Как появились все химические элементы
Откуда взялись элементы?
Все, что когда-либо существовало или когда-либо будет существовать, стало возможным благодаря некоторой перестановке или комбинации элементов, найденных в периодической таблице. Этот красочный набор элементов содержит целую вселенную информации.
Таблица Менделеева делает нашу жизнь намного проще, но в то же время и труднее! Это не только помогает нам помнить и понимать наши элементы, но также вызывает глубокие экзистенциальные вопросы, например, как эти элементы вообще возникли?
Появление материи
Эта попытка обнаружить происхождение химических элементов возвращает нас к началу времен.
Сразу после Большого взрыва Вселенная представляла собой плотный суп из материи и энергии. Температура была около 10 32 Кельвина. Вселенная начала надуваться и одновременно остывать (хотя температура все еще составляла триллионы Кельвина). Начали появляться элементарные частицы (кварки и электроны).
Когда Вселенной было немногим менее 0,0001 секунды, она начала испытывать новую форму возмущения. Космическая энергия, которая раньше была излучением высокой энергии, начала сталкиваться друг с другом.
Эти столкновения производят частицы (протоны) и античастицы (антипротоны) в процессе, называемом образованием пар.
Вселенная непрерывно выпускала все больше и больше таких пар. С другой стороны, эти протонные и антипротонные пары аннигилировали друг друга и снова превращались в фотоны и излучение.
Теперь, в возрасте 0,0001 секунды, Вселенная была немного холоднее, и фотоны перестали образовывать новые пары, но уже сформированные противоположные пары продолжали аннигилировать друг друга.
Можно было подумать, что в конечном итоге протонов не останется, но, как назло, процесс образования пар был немного более склонен к протонам (мы до сих пор не знаем почему). После того как все процессы прекратились, Вселенная осталась в основном фотонами, а также легкими брызгами протонов.
Быстро расширяющаяся Вселенная заставила несколько протонов столкнуться с электронами, породив нейтроны (на каждые 7 протонов приходится 1 нейтрон). На тот момент Вселенная была на несколько секунд старше и намного холоднее (всего один миллиард Кельвинов).
Примерно 380 000 лет после Большого взрыва наступила эпоха рекомбинации. После многих лет расширения и охлаждения Вселенная была наконец готова к тому, что ядра захватили электроны. Ионы H и He рекомбинируют с электронами и образуют первые стабильные атомы (представьте, насколько легкими были бы занятия по химии на этом этапе!), Давая нам нашу первую форму света и эффективно инициируя химическую эволюцию.
Однако после эпохи рекомбинации Вселенная снова потемнела.
Нуклеосинтез и жизнь звезд
За бесчисленные тысячелетия образовалось множество галактик, в каждой из которых мерцали миллионы больших и малых звезд. И что делает их яркими? Их горящие ядра.
Чтобы их ядра не коллапсировали под действием силы тяжести, звездам нужно было подключиться к постоянному источнику энергии. Эта энергия охотно обеспечивалась высвобождением энергии связи.
Представьте, что 4 атома водорода объединяются в ядре суммы; два протона из его ядра остаются, а два других превращаются в нейтроны (n) с помощью квантового туннелирования.
Горение водорода в звездах
На протяжении всей жизни звезда претерпевает различные стадии сжигания топлива, чтобы не разрушиться. Этот процесс порождает звездный феномен нуклеосинтеза, который начинается с горения или слияния водорода. Звезда тратит 90% своей жизни на превращение водорода в гелий. После того как водород истощен, он начинает превращать гелий в высшие элементы. С каждым новым этапом слияния элементов ядро становится все плотнее, а внешние слои звезд начинают расширяться, постепенно превращаясь в красного гиганта.
