Важкі елементи потрапили в Сонячну систему з нейтронних зірок, які зливлися за 80 млн років до її утворення

Ріс. 1. У процесі злиття пари нейтронних зірок енергія виділяється у вигляді гравітаційних хвиль, які стало можливо ловити з введенням в дію установок LIGO і Virgo. Саме так у серпні 2017 року було зафіксовано злиття двох нейтронних зірок у далекій галактиці NGC 4993. Наступні спостереження в оптичному та інших діапазонах показали, що в ході такого злиття синтезуються важкі хімічні елементи. Малюнок зі статті A. Frebel, T. C. Beers, 2018. The formation of the heaviest elements

Основним механізмом синтезу важких хімічних елементів довгий час вважалися спалахи наднових. Однак ця версія не дуже узгоджується з спостережуваним розподілом ізотопів важких елементів і продуктів їх розпаду. На початку травня в журналі Nature були опубліковані дві статті з описом результатів моделювання двох альтернативних процесів, під час яких може йти r-процес синтезу важких елементів. Автори однієї з робіт розбиралися з тим, що відбувається при злитті двох нейтронних зірок. Їх дані вказують на те, що цей процес може відповідати за значну частину плутонію, кюрію та інших актиноїдів, що існували в Сонячній системі на початковому етапі її формування. У другій роботі вчені змоделювали один з варіантів гіпернової — так званий колапсар. Свої розрахунки вони перевіряли на нещодавно відкритій в Місцевій групі карликовій галактиці, для зірок якої характерно підвищений вміст європія і золота. Обидві роботи, безсумнівно, наближають нас до розуміння того, який механізм формування важких елементів у Всесвіті є основним і як ці елементи потрапили до нас на Землю. Однак до повної ясності ще далеко.

Зірки — не тільки джерела електромагнітного випромінювання. Їх можна розглядати і як заводи з виробництва важких хімічних елементів. Більше того, саме зірки так чи інакше відповідальні за синтез майже всіх хімічних елементів: за існуючими уявленнями, при Великому вибуху могли утворитися тільки найлегші ядра (водень, гелій, літій), а в реакціях скалювання, які йдуть під дією космічних променів, — наступні за ними в Періодичній таблиці берилій і бор.

Однак при триваючому сотні мільйонів або мільярди років «нормальному» горінні зірки може утворитися тільки трохи більше однієї п’ятої від загального числа відомих хімічних елементів. Елементи важчі за залізо (порядковий номер заліза в Періодичній системі — 26) не можуть синтезуватися в термоядерних процесах, що йдуть в активно працюючій зірці, оскільки таке злиття стає енергетично невигідним: енергія, необхідна для отримання ядер важче заліза, більше, ніж енергія, що виділяється в ході такого злиття. Це означає, що велика частина елементів Періодичної системи утворилася не в термоядерних котлах зірок, а в якихось інших процесах.

Найбільш імовірним джерелом важких хімічних елементів вважалися наднові. Цим терміном називають останню стадію еволюції деяких зірок, під час якої виділяється величезна кількість енергії. Через це яскравість зірки збільшується на кілька порядків — так що вона стає порівнянною з яскравістю цілої галактики. Наприклад, наднова 1054 року, із залишків якої сформувалася Крабовидна туманність, згідно з записами китайських астрономів, більше 20 діб спостерігалася на небі неозброєним оком навіть вдень — і це незважаючи на те, що відстань до неї оцінюється в 6500 світлових років.

Основна класифікація наднових заснована на їх спектральних характеристиках. Головний підрозділ — на два типи — йде за наявністю або відсутністю у спектрі ліній водню: у наднових I типу їх немає, у наднових II типу вони є. Також є кілька можливих сценаріїв кінця зіркової еволюції, які призводять до утворення наднових. Детально ми ці деталі обговорювати не будемо, скажімо лише, що сценарій гравітаційного колапсу, який, мабуть, відповідає за більшість різновидів наднових, реалізується досить часто: за деякими оцінками, в нашій Галактиці за століття відбувається кілька таких подій (S. M. Adams et al., 2013. Observing the Next Galactic Supernova), але в основному це наднові I типу. Наднові II типу, судячи з нинішніх даних, досить рідкісні (нижче ми побачимо, що це важливо).

