Происхождение химических элементов

Химический состав Вселенной

Многочисленные исследования химического состава планет, Солнца, звезд, межзвездной среды позволяют судить о средней распространенности или, как еще говорят, о космическом обилии тех или иных элементов во Вселенной. На рис. 98 приведен химический состав Солнечной системы, который близок к среднему во Вселенной.

Как объяснить это распределение? Этот общий вопрос распадается на ряд более узких вопросов. В каких процессах производятся эти элементы? Ведь в начале во Вселенной тяжелых элементов не было. На первый взгляд особых проблем в объяснении происхождения элементов нет. В самом деле, на ранних этапах Вселенная была горячей. Следовательно, в ней могли протекать термоядерные реакции, в которых производились различные элементы. Однако это не так. Уже при температура во Вселенной падает ниже ~10⁹ К, и термоядерные реакции прекращаются. Мог бы реализоваться другой канал присоединение к ядру нейтронов, не имеющих зарядов и не испытывающих кулоновское отталкивание (эту идею высказал Г. Гамов), Однако оказалось, что в природе не существуют стабильные элементы с атомными весами 5 и 8. Это обстоятельство является барьером, препятствующим синтезу более тяжелых элементов путем последовательного присоединения нейтронов. Перескочить эти «щели» также невозможно, поскольку во Вселенной просто нет необходимых потоков нейтронов. Таким образом, тяжелые элементы не могли образоваться на ранних этапах эволюции Вселенной. Они производятся на галактической стадии.

С другой стороны, гелий, как оказывается, не мог образоваться на галактической стадии (см. следующий параграф): он (а также дейтерий) производятся в основном в первые существования Вселенной. Поэтому различают два периода синтеза химических элементов:

• 1) космологический нуклеосинтез, когда производятся гелий и дейтерий;
• 2) синтез на галактической стадии, когда образуются более тяжелые элементы.

В дальнейшем мы не будем акцентировать внимание на «изрезанности» кривой распределения элементов, но на ней отчетливо вырисовываются локальный подъем в области атомных весов (так называемый «железный пик») и провал в области легких элементов Li (А = 7), Be (А = 9), В (А = 10).

Наша задача объяснить эти особенности.

Проблема гелия. Космологический нуклеосинтез.

Задача № 96. Оценить количества гелия, произведенного в Галактике.

Решение: Примем, что вся энергия, выделяемая Галактикой., генерируется в процессе превращения водорода в гелий. Светимость Галактики.. Полнее количество энергии, испущенное ею за время жизни () E_G составляет: эрг. При образовании одного ядра гелия освобождается энергия эрг (см. § 19). Тогда количество синтезированных в Галактике атомов гелия N_He равно:

.

Относительное содержание гелия (по массе) Y будет равно:

(здесь г масса Галактики).

Ответ: .

Наблюдаемое относительное содержание гелия. Эта величина более чем на порядок превышает то количество гелия, которое могло образоваться на галактической стадии (см. Задачу 69). Следовательно, гелий не мог производиться на галактической стадии. Сейчас общепринята точка зрения, согласно которой гелий в основном синтезирован на ранних этапах эволюции Вселенной, примерно в первые 100 секунд.

Реакции синтеза в ранней Вселенной по существу те же самые, что и в звездах, которые светят за счет протонпротонного цикла. Главное отличие заключается в том. что в звездах реакции протекают в квазистационарных условиях. Во Вселенной в нестационарных.

Вообще говоря, рассчитывать выход различных элементов можно лишь численно. Однако с помощью простых вычислений удается оценить максимальное количество гелия, которое может быть произведено в космологическом нуклеосинтезе. Поэтому остановимся вначале на простых оценках, а затем приведем результаты численных расчетов.

Идея оценки максимального количества гелия, который может быть синтезирован в ранней Вселенной, состоит в следующем. Из-за разной массы протона и нейтрона их концентрации будут разные. Если принять далее, что все нейтроны связываются в ядра гелия, то объемная концентрация гелия n_He равна (n_n концентрация нейтронов). А массовая, где n_p концентрация протонов.

Относительные количества протонов и нейтронов изменяются, благодаря так называемым реакциям слабых взаимодействий:

.

.

Пока температуры достаточно высокие (см. ниже), эти реакции оказываются весьма быстрыми, так что относительные количества протонов и нейтронов определяются из условия равновесия (формула Больцмана):

Но как только температура падает ниже некоторой пороговой T_* (ее еще называют температурой закалки нейтронов), эти реакции становятся настолько медленными, что они уже не могут поддерживать равновесное отношение количеств нейтронов и протонов. Дальнейшая судьба нейтронов такова: они либо связываются в ядра, либо распадаются .

