

С помощью реакций искусственного синтеза появляется возможность получения трансурановых элементов, которые не наблюдаются в природе. Подобные элементы являются крайне опасными из-за значительного радиоактивного излучения по причине небольшого периода полураспада — именно по этой причине данные элементы не встречаются в природе. Особенно много таких элементов образуется после работы ядерных реакторов. Проблема переработки и захоронения подобных отходов является крайне сложной. В связи с этим рассматривается возможность захоронения радиоактивных отходов в космосе, и даже на поверхности Солнца. Если подобные технологии освоены внеземными цивилизациями, то теоретически их существование может быть обнаружено на основе регистрации аномальных радиоактивных элементов у спектров некоторых других звезд. Это связано с тем, что захоронение радиоактивных отходов на Солнце (с использованием гравитационного маневра у Юпитера) называется одним из самых перспективных способов утилизации этих вредных веществ для земной биосферы (наряду с замкнутым циклом ядерной энергетики). Интересно отметить в теме нуклеосинтеза вопрос антиматерии. Открытия ядерных физиков 20 века показали, что у каждой заряженной элементарной частицы есть частица-близнец с аналогичной массой и противоположным электрическим зарядом. К примеру, у протона — это антипротон, у электрона — это позитрон. Более того существуют античастицы и у нейтрально заряженных элементарных частиц, к примеру у нейтрона — это антинейтрон. Ядерные реакции между античастицами также приводят к образованию своеобразных химических элементов (антипротон, антигелий и т. д.). У антивещества также существует 4 вида взаимодействий, которые (как считается) абсолютно аналогичны этим взаимодействиям у обычного вещества. Кроме того считается, что и спектры антивещества идентичны спектрам обычного вещества. Теоретически не исключено, что образование антиматерии во Вселенной может привести к образованию из них даже планет, звезд и галактик. Однако антивещества в нашей Вселенной крайне мало. Одной из причин этого называется её быстрая аннигиляция с обычным веществом (данная реакция обладает самым высоким КПД во Вселенной, в ходе неё 100% всей массы преобразуется в энергии). Современная теория Большого взрыва предполагает, что при возрасте Вселенной в доли секунды обычные частицы превосходили античастицы только на одну миллиардную долю (точное значение этой величины до сих экспериментально определить не удалось). В результате процессов аннигиляции количество обычных частиц уменьшилось в миллиард раз, античастиц практически не осталось, а образовавшийся условный «миллиард» гамма-фотонов позже трансформировался в реликтовое излучение (когда Вселенная стала прозрачной для электромагнитного излучения). Экспериментальное сравнение свойств вещества и антивещества до сих пор является сложнейшей проблемой, так как получение и хранение антивещества в земных условиях является крайне дорогостоящим мероприятием. Так по оценке 1999 года один грамм антиводорода стоит 62,5 триллиона долларов (по оценке 2006 года цена одного грамма позитронов равна примерно 25 миллиардов долларов). Современные технологии позволяют хранить лишь несколько тысяч атомов антивещества в течение небольшого по длительности времени. Тем не менее с антивеществом связаны как большие надежды создания стабильного и экологически чистого источника энергии (более перспективного чем даже термоядерный реактор), так и большим потенциалом возможных крупных открытий в фундаментальной физике элементарных частиц и космологии.

Краткая схема структуры современной Вселенной

Кроме того косвенной проблемой современного нуклеосинтеза остаётся тот факт, что на обычную материю во Вселенной сегодня приходится только около 5 процентов всей массы нашей Вселенной. Остальная масса представляет собой слабоизученную темную материю и энергию, физическая природа которой остаётся практически неизвестной (факт существования этих материй был доказан лишь в последние несколько десятилетий с помощью косвенных методов изучения Вселенной). Многие теоретики предполагают, что и у темной материи и энергии существуют особые реакции превращений (в том числе и в обычную материю или наоборот).

Источник

Первичный нуклеосинтез

Ядерные реакции при первичном нуклеосинтезе
В процессе первичного нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее лития, стандартная модель Большого Взрыва предсказывает следующее соотношение элементов: 1H — 75 %, 4He — 25 %, D (2H) — 3·10−5, 3He — 2·10−5, 7Li — 10−9, что хорошо согласуется с экспериментальными данными определения состава вещества в объектах с большим красным смещением (по линиям в спектрах квазаров)[1].

Кратковременность процесса первичного нуклеосинтеза (несколько минут) и нестабильность ядер с массовыми числами 5 и 8 («щели» в спектре масс ядер) не позволяют образоваться более тяжёлым ядрам, которые возникают лишь впоследствии, в звёздном нуклеосинтезе и под действием космических лучей в реакциях скалывания.