Nukleosintezė: elementai sunkesni už geležį

Нуклеосинтез: елементи важчі за залізо

Як наднові та злиття нейтронних зірок викарбовують елементи, що збагачують Всесвіт — зрештою подарувавши золото та інші дорогоцінні метали нашим планетарним домівкам

Сучасна наука підтверджує, що космічна алхімія відповідає за кожен видимий нами важчий елемент – починаючи з заліза у нашій крові і закінчуючи золотом у ювелірних виробах. Коли ми одягаємо золотий ланцюжок або милуємося платиновим перстнем, насправді тримаємо атоми, що виникли внаслідок особливих астрофізичних подій — вибухів наднових і злиттів нейтронних зірок — задовго до утворення Сонця і планет. У цій статті ми ознайомимося з процесами створення цих елементів, побачимо, як вони формують еволюцію галактик і, зрештою, як Земля «успадкувала» багатство металів.

1. Чому залізо позначає вирішальну межу

1.1 Елементи Великого вибуху (Big Bang)

Нуклеосинтез Великого вибуху переважно створив водень (~75 % за масою), гелій (~25 %), а також слідові кількості літію та берилію. Значущої кількості важчих елементів (окрім незначної частки літію/берилію) не утворилося. Отже, формування важчих ядер стало наслідком пізніших зіркових та вибухових подій.

1.2 Синтез і «залізна межа»

У ядрах зірок ядерний синтез (fusion) є екзотермічним для елементів, легших за залізо (Fe, атомний номер 26). Злиття легких ядер виділяє енергію (наприклад, перетворення водню в гелій, гелію — в вуглець, кисень тощо), живлячи зірки на головній послідовності та пізніших стадіях. Однак залізо-56 має одну з найвищих зв’язуючих енергій на нуклон, тому злиття заліза з іншими ядрами вимагає внеску енергії (енергія не виділяється). Отже, елементи, важчі за залізо, мають утворюватися «екстравагантнішими» шляхами — перш за все захопленням нейтронів, де велика кількість нейтронів дозволяє ядрам підніматися вище за межу заліза в періодичній таблиці.

2. Шляхи захоплення нейтронів

2.1 s-процес (повільне захоплення нейтронів)

s-процес відбувається за відносно слабкого потоку нейтронів, ядра захоплюють (абсорбують) по одному нейтрону, зазвичай встигаючи зазнати бета-розпаду, перш ніж прийде наступний нейтрон. Так формуються ізотопи в долині стабільності, починаючи від заліза до вісмуту (найважчого стабільного елемента). На основній стадії s-процес відбувається в асимптотичних гігантських гілках (AGB) зірках, він є найважливішим джерелом таких елементів, як стронцій (Sr), барій (Ba) і свинець (Pb). У надрах зірок відбуваються реакції 13C(α, n)16O або 22Ne(α, n)25Mg, звільняючи вільні нейтрони, які повільно («s») захоплюють ядра [1], [2].

2.2 r-процес (швидке захоплення нейтронів)

Навпаки, r-процес відбувається за надзвичайно великого потоку нейтронів — захоплення нейтронів відбувається швидше, ніж звичайний бета-розпад. Так утворюються особливо збагачені нейтронами ізотопи, які пізніше розпадаються до стабільних форм важчих елементів, серед яких дорогоцінні метали: золото, платина та ще важчі до урану. Оскільки для r-процесу потрібні екстремальні умови — мільярди кельвінів і величезні концентрації нейтронів — він пов’язаний із викидом колапсуючих наднових за особливих обставин або ще міцніше підтверджений злиттями нейтронних зірок [3], [4].

2.3 Найважчі елементи

Тільки r-процес можливий для досягнення найважчих стабільних або довгоживучих радіоактивних ізотопів (вісмуту, торію, урану). Для s-процесу не вистачає швидкого додавання нейтронів у часі та кількості, необхідних для досягнення такої високої масової області (зони золота чи урану), оскільки в зірці в кінцевому підсумку бракує вільних нейтронів або часу. Тож нуклеосинтез r-процесу є необхідним для половини елементів, важчих за залізо, включно з рідкісними металами, які зрештою з'являються в планетарних системах.