Жизненный цикл звезды
Звезды, примерно эквивалентные массе нашего Солнца (или более легкие), могут производить элементы выше гелия только после превращения в красный гигант (что означает, что он вот-вот умрет), поскольку их ядра недостаточно горячи. Однако ядра звезд большой массы делают идеальные котлы для синтеза ядер тяжелее гелия, чтобы генерировать энергию. С этого момента в статье мы будем рассматривать только массивные звезды.
Два атома гелия сливаются, образуя углерод, который затем соединяется с другим гелием, образуя кислород, в результате чего образуются все элементы периодической таблицы вплоть до кремния.
Последний этап стабильной звездной эволюции наступает, когда начинается горение кремния. Когда ядро начинает плавить кремний с железом, дни звезды действительно сочтены. Вскоре в ядре больше не будет ядерных реакций для «победы» над гравитацией. Железо имеет самое стабильное ядро во Вселенной, и его сплавление с чем-то более тяжелым не высвобождает энергию, но фактически требует внешней энергии. Это знаменует начало конца жизни огромной звезды.
Когда в ядре есть только железо (и следы никеля), оно становится настолько плотным, что начинает разрушаться само по себе. В последние несколько минут звезда выглядит слоистой как лук. В последние несколько секунд, когда ядро продолжает разрушаться, все атомы прижимаются друг к другу, что создает колоссальное количество энергии и давления. Это посылает ударную волну энергии по разным оболочкам.
В этот момент звезда становится сверхновой, распыляя каждый созданный ею элемент в бесконечное пространство!
Образование элементов тяжелее железа
Помните последние несколько секунд и только что упомянутую ударную волну? Когда звезда умирает и взрывается в сверхновую, она выделяет огромное количество энергии (температура поднимается до миллиардов Кельвинов) и очень плотное облако нейтронов.
Эти нейтроны взаимодействуют с атомами уже сформированных элементов. Они претерпевают серию сплавов и делений с образованием элементов вплоть до урана, а также нескольких трансурановых элементов, таких как кюрий, калифорний и фермий. Весь этот процесс быстрого захвата нейтронов или r-процесс происходит менее чем за секунду. Такие элементы, как золото, платина и серебро, настолько редки и дороги, потому что для их создания требуется умирающая звезда!
Это верно для всех элементов, за исключением технития и прометия, которые не имеют стабильных изотопов, которые могли бы длиться достаточно долго, чтобы мы могли найти. Все элементы после урана являются искусственными и радиоактивными с коротким периодом полураспада.
Доставка на Землю
Молодая Вселенная состояла из водорода и ¼ гелия, в то время как остальная часть вещества была незначительной. Однако, после миллиардов лет горения и взрывов, Вселенная теперь состоит из 2% других элементов! Это может показаться не впечатляющим, но в космическом масштабе этого достаточно!
Элементы, выброшенные в космос после смерти звезды, в конечном итоге попадают в новые регионы звездообразования, где молодые звезды начинают свой путь. Из-за гравитации часть мертвых звезд становится частью следующего поколения звезд.
Вы не поверите, но все атомы в наших телах старше самой Солнечной системы! Они были созданы в результате серии событий, последовавших за одним событием, которое все началось 13,8 миллиарда лет назад. Золото в наших украшениях и цинк в наших батареях были созданы в последние моменты жизни звезды. Кислород и углерод в нашей газированной воде, железо в нашей крови и кальций в наших зубах были выкованы в тлеющем сердце звезды. Космос действительно находится внутри каждого из нас.
Как Вселенная создавала элементы?
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.
— 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.
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?
— 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.
Как заполнялась таблица Менделеева
Об авторе
Дмитрий Зигфридович Вибе — доктор физико-математических наук, заведующий отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН, профессор РАН, член редколлегии «Природы». Научные интересы — физика межзвездной среды, астрохимия, звездообразование.
