Вестник РАН, 2020, T. 90, № 4, стр. 346-352

В изначальной модели Большого взрыва, идейным вдохновителем которой был Г. Гамов [1], предполагалось, что большинство известных химических элементов возникло в первые минуты после Большого взрыва. Однако довольно скоро стало понятно, что эта теория сталкивается с серьёзными и непреодолимыми трудностями – отсутствие в природе стабильных элементов с массами 5 и 8 не позволяло, судя по расчётам, произвести в имеющихся в те минуты условиях более тяжёлые элементы. Для этого требовались другие физические условия, другие объекты, и этими объектами стали первые звёзды, которые и стали первыми фабриками тяжёлых элементов. Таким образом, согласно современным представлениям, в первые минуты после рождения Вселенной появились лишь водород, гелий и немного лития, а большинство остальных элементов Периодической системы – продукт звёздного нуклеосинтеза, теория которого впервые была сформулирована в работе [2]. Звёзды служат естественными фабриками по производству тяжёлых элементов (вплоть до элементов группы железа) не только на протяжении своей жизни, но и в момент своей гибели, во время вспышек сверхновых. В свою очередь, вспышки сверхновых – это мощнейшие фабрики по производству ещё более тяжёлых элементов. Недавнее открытие слияния нейтронных звезд [3] и последующие исследования его послесвечения позволили установить особенности процесса образования во Вселенной сверхтяжёлых элементов вплоть до золота и урана.

Кратко рассмотрим этапы эволюции звёзд разных типов, а также представим результаты наблюдений, показывающих, как и с помощью каких инструментов астрофизикам удаётся достаточно точно определять качественный и количественный состав элементов во Вселенной.

Образование звёзд и звёздный нуклеосинтез. По разным оценкам, первые звёзды сформировались спустя 300–400 млн лет после Большого взрыва, хотя некоторые астрофизики считают, что это произошло гораздо раньше – уже через 30–70 млн лет. Первые звёзды должны были быть очень большими, по некоторым оценкам их массы могли достигать 300 или даже 500 масс Солнца (для сравнения: большинство современных звёзд представляют собой объекты с массами сопоставимыми с солнечной или меньше её). Они были чрезвычайно яркими и светили в миллионы раз ярче Солнца. Время жизни первых звёзд составляло несколько миллионов лет, они очень быстро прогорали и в финале своего существования взрывались сверхновыми.

Вспышки первых сверхновых стали важной вехой в эволюции Вселенной, приведя к её “загрязнению” углеродом, кислородом, азотом, железом и другими элементами (в астрономии элементы тяжелее водорода и гелия называют металлами). Все звёзды последующих поколений формировались из газовых облаков, содержавших металлы, источником которых стало, по крайней мере, одно поколение звёзд, взрывавшихся в виде сверхновых. Появление металлов в ранней Вселенной изменило условия последующего звездообразования. В присутствии металлов или пыли облака газа стали охлаждаться более эффективно, что привело к возможности коллапса более мелких облаков и, следовательно, к образованию звёзд меньших масс.

Считается, что источником энергии излучения звёзд и их огромной светимости выступают термоядерные реакции, протекающие в их недрах. Суть заключается в том, что в ядре звезды из-за огромных давлений и температур создаются оптимальные условия для реакций термоядерного синтеза и образования новых элементов. В самой первой, самой длинной фазе горит водород, в итоге образуется гелий. В результате такой ядерной реакции 4 протона (или ядра водорода) сливаются, формируя ядро гелия. На последующей стадии горения два ядра гелия (α-частицы) превращаются в бериллий ⁸Be, время жизни которого чрезвычайно мало (~10^-15 c). Однако в плотном и горячем ядре звезды этого времени может оказаться достаточным для того, чтобы образовавшийся бериллий успел захватить ещё одну α-частицу, превращаясь в углерод в так называемом тройном α-процессе. Посредством дополнительных захватов α-частиц ядра углерода превращаются в кислород. Примеры таких реакций приведены ниже:

3 атома гелия, сливающиеся с образованием атома углерода:

атом углерода + атом гелия, сливающийся с образованием атома кислорода: атом кислорода + атом гелия, сливающийся с образованием атома неона: атом неона + атом гелия, сливающийся с образованием атома магния:

Таким образом, в результате процессов звёздного нуклеосинтеза образуются все элементы Периодической таблицы, вплоть до железа, которое имеет наибольшую энергию связи на один нуклон. Как только в центре массивной звезды образуется железное ядро, нуклеосинтез прекращается, становится невозможным получение энергии путём дальнейших ядерных реакций, и звезда лишается источника энергии, необходимого для её существования. Как следствие, она больше не может поддерживать состояние равновесия и начинает разрушаться под действием собственной гравитации – происходит коллапс, сопровождающийся гигантской вспышкой сверхновой.