Оценить температуру закалки нейтронов можно из следующих соображений. Кинетическое уравнение, описывающее скорость изменения, скажем, числа нейтронов, имеет вид:

.

где первое слагаемое в правой части описывает увеличение числа нейтронов за счет превращения протонов в нейтроны, а второе уменьшение за счет обратного процесса. Величины называются скоростями реакций. Их смысл таков: есть характерное время соответствующего процесса. Тогда момент закалки нейтронов можно определить следующим образом. Если (t время от начала расширения Вселенной), то реакции слабых взаимодействий успевают устанавливать равновесие. Если реакции оказываются слишком медленными. Граничное значение и определяет момент закалки нейтронов. гелий нейтрон нуклеосинтез реакция.

Исследования показывают, что (при высоких температурах, очевидно,. Тогда.

(здесь использовано соотношение (6.49), связывающее время с температурой Вселенной). Отсюда K, a. Подставляя это значение в (7.1), находим. Для массового обилия гелия получаем Y 0.33. Это максимальное количество гелия, которое может быть произведено в ранней Вселенной.

Изложим теперь результаты численных расчетов. Они приведены на рис. 99. При высоких температурах, существенно превышающих температуру закалки нейтронов, согласно (7.1). В дальнейшем их относительные количества изменяются так, как это показано на последнем рисунке (интересно отметить, что количество нейтронов, «замораживающихся» во Вселенной после момента закалки, и до того, как начнутся интенсивные реакции (), близко к тем простым оценкам, которые были получены выше:).

Реакции далее идут по следующей схеме. При образуется дейтерий (D):

(7.2).

затем по одному каналу:

.

;

синтезируется тритий (T) и ⁴He, а по каналу:

.

тритий и ³He. Реакция же прямого соединения.

имеет очень малое сечение. Таким образом синтезируются элементы до ⁴He.

Как видно из приведенной схемы, первым после водорода появляется дейтерий. Он же запускает и дальнейшие реакции. Почему дейтерий эффективно образуется лишь при? Дело в том, что при К эффективна реакция, обратная (7.2):. При этом равновесное содержание дейтерия оказывается ничтожным. Поэтому дейтерий, запуская реакции синтеза, вместе с тем играет роль барьера, задерживающего образование сложных ядер.

Итак, согласно расчетам в ранней Вселенной в течение первых примерно синтезируется порядка 30% (по массе) гелия. Далее температура падает настолько, что реакции становятся неэффективными, и этот химический состав (~ 70% H и ~ 30% He) в основном остается вплоть до наших дней. Небольшое количество более тяжелых элементов (суммарная масса их составляет ~ 1%) образуется благодаря звездам.

Чрезвычайно важным является то, что от космологической стадии нуклеосинтеза остается некоторое количество дейтерия. Как показывают исследования, дейтерий на галактической стадии не производится, он лишь выгорает (в этой связи любопытным является положительный градиент распространенности D по радиусу Галактики (см. рис.100), который объясняется тем, что во внутренней области Галактики звездообразование идет интенсивнее, поэтому здесь дейтерий выгорает быстрее). Следовательно, весь дейтерий, который мы обнаруживаем в космосе и на Земле, имеет космологическое происхождение! Относительная концентрация его в различных объектах заключена в пределах 2510^-4. При этом выход D в теоретических моделях оказывается очень чувствительным к различным сценариям эволюции Вселенной. Таким образом, информация о нуклеосинтезе первых элементов позволяет «заглянуть» в раннюю Вселенную с возрастом .

Сравнение теории с наблюдениями показывает, что в основных чертах мы достаточно хорошо представляем процессы в ранней Вселенной. Однако исследования в этой области еще далеки от своего завершения.

Синтез элементов на галактической стадии Приступая к обсуждению проблемы образования тяжелых элементов, сразу же отметим, что космологически чистое вещество, не содержащее тяжелых элементов, мы не наблюдаем. Даже в спектрах далеких квазаров, а также в облаках, через которые проходит луч света от них (эти облака, возможно, являются протогалактиками), наблюдается заметное количество C, M, O элементов, хотя их содержание примерно на 2 порядка меньше солнечного. Это означает, что вещество прошло термоядерную переработку. Как уже говорилось, «фабриками» по производству первых тяжелых элементов были, по-видимому, звезды населения III.

Рассмотрим теперь, в каких процессах могли синтезироваться те или иные элементы. С этой целью обсудим несколько детальнее, чем это было сделано в Главе IV, термоядерные реакции, протекающие в звездах.