В 2019 г. исполняется 150 лет со дня публикации одного из самых значимых научных результатов в истории человечества — Периодической таблицы элементов Д. И. Менделеева. Согласно этой таблице, точнее, периодическому закону, выражением которого она является, химические свойства элементов меняются периодически в зависимости от свойств их ядер. Сам автор открытия считал основной характеристикой ядра его массу; мы теперь знаем, что в качестве независимой переменной нужно брать не массу ядра — суммарное количество протонов и нейтронов, а его заряд — количество протонов. Если говорить еще точнее, химические свойства элемента определяются строением электронных оболочек, а в нейтральном атоме количество электронов, естественно, равно количеству протонов.
Двадцатый век с его эволюционными нововведениями заставил взглянуть на Периодическую таблицу иначе — с точки зрения происхождения химических элементов. Мы знаем теперь, что в реальном мире «обитатели» ее ячеек отличаются друг от друга не только химическими свойствами, но и содержанием, причем не только на Земле, но и во Вселенной. Правда, в деталях мы можем измерять химический состав только Солнечной системы — в том числе самого нашего светила. Однако есть веские основания полагать, что эти данные представительны и для космологических окрестностей Земли.
Свидетельства истории Вселенной
Графически содержание химического элемента в солнечной фотосфере * традиционно показывают в виде логарифма числа атомов этого элемента в расчете на 1 млн атомов кремния [1]. Если мы обратимся к рисунку, изображающему количественные соотношения нескольких элементов в фотосфере Солнца (рис. 1), то сразу же заметим несколько закономерностей. В целом атомов элемента тем меньше, чем тяжелее его ядро. Это представляется вполне логичным: ядра состоят из нуклонов, и вероятность собрать в одном месте определенное количество нуклонов должна убывать с увеличением их числа. Однако есть несколько заметных отклонений от общего тренда. В частности, содержание лития (Li), бериллия (Be) и бора (B) оказывается существенно меньше, чем можно было бы ожидать для таких небольших ядер, а вот железо (Fe) и никель (Ni) более распространены, чем другие элементы с близкими зарядовыми числами. Содержание элементов с четными номерами вблизи ксенона (Xe) оказывается несколько выше, и ту же особенность мы наблюдаем у свинца (Pb). Наконец, в первой десятке «солнечных» элементов доминируют так называемые альфа-элементы, ядра которых состоят из целого числа альфа-частиц, в порядке убывания: гелий (альфа-частица есть не что иное, как ядро гелия), кислород, углерод, неон, кремний, магний и сера; не относятся к альфа-элементам водород, железо и азот.
Рис. 1. Зависимость содержания химических элементов в фотосфере Солнца от атомного номера
Перечисленные особенности должны в той или иной степени отражать историю появления атомных ядер в нашей Вселенной. И здесь нужно сделать одно замечание. С точки зрения химических свойств элемента важен заряд соответствующего ядра, т.е. количество в нем протонов. Между тем, изучая происхождение элемента, необходимо индивидуально рассматривать его изотопы — ядра с одинаковым количеством протонов и разным количеством нейтронов. Истории изотопов одного и того же элемента могут быть весьма различными.
Стремление ученых разгадать происхождение химических элементов тесно связано с попытками объяснить происхождение Вселенной. Изначально казалось логичным предположить, что все атомные ядра появились практически одновременно с Вселенной, сразу после Большого взрыва. Для объединения нуклонов в ядра необходимы высокие плотность и температура (чтобы обеспечить необходимую частоту столкновений); такие условия в расширяющейся Вселенной существовали очень недолго, поэтому, естественно, чем больше в ядре нуклонов, тем меньше таких ядер успело накопиться. Ключевой работой в рамках этой гипотезы считается так называемая альфа-бета-гамма-теория [2], согласно которой все ядра элементов возникли в первую пару десятков минут существования Вселенной в результате последовательного «слипания» нуклонов.
