У самых тяжелых элементов периодической таблицы есть своя уникальная история. Нет, они не исходят от сверхновой.
Что касается элементов Вселенной, у каждого из них есть своя уникальная история. Водород и гелий были созданы на самых ранних стадиях Большого взрыва; легкие элементы, такие как углерод и кислород, образуются в солнцеподобных звездах; более тяжелые элементы, такие как кремний, сера и железо, образуются в более массивных звездах; элементы помимо железа производятся, когда эти массивные звезды взрываются сверхновыми.
Но самые массивные элементы из всех, находящихся в самом верхнем конце периодической таблицы, включая платину, золото, радон и даже уран, обязаны своим происхождением еще более редкому и более энергичному процессу. Самые тяжелые элементы образуются в результате слияния нейтронных звезд - факт, о котором давно подозревали, но подтвердили только в 2017 году. Вот космическая история о том, как туда попала Вселенная.
Всякий раз, когда вы формируете звезды, они возникают из большого молекулярного облака газа, которое сжимается в различные сгустки. Сгустки со временем становятся все более и более массивными, поскольку атомы и молекулы внутри излучают тепло и позволяют им разрушаться. В конце концов, они становятся массивными и достаточно плотными, чтобы внутри них мог загореться ядерный синтез. В конце концов, эти сгустки превратятся в звезды.
На самых ранних стадиях, используя только водород и гелий, звезды вырастали до огромных масс: обычно в десятки, сотни или даже тысячи раз больше массы Солнца. Позже присутствие более тяжелых элементов сделало возможным более эффективное охлаждение, сохранив среднюю массу намного ниже и ограничив максимальную массу всего в 200-300 раз больше, чем у нашего Солнца.
Тем не менее, даже сегодня звезды бывают самых разных масс и размеров. Они также входят в широкий спектр дистрибутивов. Хотя многие из существующих звездных систем похожи на наши - имеющие только одну звезду, окруженную планетами многозвездные системы также чрезвычайно распространены.
Исследовательский консорциум по ближайшим звездам (RECONS) изучил все звезды, которые они смогли найти в пределах 25 парсеков (около 81 светового года), и обнаружил в общей сложности 2 959 звезд. Из них 1533 были одиночными звездными системами, а остальные 1426 были объединены в двойные, тройные или даже более сложные системы. Как показали наши наблюдения, эти свойства кластеризации не зависят от массы. Даже самые массивные звезды обычно можно найти сгруппированными по двое, по трое или даже в большем количестве.
За всю историю Вселенной самые массовые периоды звездообразования происходят, когда галактики взаимодействуют, сливаются вместе или распадаются на массивные группы и скопления. Эти события будут гравитационно возмущать газообразный водород, присутствующий в галактике, вызывая событие, известное как вспышка звездообразования. Во время звездообразования этот газ быстро превращается в звезды всех масс и в огромное разнообразие группировок: одиночные, двойные, тройные, вплоть до, по крайней мере, шестикратных систем.
Более многочисленные и менее массивные звезды будут медленно сжигать свое топливо, живя очень долго. Около 80-90% когда-либо созданных звезд все еще превращают водород в гелий и будут продолжать делать это до тех пор, пока не пройдет больше времени, чем нынешний возраст Вселенной. Следующий шаг по массе, к звездам, подобным Солнцу, имеет большое значение для большого количества элементов, присутствующих сегодня в нашей Солнечной системе.
В течение большей части своей жизни солнцеподобные звезды будут превращать водород в гелий, а на поздних стадиях они разбухают до красных гигантов, а их ядра превращают гелий в углерод. Однако по мере своего развития и приближения к концу своей жизни эти звезды начинают производить свободные нейтроны, которые начинают поглощаться другими ядрами, присутствующими внутри звезды.
Один за другим нейтроны поглощаются различными ядрами, что позволяет нам создавать не только такие элементы, как азот, но и многие из более тяжелых элементов, которые выходят за рамки того, что образуется при сверхновых. Примерами являются стронций, циркон, олово и барий; Также производится меньшее количество таких элементов, как вольфрам, ртуть и свинец. Но свинец - это предел; следующий вверх элемент - висмут, который нестабилен. Как только свинец поглощает нейтрон, висмут распадается, и мы снова оказываемся ниже уровня свинца. Солнцеподобные звезды не могут помочь нам преодолеть этот горб.
Как и самые массивные звезды. Хотя их довольно мало, эти космические гиганты составляют значительную часть общей массы, которая идет на звездообразование. Эти звезды, несмотря на то, что внутри них больше всего материи, являются самыми недолговечными, поскольку они сжигают свое топливо гораздо быстрее, чем звезды любого другого типа. Они превращают водород в гелий, гелий в углерод, а затем продвигаются вверх по таблице Менделеева до железа.
После железа, однако, энергетически выгоднее некуда. Эти звезды в свои последние мгновения видят, как взрываются их ядра, создавая либо нейтронные звезды, либо черные дыры в своих центрах, одновременно вызывая неконтролируемую термоядерную реакцию во внешних слоях. Результатом является взрыв сверхновой в сочетании со шквалом нейтронов, которые быстро захватываются, образуя многие элементы тяжелее железа.
