Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Массивные звезды взрываются в нашей Галактике раз в 30–50 лет. Белые карлики – в несколько раз реже.

Есть две основные возможности увеличения массы белого карлика, обе реализуются в тесных двойных системах. Это или постепенная аккреция вещества звезды-соседки через внутреннюю точку Лагранжа, или слияние двух белых карликов с суммарной массой, превосходящей критическую. По всей видимости, оба канала могут быть реализованы в природе. Однако данные наблюдений свидетельствуют в пользу того, что основная доля сверхновых типа Ia связана со слияниями белых карликов.

В нашей Галактике сверхновые с коллапсом ядра в среднем происходят раз в 30–50 лет, а сверхновые типа Ia – в 5–10 раз реже. К сожалению, за все время телескопических наблюдений не удалось увидеть ни одной вспышки в нашей Галактике. Самой близкой сверхновой за последние годы была SN1987A, вспыхнувшая в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке. От нее даже удалось зафиксировать нейтринный сигнал, подтвердивший правильность наших базовых представлений о физике этого процесса.

При вспышке сверхновой блеск в максимуме может в миллиарды раз превосходить светимость Солнца, а сама длительность вспышки исчисляется месяцами. Поэтому сверхновые хорошо видны на больших расстояниях, и их можно обнаружить даже спустя значительное время после максимума блеска. Благодаря современным обзорам неба удается открывать сотни сверхновых в год в далеких галактиках. Особое значение придается изучению сверхновых типа Ia, поскольку они важны для космологических приложений (именно с их помощью впервые было обнаружено ускоренное расширение Вселенной).

В максимуме блеска светимость сверхновой может превосходить несколько миллиардов солнечных.

Взрывы сверхновых всех типов играют большую роль в эволюции Вселенной, поскольку в результате этих событий синтезируется большое количество тяжелых элементов, которые выбрасываются в межзвездную среду. Взрывы звезд первого поколения – так называемого населения III – смогли уже на ранних этапах жизни Вселенной обогатить газ элементами тяжелее гелия, что было важно для космической эволюции.

В ранней Вселенной плотность и температура были слишком высоки для появления составных структур. В первые мгновения после рождения во Вселенной не могли существовать даже ядра элементов периодической системы. Однако спустя несколько микросекунд после начала расширения стало возможно возникновение протонов – ядер водорода. В интервале от нескольких секунд до нескольких минут шел процесс первичного нуклеосинтеза: протоны и нейтроны объединялись в более сложные ядра. По окончании этого процесса Вселенная оказалась состоящей на 75 % (по массе) из водорода и на 25 % – из гелия. Количество более тяжелых элементов было пренебрежимо мало.

Остальные элементы формировались позже. Элементы легче железа главным образом получаются в результате термоядерных реакций в звездах, которые по окончании своего жизненного цикла выбрасывают часть наработанных элементов в окружающее пространство. Элементы «железного пика» (Fe, Ni, Co) в основном образуются и попадают в межзвездную среду в результате вспышек сверхновых разного типа. Таким же образом образуются и многие более тяжелые элементы. Наконец, часть тяжелых элементов (например, золото) могут формироваться в результате слияния нейтронных звезд в двойных системах.

Наряду с наблюдением реликтового излучения, определением параметров крупномасштабной структуры и данными по динамике расширения видимой части Вселенной модель первичного нуклеосинтеза является одной из основ современной космологии.

Элементы тяжелее гелия в основном формируются в звездах или в катастрофических процессах, связанных со звездными остатками.

По мере расширения Вселенной ее температура и плотность уменьшаются. Спустя несколько секунд после начала расширения, когда температура снижается до 10 8–10 7K, создаются условия для протекания термоядерных реакций.

Первичный нуклеосинтез протекает в период от нескольких секунд до нескольких минут после начала расширения Вселенной.

Первыми образуются ядра дейтерия. Однако они эффективно «сгорают» в последующих реакциях, и лишь ничтожное количество этого изотопа попадет в первые звезды и межзвездный газ. Поэтому изучать его первичное обилие очень непросто. В последнее время это удается сделать путем изучения спектра очень далеких квазаров.

Затем наступает очередь более тяжелых ядер. В частности, формируется большое количество ядер гелия-4 ( 4He). Однако значительная часть протонов не попадает в состав сложных ядер по причине нехватки нейтронов, которых на этой стадии примерно в семь раз меньше. Это связано с тем, что нейтрон немного тяжелее протона, поэтому в ранней Вселенной формируется разное количество этих частиц. В ядре гелия-4 два протона и два нейтрона, и, если Вселенная состоит только из водорода и гелия, а отношение числа нейтронов и протонов составляет 1/7, можно легко подсчитать, что на одно ядро гелия придется 12 протонов (ядер водорода 1H). Масса ядра гелия-4 примерно в 4 раза больше массы протона, поэтому доля гелия (по массе) во Вселенной составляет 4/16 (т. е. 1/4), а доля водорода – 3/4.

По окончании эпохи первичного нуклеосинтеза барионное вещество во Вселенной в основном состоит из водорода (75 %) и гелия (25 %).

Доля элементов тяжелее гелия во Вселенной в эту эпоху крайне мала, поскольку присоединение нейтронов и протонов к гелию-4, а также объединение двух ядер гелия-4 (альфа-частиц) не приводит к образованию устойчивых ядер (таковых с массами 5 и 8 не существует). Из более тяжелых элементов образуются только небольшие количества 7Li и 7Be (бериллий достаточно быстро превращается в литий, захватывая электрон). Однако Вселенная достаточно быстро расширяется (ее плотность падает) и остывает. Кроме того, постепенно становится важным распад свободных нейтронов. Поэтому спустя примерно тысячу секунд термоядерные реакции полностью прекращаются, и химический состав остается постоянным до образования первых звезд.

Первые модели первичного нуклеосинтеза появились в 1940-е гг. в работах Ральфа Альфера (Ralph Alpher), Георгия Гамова и Роберта Хермана (Robert Herman). Побочным эффектом этих работ стало предсказание существования реликтового излучения и достаточно точное теоретическое определение его температуры. В конце 1960-х – начале 1970-х гг. эта тема активно развивалась, и в настоящий момент теория первичного нуклеосинтеза является развитым разделом астрофизики ранней Вселенной. Точность расчетов первичного нуклеосинтеза постоянно растет, потому что данные экспериментов позволяют уточнять сечения ряда термоядерных реакций, также уточняется время жизни свободного нейтрона. Кроме того, предсказания модели первичного нуклеосинтеза постоянно проверяются на основе результатов наблюдений.