Спросите Итана: почему синтез звезд отличается от Большого взрыва?

В солнцеподобных звездах водород превращается в гелий. При Большом взрыве в результате синтеза водорода также образуется гелий. Но они не похожи друг на друга.

Ключевые выводы

• Когда Вселенная началась с горячего Большого Взрыва, не было ни атомов, ни даже атомных ядер; они должны были формироваться из более простых строительных блоков, таких как чистые протоны и нейтроны.
• Реакции ядерного синтеза впервые произошли на ранних стадиях горячего Большого взрыва, а затем не повторялись в течение десятков-сот миллионов лет: когда формировались первые звезды.
• Несмотря на то, что синтез происходил как при Большом Взрыве, так и в звездах, они сильно отличаются друг от друга. Вот почему это важно для Вселенной.

Возможно, во всей Вселенной нет более важной реакции, чем ядерный синтез. Без него водород был бы единственным элементом во Вселенной. Без него во Вселенной не было бы сияющих звезд. Без него планеты были бы невозможны, и не было бы случаев жизни во всем космосе. И все же, из двух мест, где, как известно, в изобилии происходит ядерный синтез - в первые несколько минут горячего Большого взрыва и в ядрах звезд - между ними больше различий, чем сходства.

Почему так? Что происходит в звездах по сравнению с Большим взрывом, из-за чего процесс синтеза настолько отличается? Это вопрос Джона Фултона, который хочет знать:

«[В чем] разница между термоядерным синтезом в ранней Вселенной и в ядрах солнцеподобных звезд? Почему шаги разные? Вначале у нас есть дейтрон, взаимодействующий с протоном, но в солнцеподобной звезде у нас есть два взаимодействующих протона. Почему первое более вероятно в ранней Вселенной? Есть ли что-то еще?»

Реакции ядерного синтеза играют роль в обоих сценариях, правда. Но есть много принципиальных различий не только в протекающих процессах, но и в том, каковы условия и исходы ядерного синтеза. Давайте все разберем.

Столкновение между релятивистскими ионами иногда, если температуры/энергии частиц достаточно высоки, создает временное состояние, известное как кварк-глюонная плазма: где даже отдельные протоны и нейтроны не могут стабильно формироваться. Это ядерный аналог более стандартной плазмы, в которой электроны и ядра не могут успешно связываться вместе, образуя стабильные нейтральные атомы. Оба таких состояния естественным образом возникали в ранней Вселенной.

На фундаментальном уровне ядерный синтез - это просто процесс:

• соединение двух или более протонов, нейтронов или более тяжелых ядер, состоящих из протонов и нейтронов,
• в условиях, которые заставляют их объединяться в еще более тяжелое ядро,
• где в результате реакции высвобождается чистое количество энергии.

Причина, по которой энергия может высвобождаться, заключается в том, что когда протоны и нейтроны связываются вместе, они настраиваются наиболее стабильным образом. Хотя положительные заряды на каждом протоне будут отталкивать друг друга, есть еще одна сила - сильное ядерное взаимодействие - которая взаимно притягивается и влияет на каждый протон и нейтрон в ядре.

Когда вы сплавляете легкие элементы вместе в более тяжелые, они могут достичь более стабильной конфигурации, если вы добавляете правильное соотношение протонов и нейтронов. Другими словами, когда у вас есть реакция ядерного синтеза, масса конечного продукта синтеза может быть меньше, чем масса всех исходных частиц реагентов. Из самого известного уравнения Эйнштейна E=mc^{2 эта «недостающая масса» преобразуется в чистую энергию. Это не только позволяет реакции протекать спонтанно при надлежащих условиях, но и приводит к испусканию высокоэнергетического излучения в результате большинства реакций синтеза.}

На этом графике показана энергия связи на нуклон в зависимости от типа элемента, который мы рассматриваем. Пик, который соответствует наиболее стабильным элементам, находится прямо вокруг таких элементов, как железо, кобальт и никель. Элементы легче этого высвобождают энергию, когда они сливаются вместе; элементы тяжелее этого выделяют энергию, когда они расщепляются в результате реакции деления.