Крім значного вивільнення енергії, яка потрібна для злиття легких атомних ядер і утворення ядер елементів важче заліза, при спалахах наднових утворюється велика кількість вільних нейтронів, також необхідних для утворення важких атомів. Багато ядра важче заліза (а починаючи з ізотопу вісмуту, нукліда ²⁰⁹Bi — всі ядра) утворюються в результаті так званого r-процесу (або швидкого захоплення нейтронів, буква «r» тут від слова rapid — «швидкий»). І тут важливо, що на заключній стадії еволюції центральна частина зірки містить велику кількість нейтронів (n) і лід-частинок (що складаються з двох протонів і двох нейтронів), що утворюються при фоторозщепленні заліза ⁵⁶Fe. 13.200+ 4n.

Під час r-процесу легкі ядра швидко захоплюють велику кількість нейтронів, які потім можуть перетворюватися на протони. Основний механізм захоплення нейтронів — реакція (n, ^), в якій ядро, захоплюючи нейтрон, «стравлює» зайву енергію, випускаючи лід-квант. Так ядро нарощує свою масу і заряд, перескакуючи по клітинах таблиці Менделєєва. Захоплення нейтронів відбувається до тих пір, поки швидкість реакції (n, ^) не стане менше швидкості розпаду ізотопу: це відбувається при зменшенні концентрації нейтронів або при утворенні нестабільного ядра, яке (швидше, ніж воно захопить новий нейтрон) розпадеться в результаті випускання лід-частинки або ділення. Альфа-розпад стає енергетично можливим для ядер, що містять не менше 60 протонів.

В результаті r-процесу утворилися в тому числі і довгоживучі радіоактивні атомні ядра, деякі з яких були присутні в молодій Сонячній системі, а деякі (наприклад, 235 «» target = «» _ blank «» > уран-235) можна виявити в ній досі. Запаси короткоживучих радіоактивних ізотопів (з періодом напіврозпаду менше 100 млн років), які були в Сонячній системі в момент її формування, безпосередньо не виявляються — за 4,75 млрд розпалося майже все. Однак судити про їх присутність і оцінювати їх вміст в молодій Сонячній системі можна за продуктами їх розпаду, які «застрягли» в метеоритах (F. L. H. Tissot et al., 2016. Origin of uranium isotope variations in early solar nebula condensates).

Ще одне можливе астрономічне явище, при якому може протікати r-процес з утворенням важких хімічних елементів, — злиття нейтронних зірок (B. C^ té et al., 2018. The origin of r-process elements in the Milky Way). Донедавна про ці астрономічні катаклізми було мало відомо, тому такий сценарій утворення важких елементів, хоча і був передбачений (D. Eichler et al., 1989. Nucleosynthesis, neutrino bursts and ^-rays from coalescing neutron stars), толком не розглядався. Все змінилося в 2017 році, коли був зафіксований перший гравітаційно-хвильовий сигнал від злиття двох нейтронних зірок в галактиці NGC 4993 (подія отримала позначення GW170817) і, що дуже важливо, по гарячих слідах вдалося його ідентифікувати в оптичному та інших діапазонах (детальніше див. у статті Сергія Попова Зафіксовано злиття нейтронних зірок!). Вивчаючи спектри цієї події, вчені виявили очевидні сліди того, що при злитті йшов і r-процес (D. Kasen et al,. 2017. Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event).

Нейтронні зірки — завершальна стадія еволюції зірок-гігантів (з масами 10-30 мас Сонця), які сколлапсировали «залишки» їх ядер, що залишилися після скидання зовнішніх оболонок в ході спалаху наднової. При діаметрі всього 20 кілометрів маса нейтронної зірки становить 1,5-3,0 сонячних мас, а щільність її речовини досягає колосальних значень 10¹⁴-10¹⁵ г/см³. При такій щільності електрони «втискаються» в атомні ядра, де вони об’єднуються з протонами і утворюють нейтрони. Подальшому гравітаційному стисненню нейтронної зірки перешкоджає тиск матерії, що виникає за рахунок взаємодії нейтронів. Детальніше про ці дивовижні космічні тіла можна прочитати в книзі Сергія Попова «Супероб’єкти».