Однако эта теория сталкивается с фундаментальным препятствием, а именно с отсутствием стабильных ядер с массами 5 и 8. Время жизни 5 He и 5 Li составляет несколько единиц на 10 −22 с. Ядра 8 Be и 8 Li лишь немногим более «долговечны». Перепрыгнуть через подобные барьеры очень нелегко, и потому современные модели первичного нуклеосинтеза предсказывают, что по его окончании Вселенная состояла почти исключительно из двух элементов — водорода и гелия, причем ядра водорода — протоны — не продукт нуклеосинтеза, а его сырье (наряду с нейтронами).
Рис. 2. Реакции первичного нуклеосинтеза. A — атомная масса, n — нейтрон, p — протон
Эволюция содержания различных атомных ядер в первые минуты после Большого взрыва управлялась очень простым набором реакций (рис. 2), параметры которых хорошо известны, и потому итог первичного нуклеосинтеза зависит главным образом от того, какую модель начальной эволюции Вселенной вы используете для расчетов. Способность теории Большого взрыва корректно предсказать содержание основных продуктов первичного нуклеосинтеза — гелия (He) и дейтерия (D) — считается одним из свидетельств в пользу ее адекватности.
В любом случае дальше лития первичный нуклеосинтез не пошел. Есть отдельные модели, авторы которых попытались дотянуть первичную цепочку процессов хотя бы до бора и углерода (отчасти эти попытки мотивированы желанием решить «проблему лития»), однако даже в таких вариантах речь идет об исчезающе малых количествах названных элементов. Все остальное должно было появиться во Вселенной иным путем. И для этого нужен некий «реактор» с огромной плотностью и экстремально высокой температурой.
Звездный термоядерный синтез
Мысли о том, что таким местом с экстремальными условиями могут быть внутренние области звезд, высказывались еще в 1920-е годы, но не в связи с нуклеосинтезом, а при решении другой фундаментальной астрофизической проблемы — в ходе поиска источника звездной энергии. До наступления XX в. считалось, что излучение Солнца и других звезд можно объяснить высвечиванием их гравитационной энергии, однако подобный «генератор» в состоянии обеспечить наблюдаемую мощность солнечного излучения лишь на протяжении нескольких десятков миллионов лет. В начале XX в. благодаря геологическим данным стало известно, что Земля существует существенно дольше, а значит, есть иной, более долговечный источник солнечной энергии.
Таким источником сейчас считается термоядерный синтез, а именно реакция превращения четырех протонов (ядер водорода) в одну альфа-частицу (ядро гелия). Выделяющейся при этом энергии вполне достаточно, чтобы Солнце сохраняло светимость на протяжении доброго десятка миллиардов лет (рис. 3). Превращение водорода в гелий в звездных недрах обеспечивается двумя основными цепочками реакций. Одна из них называется протон-протонным циклом (или pp-циклом), и для ее протекания требуется только водород и высокая температура (выше 10 млн К). Температура нужна, чтобы преодолеть кулоновское отталкивание двух положительно заряженных протонов и заставить их слиться в одно ядро дейтерия (с испусканием позитрона). Дейтерий затем взаимодействует еще с одним протоном, превращаясь в ядро 3 He, и в подавляющем большинстве случаев за этим следует финальная реакция: два ядра гелия-3 сливаются, превращаясь в ядро гелия-4 и два свободных протона. Именно в этой цепочке (она называется ppI) рождается больше всего энергии. Но с точки зрения нуклеосинтеза не менее интересны цепочки ppII и ppIII, в которых последовательная сборка ядра гелия из четырех протонов включает в себя в качестве промежуточных звеньев ядра лития, бериллия и бора. Одновременно с ядрами Li, Be и B, синтезированными «на месте», в цепочках ppII и ppIII разрушаются и ядра этих элементов, изначально присутствовавшие в веществе звезды.