Ядерный синтез впервые произошел в ранней Вселенной, задолго до образования каких-либо звезд, галактик, планет или других крупномасштабных макроскопических структур. Вместо этого мы можем вернуться в то время, когда впервые формировались отдельные протоны и нейтроны: в то время, когда ранняя кварк-глюонная плазма наконец достаточно остыла, а плотность упала до достаточно низких значений, чтобы такое событие могло произойти.

Изначально Вселенная состояла на 50 % из протонов и на 50 % из нейтронов, и хотя температуры и плотности были достаточно высоки для того, чтобы произошел синтез, этого не произошло.

Почему нет?

Потому что было слишком много фотонов слишком высокой энергии. Каждый раз, когда протон и нейтрон находили друг друга, они немедленно сливались вместе, образуя дейтерий, который высвобождает энергию. К сожалению, ранние стадии Большого взрыва не только достаточно горячи, чтобы произошел ядерный синтез, они также достаточно горячи, чтобы большая часть присутствующих фотонов обладала достаточной энергией, чтобы расщепить любое ядро, состоящее из протонов и нейтроны обратно в их отдельные компоненты.

В ранние времена нейтроны и протоны (слева) свободно взаимопреобразовывались благодаря энергичным электронам, позитронам, нейтрино и антинейтрино и существовали в равных количествах (вверху посередине). При более низких температурах у столкновений все еще достаточно энергии, чтобы превратить нейтроны в протоны, но все меньше и меньше может превратить протоны в нейтроны, оставив вместо этого протоны (нижняя середина). После разделения слабых взаимодействий Вселенная больше не разделена 50/50 между протонами и нейтронами, а больше похожа на 85/15. Еще через 3-4 минуты радиоактивный распад еще больше смещает баланс в пользу протонов.

Учитывая, что число фотонов превышает количество протонов и нейтронов более чем в миллиард к одному, нам нужно дождаться остывания Вселенной, чтобы начался ядерный синтез. Теоретически природа могла сделать этот первый шаг тремя способами: от чистых протонов и нейтронов до создания более тяжелых элементов.

1. Первым шагом могло быть слияние протона с нейтроном, в результате чего образовалась составная частица, известная как дейтрон (протон и нейтрон связаны вместе). Дейтрон стабилен, хотя столкновение с достаточно высокой энергией может его разрушить.
2. Первым шагом мог быть протон, сливающийся с протоном, с образованием дипротона (два связанных вместе протона), который нестабилен. Однако есть крошечный квантово-механический шанс, что вместо того, чтобы распасться обратно на два протона, он может квантово туннелировать в состояние, в котором он производит дейтрон, а также позитрон и электронное нейтрино.
3. Или первым шагом могло быть нейтронное слияние с нейтроном, производя динейтрон (два связанных вместе нейтрона), который также нестабилен. Динейтроны будут распадаться на два нейтрона, как это впервые наблюдалось в 2012 году, хотя они могут быть способны квантово туннелировать в дейтрон перед распадом, с небольшой вероятностью этого еще не наблюдаемого процесса.

С учетом того, что в ранней Вселенной присутствовало так много нейтронов, это почти наверняка первый шаг, который доминирует в производстве дейтронов сразу после Большого взрыва, но ничего из этого не может произойти, пока Вселенная не остынет ниже критической температуры. порог, в противном случае произведенные дейтроны немедленно разлетаются на части.

Во Вселенной, наполненной нейтронами и протонами, кажется, что построить элементы будет несложно. Все, что вам нужно сделать, это начать с этого первого шага: создать дейтерий, а все остальное последует оттуда. Но сделать дейтерий легко; не разрушить его особенно трудно. В течение первых 3-4 минут после Большого Взрыва Вселенная испытывает «узкое место по дейтерию», где ничто не может продолжаться до тех пор, пока дейтерий не будет стабильно образовываться.