Как уже отмечено, такова была судьба самых первых массивных звёзд. Такова судьба массивных звёзд и в наши дни. Существенное отличие в том, что “современные” массивные звёзды могут иметь массу, в 20–30 раз превышающую массу Солнца, что позволяет в результате финального коллапса образовать так называемую нейтронную звезду – чрезвычайно плотный объект (плотность в центре может превышать ядерную в несколько раз) размером в 10–20 км и массой 1.2–2.0 массы Солнца. Существование последних оказывается чрезвычайно важным для производства тяжёлых элементов во Вселенной.

Вместе с тем характерное время жизни звёзд меньших масс (несколько масс Солнца) составляет миллиарды лет. Внутренних температур и давлений в таких объектах оказывается недостаточно для запуска реакций производства тяжёлых элементов, поэтому, как правило, бо́льшая часть реакций заканчивается на образовании углерода. Таким образом, в конце своей долгой жизни звёзды с малой массой превращаются в белые карлики (объекты, состоящие практически полностью из углерода с небольшой примесью кислорода и, возможно, неона, имеющие радиус в несколько тысяч километров и предельно возможную массу – 1.4 массы Солнца, так называемый предел Чандрасекара). Если белый карлик находится в двойной системе с обычной звездой, и происходит перетекание вещества от этой звезды к белому карлику, то масса последнего растёт и в какой-то момент может превысить предел Чандрасекара, что приведёт к коллапсу белого карлика и термоядерному взрыву. В итоге вспыхнет сверхновая типа Ia, в процессе взрыва которой будут синтезированы тяжёлые элементы. Учитывая преобладание в современной Вселенной звёзд малой массы, считается, что железо производится в основном в ходе именно этого процесса, а не в результате взрыва массивных звёзд, как в ранней Вселенной. Схематически эволюция звёзд разных масс показана на рисунке 1.

Появление в ранней Вселенной тяжёлых элементов кардинально изменило условия для последующего звездообразования. Из ядерной физики известно, что элементы тяжелее железа образуются посредством захвата нейтронов затравочными ядрами, если окружающая среда обогащена нейтронами. Такие условия могут возникать при определённых видах взрывов сверхновых. Например, если ядра железа чрезвычайно быстро бомбардируются большим количеством нейтронов до β-распада ядер, их ядра захватывают больше нейтронов, создавая тяжёлые, богатые нейтронами и нестабильные изотопы, которые потом превращаются в новые, более тяжёлые элементы. Из-за быстрой бомбардировки этот процесс называется r-процессом. Приблизительно половина всех стабильных изотопов элементов, более тяжёлых, чем цинк, производится таким образом.

Другая часть изотопов тяжёлых элементов создаётся в так называемом s-процессе, где более медленная нейтронная бомбардировка (в течение более длительного периода времени, чем процесс β-распада) приводит к последовательному накоплению тяжёлых элементов. Этот процесс происходит в пульсирующих внешних оболочках некоторых звёзд – красных гигантов.

Вспышки сверхновых – механизм генерации новых элементов. Как уже сказано, взрыв сверхновой – финальная стадия существования звезды, при которой её ядро коллапсирует под действием гравитации, а выделившаяся энергия выбрасывает внешнюю оболочку в пространство вместе с образовавшимися в ходе жизни звезды химическими элементами. Наиболее убедительным свидетельством правильности понимания процессов, происходящих в недрах звёзд, служит регистрация излучения от распада различных радиоактивных элементов, образующихся во время вспышек сверхновых. В частности, впервые распад радиоактивного никеля ⁵⁶Ni в кобальт ⁵⁶Со и далее в железо ⁵⁶Fe был зарегистрирован в сверхновой SN1987А, вспыхнувшей в ближайшей к нам галактике Большое Магелланово облако в феврале 1987 г. Как показывали теоретические расчёты, гамма-излучение, обусловленное распадом радиоактивного кобальта ⁵⁶Co, образовавшегося во время взрыва, должно выходить наружу сквозь расширяющуюся оболочку примерно через полгода после взрыва. Наблюдения, проведённые в августе 1987 г. советской обсерваторией “Рентген” , установленной на модуле “Квант” орбитальной станции “Мир” , позволили впервые зарегистрировать жёсткое рентгеновское излучение из области сверхновой SN1987А, с высокой точностью измерить её спектр и получить оценки количества произведённого во время вспышки сверхновой радиоактивного никеля и кобальта (рис. 2) [4].

Спустя 25 лет сверхновая SN1987А вновь подарила российским учёным открытие. На этот раз от остатка её вспышки удалось зарегистрировать излучение в линиях распада радиоактивного титана ⁴⁴Ti, имеющего период полураспада ~85 лет. Измерения были проведены с помощью орбитальной обсерватории “Интеграл” – её инструменты позволили зарегистрировать жёсткое рентгеновское излучение от этого остатка в линиях радиоактивного распада ⁴⁴Ti на энергиях 67.9 и 78.4 кэВ (рис. 3) [5]. Это стало первым прямым доказательством образования титана в момент взрыва уникальной сверхновой. Измеренные потоки излучения на этих энергиях соответствуют массе синтезированного ⁴⁴Ti около 0.0002 массы Солнца, что вполне достаточно для объяснения её оптического и ультрафиолетового излучения, наблюдавшегося в течение последних 30 лет.

