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

Основы модели нуклеосинтеза были заложены в 1940-е гг. Альфером, Гамовым и Херманом.

Данные наблюдений реликтового излучения (в первую очередь полученные с помощью спутников WMAP и Planck) позволяют достаточно точно определить количество барионного вещества во Вселенной. Это дает возможность с высокой точностью рассчитать ожидаемое соотношение различных изотопов по окончании эпохи первичного нуклеосинтеза. Если бы вклад барионов в полную плотность Вселенной был выше, доля гелия-4 возросла бы, а доля дейтерия и гелия-3 – упала, поскольку они тогда активнее перерабатывались бы в гелий-4. Содержание лития ведет себя более сложным образом. В итоге массовая доля гелия-4 во Вселенной на момент окончания эпохи первичного нуклеосинтеза составляет чуть менее 25 %, доля водорода ( 1H) – 75 %, а на остальные элементы и их изотопы приходится существенно меньше 1 %.

Наблюдения содержания различных элементов, таких как D, 3He, 4He, 7Li, в том числе и в очень далеких объектах, которые мы видим такими, какими они были миллиарды лет назад, а также в очень старых звездах – самых первых в нашей Галактике, показывают, что модель первичного нуклеосинтеза находится в хорошем согласии с результатами наблюдений. Однако получение данных о первичном химическом составе является очень непростой задачей, поскольку реакции в звездах и другие процессы постоянно меняют химический состав Вселенной, а наблюдать первичное вещество непосредственно мы пока не можем. Существуют вопросы с объяснением наблюдаемого содержания лития, но такие проблемы не ставят под сомнение модель в целом.

Данные по реликтовому излучению позволяют определить плотность барионов и тем самым уточнить предсказания модели первичного нуклеосинтеза.

Детальные исследования позволяют с высокой точностью определить относительное содержание элементов в Солнце (так называемый солнечный химический состав), в других звездах, межзвездной среде. Содержание различных элементов в Солнечной системе также хорошо известно – оно соответствует составу туманности, из которой образовалась Солнечная система. Все это позволяет вполне надежно судить и о содержании элементов во Вселенной.

Самыми распространенными (благодаря первичному нуклеосинтезу) являются водород и гелий. В десятку самых часто встречающихся элементов входят также кислород, углерод, неон, железо, азот, кремний, магний, сера. Этот ряд элементов в порядке уменьшения распространенности плавно падает вплоть до висмута (при этом элементы с четным числом частиц в ядре обычно чуть более распространены). После висмута в содержании элементов наблюдается серьезное снижение, и последовательность заканчивается на уране (более тяжелые ядра неустойчивы, и их содержание в природе крайне мало). Формирование всех этих элементов в основном связано со звездами и их остатками, начиная со звезд населения III, рождающихся спустя десятки миллионов лет после Большого взрыва. При этом даже межгалактические облака, наблюдаемые с большим красным смещением, уже хоть немного, но обогащены элементами тяжелее гелия, в первую очередь благодаря взрывам первого поколения звезд (населения III).

Звезды могут иметь различные параметры: температуру, размер, время жизни, внутреннюю структуру. Ключевым параметром для этих объектов является масса, которая варьирует примерно от нескольких сотых долей до сотен масс Солнца. Однако все звезды объединяет то, что в их недрах идут термоядерные реакции: легкие элементы превращаются в более тяжелые. С момента своего появления именно звезды (и их остатки) определяют химическую эволюцию Вселенной – изменение содержания различных элементов.

Водород и гелий – самые распространенные элементы во Вселенной. Остальные элементы в основном формируются в результате эволюции звезд и их остатков.

Больше всего времени любая звезда проводит на стадии Главной последовательности, где идут реакции превращения водорода в гелий (одним из первых такую идею рассмотрел Артур Эддингтон). Таким образом, благодаря существованию звезд во Вселенной массовая доля водорода непрерывно уменьшается. Однако на гелии реакции останавливаются лишь в самых легких звездах, а в других они идут дальше – вплоть до элементов «железного пика».

Термоядерные реакции в ядрах звезд идут до элементов «железного пика».

Термоядерные реакции в звездных недрах идут при высокой температуре и плотности, поскольку положительно заряженным ядрам для слияния нужно преодолеть кулоновский барьер, связанный с электростатическим отталкиванием. Это происходит благодаря квантовому туннелированию. Такой процесс впервые был рассмотрен Георгием Гамовым, а затем важный вклад в разработку этого эффекта в применении к звездам внесли Роберт Аткинсон (Robert d'Escourt Atkinson) и Фриц Хоутерманс (Fritz Houtermans). Наконец, в конце 1930-х гг. Ганс Бете и Карл фон Вайцзеккер построили модель горения водорода в звездах.

На первом этапе водород превращается в гелий. Для дальнейших реакций нужны более высокие плотности и температуры, поэтому они идут только в более массивных звездах. Эти стадии впервые были подробно рассмотрены Фредом Хойлом. Затем в деталях модель нуклеосинтеза была разработана в 1950-е гг. в работах Алистера Кэмерона (Alastair Cameron) и группы ученых с участием Фреда Хойла (знаменитая статья B2HF – Бербидж, Бербидж, Хойл, Фаулер). Термоядерные реакции в ядрах звезд идут с выделением энергии вплоть до элементов группы железа (так называемого «железного пика»), а синтез более тяжелых элементов идет с поглощением энергии, поэтому они в ядрах звезд не образуются.

С точки зрения химической эволюции Вселенной важно не только создать элементы, но и выбросить их в межзвездную среду. Значительная часть элементов, синтезированная в процессе жизненного цикла звезды, накапливается в ее ядре. Во внешнюю среду они могут попасть только в результате катастрофических процессов. Такими процессами в первую очередь являются взрывы сверхновых. Это могут быть сверхновые, связанные с коллапсом ядра массивной звезды, или же сверхновые типа Ia (термоядерный взрыв белого карлика). Во время взрыва происходит не только выброс элементов в окружающую среду, но и синтез новых элементов. Кроме того, новые элементы возникают и после взрыва за счет распада образующихся радиоактивных изотопов.

Наряду с одиночными звездами (или широкими двойными) тесные звездные пары могут внести свой особый вклад благодаря экзотическим процессам, протекающим в таких системах. Известен феномен новых звезд. В них вещество накапливается в результате аккреции на белом карлике в тесной двойной системе, а затем в накопленном веществе происходит термоядерный взрыв. Наблюдения показали, что сброшенное вещество обогащено ядрами углерода, азота и кислорода (CNO). По всей видимости, это не ядра, синтезированные в результате вспышки, а вещество из внешних слоев белого карлика. Таким образом, вспышки новых помогают сбрасывать часть вещества, накопленного в ядре звезды в течение ее эволюции.