3. Нуклеосинтез наднових

3.1 Механізм колапсу ядра

Масивна зоря (> 8–10 M⊙) наприкінці еволюції формує залізне ядро. Синтез легших елементів до заліза відбувається в кількох шарах (Si, O, Ne, C, He, H) навколо інертного Fe ядра. Коли ядро досягає критичної маси (~1,4 M⊙, межа Чандрасекара), тиск виродження електронів більше не може протистояти, тому:

  1. Колапс ядра: Ядро руйнується за мілісекунди, досягаючи ядерної щільності.
  2. Нейтринний вибух (наднова типу II або Ib/c): Якщо ударна хвиля отримує достатньо енергії від нейтринів, обертання чи магнітних полів, зовнішні шари зорі сильно роздуваються.

У ці останні миті відбувається вибуховий нуклеосинтез у шарах, розігрітих ударною хвилею за межами ядра. В областях горіння кремнію та кисню формуються альфа-елементи (O, Ne, Mg, Si, S, Ca) та елементи залізної групи (Cr, Mn, Fe, Ni). Частина r-процесу можливо відбувається, якщо умови дозволяють дуже потужний потік нейтронів, хоча звичайні моделі наднових не завжди пояснюють усі необхідні кількості r-процесу, що пояснюють космічне золото чи важчі елементи [5], [6].

3.2 Пік заліза та важчі ізотопи

Викинута надновою речовина важлива для розподілу альфа-елементів і продуктів залізної групи в галактиках, забезпечуючи металевість новим поколінням зірок. Спостереження залишків наднових підтверджують 56Ni, що пізніше розпадається на 56Co і зрештою на 56Fe – це живить світло наднової в перші тижні після вибуху. Частковий r-процес може відбуватися в нейтринному потоці над нейтронною зіркою, хоча звичайні моделі вважають його слабшим. Проте ці «фабрики» наднових залишаються універсальним джерелом багатьох елементів до залізної області [7].

3.3 Рідкісні або екзотичні випадки наднових

Деякі незвичайні типи наднових—наприклад, магніторотаційні наднові або «collapsars» (дуже масивні зорі, що формують чорну діру з акреційним диском)—можуть супроводжуватися більш жорсткими умовами r-процесу, якщо потужні магнітні поля чи струмені забезпечують величезну концентрацію нейтронів. Хоча такі події гіпотетичні, їх внесок у виробництво елементів r-процесу залишається предметом активних досліджень. Вони можуть доповнювати або залишатися пригніченими злиттями нейтронних зірок у виробництві більшої частини найважчих елементів.

4. Злиття нейтронних зірок: могутність r-процесу

4.1 Динаміка злиття та викинута речовина

Злиття нейтронних зірок відбуваються, коли дві нейтронні зірки у подвійній системі зближуються по спіралі (через випромінювання гравітаційних хвиль) і зіштовхуються. Протягом останніх секунд:

  • Припливове руйнування: Зовнішні шари відриваються «припливовими хвостами» (tidal tails), особливо нейтронними.
  • Динамічна викинута матерія: Дуже нейтронні фрагменти викидаються з великою швидкістю, іноді близькою до швидкості світла.
  • Викиди з диска: Акреційний диск, що утворився навколо залишку злиття, може випромінювати нейтрино/вітрові викиди.

Ці області викиду мають надлишок нейтронів, що дозволяє швидко захоплювати багато нейтронів і створювати важкі ядра, включно з металами платинової групи та ще важчими.

4.2 Спостереження та відкриття кілонових

У 2017 році виявлений GW170817 став переломним випадком: злиття нейтронних зірок спричинило кілонову, чия крива світності у червоному/ІЧ діапазоні відповідала теорії радіоактивного розпаду r-процесу. Спостережені близькі ІЧ спектральні лінії збігалися з лантанідами та іншими важкими елементами. Ця подія безсумнівно показала, що злиття нейтронних зірок виробляють величезні кількості r-процесного матеріалу — можливо, кілька мас Землі золота чи платини [8], [9].

4.3 Частота та внесок

Хоча злиття нейтронних зірок трапляються рідше за наднові, важкі елементи, вироблені в одному такому випадку, значно перевищують інші джерела. Протягом всієї галактичної історії відносно небагато злиттів могли створити більшість запасів r-процесу, пояснюючи наявність золота, європію тощо в Сонячній системі. Подальші спостереження гравітаційних хвиль допомагають точніше визначити частоту та ефективність таких злиттів у створенні важких елементів.

5. s-процес у AGB зірках

5.1 Шар оболонки гелію та виробництво нейтронів

Асимптотичні гілки гігантів (AGB) зірки (1–8 M⊙) на кінцевих фазах еволюції мають шари горіння гелію та водню навколо вуглець-кисневого ядра. Термічні пульсації горіння гелію генерують середній потік нейтронів через реакції:

13C(α, n)16O   та   22Ne(α, n)25Mg

Ці вільні нейтрони повільно (це «s-процес») захоплюють залізні ядра-зерна, поступово піднімаючись до бісмуту чи свинцю. Бета-розпади дозволяють ядрам поступово рухатися по діаграмі ізотопів [10].