Чтобы ядерный синтез произвел стабильные атомные ядра, вокруг не должно быть ничего, что могло бы разрушить эти более тяжелые изотопы быстрее, чем Вселенная может их создать. Это требует, чтобы Вселенная расширялась и охлаждалась в течение трех-четырех минут: относительная вечность в самые ранние моменты горячего Большого взрыва. За этот промежуток времени происходят многочисленные изменения.

• Протоны и нейтроны сталкиваются с электронами, позитронами, нейтрино и антинейтрино, взаимопревращаясь, чтобы изначально сохранить это соотношение 50/50.
• По мере охлаждения Вселенной становится труднее производить нейтроны, но легче создавать протоны.
• По мере дальнейшей потери энергии нейтрино перестают взаимодействовать.
• По мере того как Вселенная остывает еще больше, избыточные электроны и позитроны аннигилируют, слегка нагревая фотоны и оставляя только достаточное количество отрицательно заряженных электронов, чтобы уравновесить положительно заряженные протоны.
• А затем свободные нейтроны начинают радиоактивно распадаться с периодом полураспада около 10 минут.

К тому времени, когда фотоны, наконец, остынут настолько, что не смогут немедленно разнести дейтерий, соотношение протонов и нейтронов уже не 50/50, а больше похоже на соотношение 88/12.. Но на этот раз ядерный синтез может наконец - и быстро - произойти.

Самые легкие элементы во Вселенной были созданы на ранних стадиях горячего Большого взрыва, когда исходные протоны и нейтроны сливались вместе, образуя изотопы водорода, гелия, лития и бериллия. Весь бериллий был нестабилен, и до образования звезд во Вселенной оставались только первые три элемента. Наблюдаемые соотношения элементов позволяют нам количественно оценить степень асимметрии вещества и антивещества во Вселенной, сравнивая барионную плотность с плотностью фотонов, и приводят нас к выводу, что только ~5% полной современной плотности энергии Вселенной разрешено существовать в форме обычной материи, и что отношение барионов к фотонам, за исключением горящих звезд, остается почти неизменным во все времена.

Почти сразу же нейтроны начинают находить протоны, где они легко образуют дейтерий. В это время Вселенная еще довольно горячая: сотни миллионов градусов, или намного горячее, чем даже центр Солнца. Но он не особенно плотный; это лишь часть плотности ядра звезды. Дейтерий столкнется с протоном, производя гелий-3, а затем гелий-3 либо столкнется с дейтерием, либо с другим ядром гелия-3, производя гелий-4. Очень быстро почти все нейтроны оказываются в ядре гелия-4, и менее 1 части на 1000 остаются в виде дейтерия или гелия-3.

Но это практически конец истории реакций ядерного синтеза, происходящих в ранней Вселенной: то, что мы называем нуклеосинтезом Большого Взрыва.

• Вы не можете добавить протон к гелию-4, потому что каждое ядро с пятью нуклонами нестабильно.
• Вы не можете добавить еще одно ядро гелия-4 к гелию-4, потому что каждое ядро, состоящее из восьми нуклонов, нестабильно.
• И хотя вы можете добавить немного гелия-3 к гелию-4, чтобы получить бериллий-7 (который распадется до лития-7, но не на много столетий), это сильно подавляется из-за электрическое отталкивание.

Плотность слишком мала, чтобы три ядра столкнулись вместе одновременно (именно так гелий превращается в углерод в ядрах проэволюционировавших солнцеподобных звезд), так что это конец -линия. В конце нуклеосинтеза Большого взрыва Вселенная по массе состоит из примерно 75% водорода, 25% гелия, примерно по 0,01% дейтерия и гелия-3 и примерно 0,0000001% лития-7. Эти соотношения остаются неизменными до тех пор, пока не пройдут от десятков до сотен миллионов лет и, наконец, не начнут формироваться первые звезды.