Рис. 3. Изображение Солнца: схема внутреннего строения звезды (слева), фотография ее поверхности (справа). В ядре звезды, подобной Солнцу, выделяется энергия, обусловленная превращением водорода в гелий. Здесь и далее фото NASA Goddard Space Flight Center
Второй цикл превращения водорода в гелий — так называемый CNO-цикл (рис. 4) — требует еще более высокой температуры (выше 20 млн К) и наличия «катализатора», в роли которого может выступать, например, углерод-12. Цепочка реакций захвата протона и бета-распада последовательно превращает ядро 12 C в ядра 13 N, 13 C, 14 N, 15 O, 15 N. Ядро азота-15 в результате очередного захвата протона либо разваливается на альфа-частицу (ядро гелия) и ядро 12 C, возвращаясь тем самым к началу цикла, либо трансформируется в ядро кислорода-16. Последнее захватывает протон и превращается во фтор-17, который в результате бета-распада превращается в кислород-17. Ядро 17 O захватывает протон и распадается на альфа-частицу и ядро 14 N. Основным итогом всех этих процессов становится исчезновение четырех протонов и появление одного ядра гелия-4. Но важно и другое: даже если изначально в среде были только водород и углерод-12, реакции цикла добавляют в нее ядра углерода-13, а также ядра изотопов кислорода, азота и фтора. Именно CNO-цикл, вероятно, является главным источником азота-14 — основного компонента земной атмосферы!
Рис. 4. Схема CNO-цикла. p — протон, β — позитрон, α — ядро гелия
Осознание того факта, что производство энергии в звездах может в качестве побочного продукта обусловливать появление ядер гелия, кислорода, азота и фтора, наводит на мысль, что и другие химические элементы могут в той или иной степени быть продуктом звездной эволюции. Важным этапом в разработке этого предположения стала статья астрономов Маргарет и Джефри Бербиджей в соавторстве с астрофизиком Уильямом Фаулером и астрономом Фредом Хойлом «Синтез элементов в звездах» [4]. Ученые фактически описали историю появления всех элементов Периодической таблицы Д. И. Менделеева. Помимо уже упомянутых реакций термоядерного синтеза и захвата протона важнейшую роль в формировании состава Вселенной сыграли процессы захвата нейтронов. Но о них — чуть позже, а пока завершим рассказ о термоядерном синтезе.
Итак, в ядре звезды, подобной Солнцу, выделение энергии обусловлено превращением водорода в гелий, однако ее излучение, очевидно, может длиться лишь до тех пор, пока в ядре звезды не исчерпаны запасы водорода. Дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы: если та не превышает нескольких десятых долей массы Солнца, с небесным телом далее не происходит ничего. Точнее, не будет происходить, ведь время жизни этих звезд превосходит возраст Вселенной, так что ни одна из них своего жизненного пути пока не завершила. Но когда это случится, бывшая звезда будет состоять из медленно остывающего гелиевого ядра с водородной оболочкой.
В звезде с большей массой (до 6–8 M☉) дела будут обстоять веселее. Сначала в ней также образуется остывающее гелиевое ядро, но на его границе будет продолжаться горение водорода в так называемом слоевом источнике. Слоевой источник может в конечном итоге разогреть гелиевое ядро до температуры порядка сотни миллионов кельвинов, достаточной для инициации следующего этапа термоядерного синтеза — тройного альфа-процесса, в результате которого три ядра гелия-4 объединяются в одно ядро углерода-12. Заметим, что их должно быть обязательно три: ядро бериллия-8, образующееся в результате слияния двух ядер гелия-4, нестабильно, и углерод образуется лишь при условии, что оно до распада успеет провзаимодействовать с третьей альфа-частицей.
Далее ядро 12 C может поглотить еще одну альфа-частицу, превращаясь в кислород-16. В конце эволюции таких звезд в их недрах формируется остывающее углеродно-кислородное ядро — будущий белый карлик. Есть расчеты, указывающие, что в звездах с массой от 8 до 10 масс Солнца могут происходить и следующие захваты альфа-частиц, превращающие кислород-16 в неон-20 и магний-24. После смерти такая звезда становится ONeMg-белым карликом.