5.2 Підписи надлишку s-процесу

AGB зіркові вітри врешті-решт виносять щойно утворені s-процесні елементи у міжзоряний простір, формуючи «s-процесні» підписи надлишку у наступних поколіннях зірок. Це часто включає барій (Ba), стронцій (Sr), лантан (La) та свинець (Pb). Хоча s-процес не виробляє великої кількості золота чи крайніх важких r-процесних металів, він надзвичайно важливий для значної частини проміжної маси до Pb.

5.3 Спостережні докази

Спостереження у зірках AGB (наприклад, вуглецевих зірках) показують яскраві лінії s-процесу (наприклад, Ba II, Sr II) у їхніх спектрах. Також металево-бідні (дуже низької металевості) зірки ореолу Пташиного Шляху можуть мати збагачення s-процесом, якщо у них був подвійний компаньйон AGB. Такі моделі підтверджують значення s-процесу для космічного хімічного збагачення, відмінного від r-процесу.

6. Міжзоряне збагачення та еволюція галактики

6.1 Змішування та процес зоретворення

Всі ці продукти нуклеосинтезу — чи то альфа-елементи з наднових, s-процесні метали з вітрів AGB, чи r-процесні метали зі злиттів нейтронних зірок — змішуються у міжзоряному середовищі. З часом, формуючись у нових зірках, ці матеріали включаються, тож «металевість» поступово зростає. Молодші зірки у диску галактики зазвичай мають більше заліза та важчих елементів, ніж старіші зірки ореолу — це відображає постійне збагачення.

6.2 Старі, металево-бідні зірки

У ореолі Пташиного Шляху виявляють зірки з дуже низькою металевістю, які формувалися з газів, збагачених лише одним або кількома ранніми подіями. Якщо це було злиття нейтронних зірок або виняткова наднова, у них можна виявити нетипові або сильні сліди r-процесу. Це дозволяє краще зрозуміти ранню хімічну еволюцію галактики та час таких катастрофічних процесів.

6.3 Доля важких елементів

У космічних масштабах ці метали можуть конденсуватися у пилових зернах, що утворилися у викидах або матеріалі, викинутому надновими, які пізніше мігрують у молекулярні хмари. Зрештою, вони концентруються у протопланетних дисках навколо молодих зірок. Такий цикл забезпечив Землю запасами важких елементів: від заліза у її ядрі до невеликих кількостей золота у корі.

7. Від космічних катаклізмів до земного золота

7.1 Походження золота у вашій обручці

Коли ви тримаєте золоте прикраса, атоми цього золота, ймовірно, кристалізувалися у геологічному родовищі Землі багато століть тому. Проте у ширшій космічній історії:

  1. Створення r-процесу: Ядра золота утворилися під час злиття нейтронних зірок або в рідкісних випадках у наднових, де потужний потік нейтронів штовхав ядра за межі заліза.
  2. Викид і розсіювання: Ця подія викинула нещодавно утворені атоми золота у міжзоряний газовий хмар Пташиного Шляху або попередню субгалактичну систему.
  3. Формування Сонячної системи: Після мільярдів років, формуючись у Сонячній туманності, ці атоми золота стали частиною пилу та металів, що влилися у мантію та кору Землі.
  4. Геологічне скупчення: Протягом геологічного часу гідротермальні розчини або магматичні процеси зосередили золото у жилах чи осадових покладах.
  5. Добування людьми: тисячоліттями люди видобували ці родовища, переробляли золото для валюти, мистецтва чи ювелірних виробів.

Отже, це золоте кільце безпосередньо пов’язує вас із одними з найенергійніших подій у Всесвіті — це справжня спадщина зоряної матерії, що простягається на мільярди років і через безліч світлових років [8], [9], [10].

7.2 Рідкість і цінність

Космічна рідкість золота пояснює, чому його так цінують: для його утворення знадобилися надзвичайно рідкісні космічні події, тому лише незначні кількості потрапили до земної кори. Ця нестача та чудові хімічні й фізичні властивості (м'якість, стійкість до корозії, блиск) зробили золото у різних цивілізаціях універсальним символом багатства та престижу.