Если сверхновая SN1987А относится к так называемым сверхновым II типа – они образуются в результате коллапса массивной звезды, которая уже сильно проэволюционировала, и в её недрах в результате реакций термоядерного горения образовались многие тяжёлые элементы, то для сверхновых типа Ia процесс их возникновения до недавнего времени не был столь очевидым. Как уже отмечено выше, сверхновые типа Ia – это результат термоядерного взрыва углеродно-кислородного белого карлика. После взрыва происходит та же цепочка распадов, что и при коллапсе массивной звезды: радиоактивный никель ⁵⁶Ni превращается в кобальт ⁵⁶Co, который затем распадается в железо, в ходе чего рождаются многочисленные гамма-фотоны. За более полувека космической эры доступными для современных исследователей средствами наблюдения не зафиксировано ни одного взрыва сверхновой типа Iа ни в одной из ближайших к нам галактик, поэтому вышесказанное оставалось на уровне теоретических расчётов и предположений.

Ситуация изменилась в январе 2014 г., когда в галактике M82 вспыхнула сверхновая SN2014J, относящаяся к типу Ia. Эта галактика расположена достаточно близко к Земле (11 млн световых лет), что позволило обсерватории “Интеграл” впервые напрямую обнаружить излучение от сверхновой и полностью подтвердить теоретическую концепцию, рассматривающую сверхновые типа Ia как гигантские термоядерные взрывы. В частности, наблюдения обсерватории “Интеграл” позволили надёжно зарегистрировать излучение в двух наиболее мощных гамма-линиях распада радиоактивного кобальта ⁵⁶Co на энергиях 847 и 1237 кэВ, а также континуум на энергии в сотни кэВ (рис. 4). Измеренный поток излучения свидетельствует, что в процессе взрыва была синтезирована масса радиоактивного никеля, составляющая около 0.6 массы Солнца [6].

Слияние нейтронных звёзд – эффективный путь обогащения Вселенной тяжёлыми элементами. Как уже упоминалось, нейтронные звезды представляют собой конечный этап эволюции массивных звёзд. Они чрезвычайно компактны и имеют плотность, в несколько раз превышающую ядерную. Точное уравнение состояния вещества при таких экстремальных условиях пока не известно, решить его – одна из ключевых задач не только современной астрофизики, но и фундаментальной физики в целом.

Если в ходе эволюции массивной двойной системы и последовательных вспышек сверхновых система не разрушится, то могут образоваться две нейтронные звезды, которые будут вращаться друг вокруг друга. При этом они будут постепенно сближаться, теряя энергию в виде излучающихся гравитационных волн [7]. Такая система может существовать сотни миллионов лет, пока звёзды не сблизятся настолько, что под действием сил притяжения и приливных сил не начнут разрушаться и не произойдёт процесс слияния, который будет сопровождаться вспышкой гравитационно-волнового излучения и коротким гамма-всплеском. При этом во время слияния нейтронных звёзд может образоваться значительное количество тяжёлых элементов [8].

Впервые такое событие было зарегистрировано 17 августа 2017 г., когда гравитационно-волновой сигнал был сначала обнаружен установками LIGO (CША) и Virgo (Италия), а через ~1.7 с после этого орбитальные обсерватории “Интеграл” (ЕКА) и Fermi (НАСА) наблюдали короткий гамма-всплеск (рис. 5) [3, 9]. Практически сразу же стало понятно, что оба сигнала представляют собой разные проявления одного и того же события, связанного со столкновением двух нейтронных звёзд. Менее чем через 11 ч. после этого оптические телескопы позволили обнаружить новый объект на краю близкой к нам галактики NGC4993 и установить, что событие слияния нейтронных звёзд произошло на расстоянии примерно 130 млн световых лет от нас.

Теоретические расчёты показывали, что во время такого слияния небольшая часть вещества нейтронной звезды будет выброшена в окружающее пространство, а благодаря огромной концентрации нейтронов в этом облаке выброшенного вещества будет происходить синтез тяжёлых элементов. Проведённые наблюдения блестяще подтвердили эту гипотезу, позволили диагностировать наличие тяжёлых элементов в остатках от слияния. Так, наблюдения, выполненные крупнейшими обсерваториями мира, в частности, Gemini (США), европейским Очень Большим Телескопом (VLT) и космическим телескопом им. Хаббла (HST), показали наличие недавно синтезированного материала, включая золото и платину, а также ряд радиоактивных элементов, таких как уран, тем самым давая ответ на загадку многих десятилетий, как в космосе синтезируется около половины всех элементов тяжелее железа [10].

В докладе использованы материалы и иллюстрации с сайтов НАСА, ЕКА, LIGO/Viro Caltech, ИКИ РАН.