На заключительном этапе эволюции у звезды, которой предстоит стать углеродно-кислородным белым карликом, развивается мощная конвективная оболочка, способная своим основанием проникнуть в слоевой источник. Перемешивание доставляет в источник водород с поверхности звезды, что стимулирует реакции захвата протонов ядрами неона-20 и магния-24. Цепочки, начинающиеся с этих реакций, приводят к появлению в звезде изотопов натрия и алюминия. Еще один элемент, предположительно формирующийся на этом этапе, — литий-7. Выше уже говорилось, что слияние двух ядер 4 He приводит к формированию нестабильного бериллия-8. А вот слияние 4 He и 3 He в слоевом источнике горения гелия формирует более устойчивое ядро 7 Be с периодом полураспада около 53 дней. За это время конвекция успевает вынести бериллий-7 во внешние слои звезды, и литий-7, в который он превращается, оказывается вне зоны, где его могут поглотить термоядерные реакции.
Превращение звезды в белый карлик сопровождается сбросом внешней оболочки, вместе с которой продукты ядерного и термоядерного синтеза рассеиваются в межзвездной среде и далее попадают в звезды следующих поколений или в формирующиеся вокруг них планетные системы. Правда, нужно отметить, что в большинстве случаев такие звезды не являются основными поставщиками этих элементов.
После образования гелия термоядерный синтез фактически представляет собой последовательное слияние ядер альфа-элементов (включая альфа-частицы) — отсюда их доминирование в химическом составе Вселенной. У этого процесса есть «практический потолок». Звезде нужны термоядерные реакции, чтобы тепловым давлением удержать ее от сжатия, вызываемого самогравитацией, поэтому эти реакции могут происходить лишь при условии, что в них выделяется энергия, разогревающая вещество звезды. Чем дальше по таблице Менделеева продвигается синтез, тем меньше выделяется энергии. Самые тяжелые ядра, при производстве которых энергия все еще выделяется, принадлежат железному пику — железу, никелю, хрому.
Но, так или иначе, горением кремния этап термоядерного синтеза заканчивается. В этот момент (если не вдаваться в многочисленные усложняющие детали) звезда состоит из железо-никелевого ядра, окруженного несколькими слоевыми источниками, в которых горят кислород, неон, углерод, гелий, а в самом внешнем слоевом источнике еще продолжается догорание водорода.
«Спокойная» эволюция звезд
Реакции термоядерного синтеза — не единственные процессы изменения ядерного состава. Одновременно с ними в массивных звездах и (в несколько меньшей степени) в звездах промежуточных масс происходит еще один важнейший процесс — захват ядрами свободных нейтронов. Появление свободных нейтронов становится возможным благодаря CNO-циклу, точнее, ядрам 13 C и 14 N, которые синтезируются в ходе этого цикла и также вольны захватывать альфа-частицы. Ядро углерода-13, захватив альфа-частицу, превращается в ядро кислорода-16 и свободный нейтрон; ядро азота-14 через чуть более длинную цепочку нескольких захватов альфа-частицы превращается в магний-25 и свободный нейтрон. Далее эти свободные нейтроны могут поглощаться другими ядрами.
Процесс захвата нейтронов, происходящий во время «спокойной» эволюции звезд промежуточных и больших масс, называется медленным (slow), или просто s-процессом [5]. Суть его состоит в том, что ядро последовательно захватывает один или несколько нейтронов, превращаясь во все более тяжелые изотопы того же химического элемента. Захват продолжается до тех пор, пока в этой цепочке не встретится нестабильное ядро. Процесс называется медленным, потому что ядро успевает испытать бета-распад, прежде чем поглотит следующий нейтрон. Испускание электрона увеличивает заряд ядра на единицу, и оно перемещается в следующую ячейку таблицы Менделеева — образуется ядро следующего химического элемента. Хотя s-процесс вносит определенный вклад и в синтез элементов легче железа, за пределами железного пика он становится основным производителем стабильных ядер (рис. 5).