8. Поточні дослідження та перспективи

8.1 Багатоканальна (multi-messenger) астрономія

Злиття нейтронних зірок випромінюють гравітаційні хвилі, електромагнітне випромінювання та, можливо, нейтрино. Кожне нове виявлення (наприклад, GW170817 2017 року) дозволяє уточнити вихід r-процесу та частоту таких явищ. З підвищенням чутливості LIGO, Virgo, KAGRA та майбутніх детекторів частіші спостереження злиттів або зіткнень чорної діри з нейтронною зіркою поглиблюють розуміння причин утворення важких елементів.

8.2 Лабораторна астрофізика

Головне завдання – точніше визначити швидкості реакцій екзотичних, насичених нейтронами ізотопів. У прискорювачах рідкісних ізотопів (наприклад, FRIB у США, RIKEN у Японії, FAIR у Німеччині) імітують короткоживучі ізотопи, що беруть участь у r-процесі, визначають їхні перерізи захоплення та часи розпаду. Ці дані включаються в передові моделі нуклеосинтезу для точніших прогнозів.

8.3 Огляди нового покоління

Широкополосні спектроскопічні огляди (Gaia-ESO, WEAVE, 4MOST, SDSS-V, DESI) досліджують хімічний склад мільйонів зірок. Деякі з них будуть металодефіцитними зорями гало, що мають унікальне збагачення r- або s-процесом, що дозволить зрозуміти, скільки злиттів нейтронних зірок або інших передових каналів наднових формували розповсюдження важких елементів у Чумацькому Шляху. Така «Галактична археологія» охоплює також карликові супутникові галактики, кожна з яких має свій хімічний слід у подіях нуклеосинтезу минулого.

9. Підсумки та висновки

Говорячи про космічну хімію, елементи, важчі за залізо, породжують питання, які розв'язує лише захоплення нейтронів в екстремальних умовах. s-процес у зірках AGB поступово створює багато проміжних і важких ядер, але справжнє походження важких елементів r-процесу (наприклад, золота, платини, європію) залежить від епізодів швидкого захоплення нейтронів, найчастіше:

  • розпад ядра у наднових – у обмежених кількостях або за спеціальних умов,
  • neutroninių žvaigždžių susiliejimuose, kurie dabar laikomi pagrindiniais sunkiausių metalų šaltiniais.

Ці процеси сформували хімічний склад Чумацького Шляху, живлячи формування планет і появу хімії, необхідної для життя. Дорогоцінні метали, що містяться у земній корі, включно з золотом, що блищить на наших руках, означають прямий космічний спадок від вибухів, які колись радикально перебудували матерію у віддаленому куточку Всесвіту — мільярди років тому до формування Землі.

Стигаючи багатохвильову астрономію, збільшуючи кількість виявлень гравітаційних хвиль від злиттів нейтронних зір і вдосконалюючи модель наднових, ми отримуємо все чіткіше уявлення про те, як утворилася кожна частина періодичної таблиці. Ці знання збагачують не лише астрофізику, а й наше відчуття зв’язку з космосом — нагадуючи, що просте тримання золота чи інших рідкісних ресурсів є відчутним зв’язком із найвражаючими вибухами Всесвіту.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Burbidge, E. M., Burbidge, G. R., Fowler, W. A., & Hoyle, F. (1957). “Синтез елементів у зорях.” Reviews of Modern Physics, 29, 547–650.
  2. Cameron, A. G. W. (1957). “Ядерні реакції у зорях та нуклеогенез.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 69, 201–222.
  3. Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). “Еволюція та вибухи масивних зір.” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
  4. Thielemann, F.-K., et al. (2017). “Нуклеосинтез r-процесу: поєднання установок для рідкісних ізотопів із спостереженнями, астрофізичними моделями та космологією.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 67, 253–274.
  5. Lattimer, J. M. (2012). “Злиття нейтронних зір і нуклеосинтез.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 485–515.
  6. Metzger, B. D. (2017). “Кілонові.” Living Reviews in Relativity, 20, 3.
  7. Sneden, C., Cowan, J. J., & Gallino, R. (2008). “Елементи, захоплені нейтронами, у ранній Галактиці.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 241–288.
  8. Abbott, B. P., et al. (2017). “GW170817: спостереження гравітаційних хвиль від зближення подвійної нейтронної зорі.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Світлові криві злиття нейтронних зір GW170817/SSS17a: наслідки для нуклеосинтезу r-процесу.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Busso, M., Gallino, R., & Wasserburg, G. J. (1999). “Нуклеосинтез у зорях асимптотичної гігантської гілки: значення для збагачення галактики та формування Сонячної системи.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 37, 239–309.
Повернутися до блогу