Нейтронні зірки, що складаються в основному з щільно упакованих нейтронів (серед яких можуть зустрічатися окремі протони), за своїми властивостями схожі на атомні ядра. Найзначніша відмінність (крім, природно, розміру і маси) в тому, що в ядрах атомів нуклони — протони і нейтрони — притягуються один до одного під дією сильної взаємодії, а в нейтронних зірках — під впливом гравітації. За сучасними моделями зіткнення нейтронних зірок теж має призводити до виділення великої кількості енергії і високої щільності нейтронних потоків.

Зіткнення нейтронних зірок відбуваються дуже рідко. За оцінками, така подія в Чумацькому Шляху відбувається не частіше, ніж раз на 100 тисяч років (J. Abadie et al., 2010. Predictions for the rates of compact binary coalescences observable by ground-based gravitational-wave detectors). Однак нам пощастило спостерігати одне з таких зіткнень — вже згадувана подія GW170817 — буквально в прямому ефірі і встановити при цьому, що там йшло утворення важких елементів. Таким чином, для моделювання освіти Сонячної системи постає важливе питання: який з двох описаних механізмів синтезу важких хімічних елементів, в тому числі плутонію і кюрію, які ми зараз розглядаємо як штучні, повинен вважатися основним.

Імре Бартош (Imre Bartos) з Університету Флориди і Сабольч Марка (Szabolcs Marka) з Колумбійського університету спробували відповісти на це питання. Для цього вони оцінили, яким би був середній вміст деяких важких радіоактивних елементів-актиноїдів (або продуктів їх розпаду) в Сонячній системі, якби вони потрапили туди в результаті кожного з обговорюваних процесів.

Розрахунок логічно проводити для елементів, вміст продуктів розпаду яких у Сонячній системі зараз відомий (так результати моделювання можна порівняти з емпірично виміреними значеннями). В обговорюваній роботі це були два актиноїди — кюрій ²⁴⁷Cm (період напіврозпаду 15,6 млн років) і плутоній ²⁴⁴Pu (період напіврозпаду 80,8 млн років).

Про кількість кюрію в молодій Сонячній системі можна судити по відношенню вмістів неодима (Nd) і урану ²³⁸U, а про кількість плутонію — аналізуючи вміст торію (^) в речовині метеоритів, яка, як передбачається, близько за складом до Сонячної системи, що зароджувалася. Також оцінювався вміст урану ²³⁵U (період напіврозпаду цього нукліда 703,8 млн років), зміст якого можна оцінити не тільки для молодої, а й для сучасної Сонячної системи. Період напіврозпаду ²³⁸U ще більший — 4,4 млрд років, що лише трохи менше віку Сонячної системи — 4,75 млрд років

Розрахунки показали малу ймовірність того, що джерелом актиноїдів для молодої сонячної системи були спалахи наднових I типу. Враховуючи високу частоту цих подій, в земній корі зараз повинно було б міститися більше урану ²³⁵U, а в метеоритах — більше продуктів розпаду ²⁴⁷Cm і ²⁴⁴Pu. Тобто кількість радіоактивних актиноїдів, що спостерігається зараз в Сонячній системі, може пояснюватися r-процесами протікаючими або в результаті спалаху наднової II типу, або в результаті зіткнення нейтронних зірок.

Ріс. 2. Пропонований шлях появи основної маси актиноїдів у газопильовій хмарі, з якої згодом сформувалася Сонячна система. Під час зіткнення нейтронних зірок утворюється чорна діра, навколо якої формується акреційний диск (показаний червоним). Динамічні сили в акреційному диску і зоряний вітер призводять до того, що речовина виноситься з цієї системи в космічний простір. У хмарі цієї викинутої матерії (сіре) легкі ядра швидко захоплюють вільні нейтрони, в результаті чого утворюються важкі хімічні елементи, включаючи актиноїди. Викид речовини досяг газопилової хмари, з якої утворилася Сонячна система, збагативши її важкими елементами. Малюнок з обговорюваної статті в Nature