Рис. 5. Схема s-процесса
Медленный захват нейтронов, очевидно, способен производить только стабильные ядра, и потому его вклад в заполнение Периодической таблицы ограничен висмутом-209 ( 209 Bi) — самым массивным стабильным ядром. Точнее, это ядро уже обладает радиоактивностью, но время его жизни на много порядков превышает возраст Вселенной. Альтернативой s-процессу является быстрый (rapid) захват нейтронов, или просто r-процесс. При высокой плотности вещества вообще (и нейтронов в частности) ядро успевает поглотить несколько нейтронов, даже если промежуточные ядра оказываются неустойчивыми. Исключительно благодаря r-процессу появляются на свет тяжелые ядра, богатые нейтронами и населяющие Периодическую таблицу за висмутом. Относительная роль медленного и быстрого захвата нейтронов в синтезе более легких, чем висмут, элементов остается предметом дискуссий.
Рис. 6. Сверхновая SN 1987A (слева) и звезда Бетельгейзе, ближайшая к Земле потенциальная сверхновая (справа). Свет SN 1987A достиг Земли, преодолев 160 000 световых лет. Бетельгейзе относится к классу красных сверхгигантов, а это означает, что век ее недолог. Радиус Бетельгейзе примерно в 1400 раз превышает радиус Солнца, и от Земли ее отделяет примерно 600 световых лет
Не вполне ясно также, где именно происходит r-процесс. Долгое время основным плацдармом для него считались взрывы, сопровождающие финальный коллапс массивных звезд (рис. 6). Спокойная эволюция массивной звезды закачивается, когда в ее центре образуется железо-никелевое ядро. В нем выделения энергии уже не происходит, давление перестает противостоять гравитации, и звезда начинает схлопываться под собственным весом. Каким-то образом (каким, окончательно пока не ясно) энергия падения вещества преобразуется в энергию его разлета — происходит вспышка сверхновой. Разрушение звезды сопровождается новым всплеском ядерных реакций, среди которых есть и захват альфа-частиц, и захват нейтронов. Все продукты ядерного и термоядерного нуклеосинтеза, возникшие как в ходе эволюции звезды, так и в ходе самого взрыва, разбрасываются вспышкой сверхновой на большие расстояния, становясь частью межзвездного вещества и попадая впоследствии во вновь формирующиеся звезды и планеты (рис. 7). Источником нейтронов в этом случае становится процесс «вдавливания» электронов в протоны, возможный благодаря высокой плотности и температуре в миллиарды градусов. Из этих нейтронов формируется и остающаяся после вспышки нейтронная звезда.
Рис. 7. Сложное изображение Крабовидной туманности, остатка сверхновой, было собрано путем объединения данных пяти телескопов, охватывающих почти весь электромагнитный спектр: космического телескопа Спитцера, обсерватории VLA, космического телескопа Хаббла, обсерватории XMM-Newton и рентгеновской обсерватории «Чандра»
Помимо сверхновых с коллапсом ядра имеется явление, стимулирующее протекание реакций быстрого захвата нейтронов (возможно, более перспективное, чем сверхновые), — слияние нейтронных звезд. Такие события могут происходить в случае, когда две нейтронные звезды образуют двойную систему. Излучение гравитационных волн в такой системе приводит к постепенному сближению компонентов, заканчивающемуся их слиянием. Места во Вселенной с большим содержанием нейтронов, чем в паре нейтронных звезд, не найти, и потому логично предположить, что эффективный r-процесс будет важным компонентом этого события [6]. В 2017 г. эта версия получила первую наблюдательную проверку. Всплеск гравитационных волн 17 августа 2017 г. предположительно был порожден именно слиянием нейтронных звезд, и в его спектре удалось зафиксировать признаки линий теллура и цезия — элементов, преимущественно синтезируемых именно в r-процессе [7].