Если температура в центральной области звезды не превышает примерно 2010⁶ K (а таких звезд подавляющее большинство), то в такой звезде идут реакции главным образом протонпротонного или азотно-углеродного циклов, в которых водород превращается в гелий.

При температуре ~ 10⁸ К загораются реакции тройного альфапроцесса: три ядра гелия сливаясь, превращаются в углерод:

.

Возможны последующие захваты частиц:

.

Основной выход этих реакций углерод и кислород. При К загораются углерод и кислород:

.

В этих реакциях производятся элементы с атомными весами в интервале. Основной продукт кремний.

После достижения K идут реакции горения кремния:

.

.

При немного большей температуре, К, реакции протекают настолько быстро, что устанавливается состояние, близкое к равновесному так называемый eпроцесс. В этих условиях, по-видимому, образуются элементы «железного пика». Поскольку энергия связи в расчете на один нуклон для этих элементов максимальная, то понятно, что при квазиравновесном процессе их обилие должно быть повышенным.

Таким образом, благодаря термоядерным реакциям, сопровождающимся выделением энергии, в звездах могут синтезироваться элементы вплоть до железа и никеля. После того, как в звезде образовалось железное ядро, термоядерные реакции прекращаются. Каким же образом синтезируются более тяжелые элементы? Кроме того, как эти элементы становятся доступными для наблюдений? Ведь они должны быть «запертыми» во внутренних областях звезд.

Образование элементов тяжелее железа происходит путем реакций захвата нейтронов. При этом могут происходить два разных процесса: медленный, или его еще называют sпроцесс (от английского слова slow медленный), и быстрый, или rпроцесс (rapid значит быстрый).

При sпроцессе ядро с зарядом Z и атомным весом A захватывает один нейтрон:

.

затем новое ядро испытывает распад:

.

Следовательно, образуется ядро с зарядом и атомным весом на единицу большими исходного.

Отличительной чертой sпроцесса является то, что он дает обилия элементов, постоянные в некоторых диапазонах атомных весов. Считается, что ряд элементов (точнее их изотопы), например, олово, технеций могут быть созданы только sпроцессом. В этом отношении интересен технеций, линии которого наблюдаются в спектрах звезд. Он не имеет стабильных изотопов. Период его полураспада ~ 310⁶ лет. Следовательно, он должен образовываться в той звезде, в спектре которой он и наблюдается.

Цепочка реакций sпроцесса заканчивается на висмуте ²⁰⁹Bi. Дело в том, что ядра тяжелее висмута подвержены распаду, а не распаду. Поэтому самый тяжелый элемент, который может быть создан sпроцессом, это ²⁰⁹Bi.

В rпроцессе происходит захват нескольких нейтронов до того, как новое ядро испытает распад. Ясно, что такие реакции имеют меньшее сечение. Кроме того, нужны достаточно мощные потоки нейтронов. Но rпроцессе могут синтезироваться самые тяжелые элементы, вплоть до урана и дальше, rпроцесс труднее поддается изучению, чем медленный sпроцесс. Эксперименты, которые проводились при взрывах атомных бомб, действительно подтвердили возможность синтеза тяжелых элементов.

Стоит отметить, что в звездах s и rпроцессы довольно-таки четко разделены. sпроцессы протекают на стадии спокойной эволюции звезды, rпроцессы сопровождают взрывы звезд, а также, по-видимому, ядер галактик.

Каким же образом синтезированные элементы попадают в межзвездную среду и на поверхности звезд? Возможно, какая-то часть элементов попадает в межзвездную среду, а затем входит в состав звезд последующего поколения благодаря звездному ветру и планетарным туманностям. Однако, наиболее эффективный механизм «загрязнения» окружающей среды элементами, тяжелее гелия, это вспышки сверхновых II типа. Более того, как сейчас принято считать, сам процесс синтеза элементов протекает, в основном, во время самой вспышки сверхновой так называемый взрывной нуклеосинтез. Ведь вспышки сверхновой по сути это колоссальный термоядерный взрыв, сопровождающийся различными реакциями.

Теория синтеза элементов достигла больших успехов. Результаты этой теории в сравнении с наблюдениями приведены на рис. 101 .

В заключение несколько слов о происхождении легких элементов Li, Be, B. Как показывают исследования, эти элементы в звездных условиях выгорают. Поэтому проблема заключается не в том, чтобы объяснить провал на кривой распределения в области атомных весов, соответствующих этим элементам, а в том, чтобы понять, почему они вообще существуют в природе. Считается, что эти элементы образуются главным образом в реакциях скалывания разрушения более тяжелых ядер частицами космических лучей. Такого типа процесс также может происходить в атмосферах некоторых звезд.