Тем не менее, несмотря на все это, в таблице Менделеева есть зияющие дыры. На нижнем уровне литий, бериллий и бор будут созданы только тогда, когда высокоэнергетические частицы, проносящиеся через Вселенную, - космические лучи - врежутся в ядра, разрывая их на части посредством процесса, известного как расщепление.
На верхнем уровне элементы от рубидия (элемент 44) и выше, включая большую часть йода, иридия, платины, золота и каждого элемента тяжелее свинца, требуют чего-то еще. Эти сверхновые, многие из которых происходят в двойных системах, очень часто оставляют после себя нейтронные звезды. Когда две или более звезды превращаются в сверхновые в одной и той же системе, существование нескольких связанных вместе нейтронных звезд приводит к огромной возможности: слиянию двойных нейтронных звезд.
Долгое время предполагалось, что слияние нейтронных звезд обеспечит происхождение этих элементов, поскольку два массивных нейтронных шара, сталкиваясь друг с другом, могут создать бесконечное разнообразие тяжелых атомных ядер. Конечно, большая часть массы этих объектов слилась бы воедино в объект конечной стадии, такой как черная дыра, но несколько процентов должны быть выброшены в результате столкновения.
В 2017 году наблюдения, проведенные как с помощью телескопов, так и с помощью гравитационно-волновых обсерваторий, подтвердили, что не только слияния нейтронных звезд ответственны за подавляющее большинство этих тяжелых элементов, но и что короткопериодные гамма-всплески могут быть связаны к этим слияниям, а также. Теперь известное как килоновая, общеизвестно, что слияния нейтронных звезд с нейтронными звездами являются источником большинства самых тяжелых элементов, обнаруженных во Вселенной.
Мы часто, когда говорим об истории Вселенной, обсуждаем ее так, как если бы это была серия событий, произошедших в определенные, четко определенные моменты времени. Хотя в космической истории есть моменты, которые можно классифицировать таким образом, жизни и смерти звезд не так легко разделить на категории.
Звездообразование увеличивается в течение первых 3 миллиардов лет после Большого взрыва, затем падает и постепенно идет на убыль. Тяжелые элементы существуют с тех пор, когда Вселенной было менее 100 миллионов лет, но последние популяции первозданного газа не были уничтожены до 2-3 миллиардов лет после Большого взрыва.
И элементы таблицы Менделеева постоянно создаются и разрушаются в результате этих процессов, происходящих в основном внутри звезд и во взаимодействующих звездных остатках. Примечательно, что сегодня мы знаем, сколько элементов и каких типов присутствует, но это история, которая постоянно меняется.
Тем не менее, самые тяжелые элементы были созданы с помощью одного лишь механизма: слияния нейтронных звезд. Конечно, сверхновые могут поднять вас вверх по таблице Менделеева, но только в незначительных количествах. Умирающие звезды, подобные Солнцу, могут медленно стимулировать создание все более и более тяжелых элементов, но вы не можете поддерживать в этом процессе ничего, кроме свинца. С космической точки зрения единственный способ создать значительное количество самых тяжелых элементов - это вдохнуть и слить самые плотные физические объекты в известной Вселенной: нейтронные звезды.
Теперь, когда гравитационно-волновые обсерватории подтвердили нашу космическую картину этого творения, у нас есть инструменты и технологии для их дальнейшего и более подробного исследования. Следующий шаг покажет нам с помощью наблюдений, как содержание элементов во Вселенной менялось в пространстве. Наконец-то мы получили карту химической истории Вселенной.
Дополнительная информация о том, какой была Вселенная, когда:
- Каково было, когда Вселенная раздувалась?
- Как это было, когда начался Большой Взрыв?
- Каково было, когда Вселенная была самой горячей?
- Как это было, когда Вселенная впервые создала больше материи, чем антиматерии?
- Как это было, когда бозон Хиггса придал Вселенной массу?
- Как это было, когда мы впервые создали протоны и нейтроны?
- Как это было, когда мы потеряли последнюю часть нашей антиматерии?
- Как это было, когда Вселенная создала свои первые элементы?
- Как это было, когда Вселенная впервые создала атомы?
- Каково было, когда во Вселенной не было звезд?
- Как это было, когда первые звезды начали освещать Вселенную?
- Как это было, когда погибли первые звезды?
- Как это было, когда во Вселенной образовалось второе поколение звезд?
- Как это было, когда Вселенная создала самые первые галактики?
- Как это было, когда звездный свет впервые прорвался сквозь нейтральные атомы Вселенной?
- Как это было, когда образовались первые сверхмассивные черные дыры?
- Что было, когда жизнь во Вселенной впервые стала возможной?
- Как это было, когда галактики образовывали наибольшее количество звезд?
- Как это было, когда формировались первые обитаемые планеты?
- Как это было, когда космическая паутина сформировалась?
- Как это было, когда сформировался Млечный Путь?