За твердженням Бартоша і Марки спалаху наднової II типу теж навряд чи могли збагатити Сонячну систему актиноїдами в необхідній кількості. По-перше, такі події відбуваються в 10-100 разів рідше, ніж зіткнення нейтронних зірок. По-друге, за таким сценарієм руйнуються масивні зірки (маса яких перевищує 8 сонячних мас), які переважно розташовуються ближче до центру Галактики, — ймовірність вибуху наднової II типу поблизу Сонячної системи занадто низька (E. Berger, 2014. Short-duration gamma-ray bursts). Найкращим чином, за оцінками Бартоша і Марки, ті співвідношення ізотопів актиноїдів, які повинні були бути в туманності, з якої сформувалася Сонячна система, пояснюються, якщо допустити, що за 80 млн років до цього на відстані близько 1000 світлових років відбулося злиття двох нейтронних зірок.

З висновками вчених згодні далеко не всі колеги. Критики їх моделі вказують на низьку точність визначення вмісту продуктів розпаду плутонію-244 в метеоритах, а також важливе для цієї моделі припущення про те, що поширення важких елементів по Галактиці відбувалося рівномірно (тобто не враховувався вплив нейтронних зірок і зароджувалася Сонячної системи масивних тіл, що знаходилися поблизу від зливлися).

Робота Бартоша і Марки з’явилася на сайті журналу Nature 1 травня. А через тиждень там була опублікована ще одна стаття практично на цю ж тему. Її автори, астрономи з того ж Колумбійського університету, що і Сабольч Марка, змоделювали освіту важких елементів в колапсарах. Цим терміном називають масивні зірки, які закінчують свою еволюцію вибухом гіпернової (див. Superluminous supernova) з утворенням чорної діри та акреційного диска навколо неї. У цих умовах теж може протікати r-процес, причому його «продуктивність» (завдяки великій масі зірки) повинна бути набагато більше, ніж у нейтронних зірок, що зливаються.

За розрахунками, один колапсар може породити приблизно в 30 разів більше важких елементів, ніж пара зливних нейтронних зірок, а всього на частку цього процесу вчені відносять до 80% всіх важких елементів у Всесвіті.

Результати другої роботи добре узгоджуються зі спостережливими даними, пояснюючи незвично високий вміст важких елементів у зірках карликової галактики Сітка 2 (Reticulum II, рис. 3). Ця галактика відноситься до Місцевої групи і знаходиться на відстані приблизно 30 кпк від нас, вона була відкрита 2015 році. Вчені вважають, що незважаючи на те, що в середньому колапсари вибухають рідше, ніж зливаються пари нейтронних зірок, ці події могли відбуватися вже через порівняно невеликий час після формування перших зірок. Так що «колапсарний» механізм збагачення простору важкими елементами повинен був заробити раніше, а його продукти — збагатити зірки цієї карликової галактики ще на етапі їх формування.

Ріс. 3. Ліворуч — ділянка неба на сузір’ї Сітка (горизонтальні чорточки поверх найяскравіших зірок — оптичний дефект). Справа — та ж ділянка неба після видалення (за допомогою спеціальних алгоритмів) всіх зірок Чумацького Шляху. Те, що залишилося — це і є ультратускла карликова галактика Сітка 2. Зображення зі статті A. Frebel, T. C. Beers, 2018. The formation of the heaviest elements

Залишається зробити висновок, що дискусія про походження важких елементів у Всесвіті — і, зокрема, на Землі — ще далека від завершення. Тим цікавіше!

Джерела:

1) Imre Bartos, Szabolcs Marka. A nearby neutron-star merger explains the actinide abundances in the early Solar System // Nature. 2019. V. 569. P. 85–88. DOI: 10.1038/s41586-019-1113-7.

2) Daniel M. Siegel, Jennifer Barnes & Brian D. Metzger. Collapsars as a major source of r-process elements // Nature. 2019. V. 569. P. 241–244. DOI: 10.1038/s41586-019-1136-0.

Аркадій Курамшин