Вспышки сверхновых и дело рук человеческих
Следует упомянуть еще одно явление, важное с точки зрения нуклеосинтеза, — вспышки термоядерных сверхновых. Считается, что эти взрывы (в отличие от сверхновых с коллапсом ядра) происходят не на одиночных массивных звездах, а в двойных системах, в которых по крайней мере один из компонентов — белый карлик. Как уже говорилось, белый карлик представляет собой компактный остаток звезды малой или промежуточной массы. Он удерживается от коллапса давлением вырожденного электронного газа. Как показывают расчеты, равновесие между гравитацией и давлением в этом случае возможно лишь при условии, что масса карлика не превышает 1,4M☉. Естественно, в момент образования масса белого карлика не превосходит критического значения, однако, если позже она по каким-то причинам увеличится, равновесие будет утрачено и карлик разрушится колоссальным термоядерным взрывом.
Рис. 8. Планетарная туманность NGC 6153, расположенная на расстоянии около 4000 световых лет в южном созвездии Скорпиона. Бледно-голубая дымка в кадре — то, что осталось от звезды, похожей на Солнце, после того как она израсходовала большую часть своего топлива. Изображение получено при помощи космического телескопа Хаббла (НАСА / ЕКА)
Итак, за появление практически всех элементов Периодической таблицы Д. И. Менделеева отвечают различные этапы звездной эволюции, в финале которой эти элементы либо посредством спокойного сброса оболочки звездами промежуточных масс, либо в результате взрыва массивных звезд попадают в межзвездную среду (рис. 8). Из легких элементов нам осталось разобраться только с бериллием и бором. Эти элементы формируются в межзвездной среде в реакциях скалывания, т.е. при разрушении более крупных ядер (преимущественно кислорода и углерода) в результате столкновений с частицами космических лучей. Такие реакции порождают и ядра других элементов, но только для бериллия, бора, а также легкого изотопа лития 6 Li они являются основным источником.
Известные нам естественные процессы синтеза атомных ядер заканчиваются, вероятно, плутонием-239, который образуется в урановых рудах в результате захвата нейтрона ядром урана-238 и последующего бета-распада. Нельзя исключить наличия там же нескольких атомов и более тяжелых элементов, однако в целом история природного синтеза значимых количеств атомных ядер заканчивается ураном. Чтобы создать условия для появления еще более массивных атомных ядер, Природе пришлось пойти наиболее замысловатым путем, а именно породить цивилизацию на ничем не примечательной планете у ничем не примечательной звезды.
Литература
1. Asplund M., Grevesse N., Sauval A. J., Scott P. The Chemical Composition of the Sun // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 2009; 47: 481–522. DOI: org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145222.
2. Alpher R. A., Bethe H., Gamow G. The Origin of Chemical Elements // Phys. Rev. 1948; 73: 803.
3. Cyburt R. H., Fields B. D., Olive K. A., Yeh T.-H. Big bang nucleosynthesis: Present status // Rev. Mod. Phys. 2016; 88(1): 015004-1. DOI: org/10.1103/RevModPhys.88.015004.
4. Burbidge E. M., Burbidge G. R., Fowler W. A., Hoyle F. Synthesis of the Elements in Stars // Rev. Mod. Phys. 1957; 29: 547.
5. Käppeler F., Gallino R., Bisterzo S., Aoki W. The s-process: Nuclear physics, stellar models, and observations // Rev. Mod. Phys. 2011; 83(1): 157.
6. Thielemann F. K., Eichler M., Panov I. V., Wehmeyer B. Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements // Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 2017; 67(1): 253–274. DOI: 10.1146/annurev-nucl-101916-123246.
7. Smartt S. J., Chen T.-W., Jerkstrand A. et al. A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source // Nature. 2017; 551: 75. DOI: 10.1038/nature24303.
* Фотосфера — видимый слой Солнца, глубиной 200–300 км. — Примеч. ред.
** Нужно отметить, что термоядерные реакции традиционно называют горением (burning), хотя они, конечно, не имеют никакого отношения к химическому процессу горения. — Примеч. авт.