На этом разрезе показаны различные области поверхности и внутренней части Солнца, включая ядро, которое является единственным местом, где происходит ядерный синтез. С течением времени и расходованием водорода гелийсодержащая область в ядре расширяется, а максимальная температура увеличивается, что приводит к увеличению выходной энергии Солнца.

Определяющая черта звезды, то есть то, что отличает «звезду» от «не звезды» в глазах астронома, заключается в том, происходит ли слияние в ее ядре легких элементов с более тяжелыми. Хотя Вселенная состоит «всего» на 75% из водорода по массе, когда звезды только начинают формироваться, водород лишь на четверть тяжелее гелия. Если бы вместо этого мы решили считать атомы по количеству, то обнаружили бы, что колоссальные 92% атомов, существовавших после Большого взрыва, были атомами водорода.

В ядрах звезд достигаются невероятно высокие плотности: примерно в 150 раз больше плотности воды и существенно более плотная, чем была Вселенная, когда произошел синтез во время горячего Большого взрыва. Однако для начала ядерного синтеза температура должна достичь всего около 4 миллионов К. На этот раз без свободных нейтронов мы начинаем не с дейтерия, а только с протонов. (Да, там есть гелий, но гелию требуется температура свыше 26 миллионов К, чтобы начать плавление гелия в углерод.)

Итак, что вы можете сделать, чтобы начать? Первый шаг - это тот, который мы рассмотрели - и отвергли - когда рассматривали нуклеосинтез Большого Взрыва: слияние протона с протоном, чтобы запустить цепную реакцию. Здесь все начинается со звезд, но это работает не так, как думает большинство людей.

Самая простая и низкоэнергетическая версия протон-протонной цепи, которая производит гелий-4 из исходного водородного топлива. Обратите внимание, что только слияние дейтерия и протона дает гелий из водорода; все другие реакции либо производят водород, либо производят гелий из других изотопов гелия.

Вы можете подумать: «Хорошо, я собираюсь сплавить протон с протоном при таких высоких температурах, и получится дейтерий, плюс все остальное, что мне нужно для сохранения таких вещей, как электрический заряд и другие квантовые величины». Однако дейтерий состоит из протона и нейтрона, а нейтроны более массивны, чем протоны. Если вы хотите сохранить заряд, вам также нужен позитрон, а затем, если вы хотите сохранить лептонное число (еще одно квантовое правило), вам также необходимо электронное нейтрино.

Итак, сделайте свой расчет. В центре Солнца или в центре любой подобной Солнцу звезды вы знаете температуру, плотность и физику распределения энергии между частицами, находящимися внутри. Вы можете рассчитать частоту столкновений, а также энергию каждого столкновения, и, исходя из того, сколько дополнительной «массы» вам нужно, чтобы создать все необходимые частицы для завершения этой реакции, вы можете увидеть, как E=mc ^{2, достаточно ли энергии при столкновении для образования дейтерия.}

Каждую секунду в ядре Солнца происходит около ~10^{66 протон-протонных столкновений. И из этого числа ровно ни один из них имеет достаточную энергию, чтобы преодолеть электростатическое отталкивание между ними и произвести дейтерий.}

Силовые обмены внутри протона, опосредованные цветными кварками, могут двигаться только со скоростью света. Безмассовые глюоны могут разделяться на пары кварк-антикварк перед рекомбинацией, при этом все шесть видов кварков играют определенную роль и способствуют общему эффекту.

Электрическое отталкивание между двумя положительно заряженными частицами слишком велико, чтобы даже одна пара протонов смогла преодолеть его и слиться с энергиями в ядре Солнца. И все же происходит ядерный синтез, Солнце и все звезды излучают огромное количество энергии, и каким-то образом водород превращается в гелий. Секрет в том, что на фундаментальном уровне эти атомные ядра ведут себя не только как частицы, но и как волны.

Каждый протон - это квантовая частица, содержащая функцию вероятности, описывающую его местоположение, позволяющую двум волновым функциям взаимодействующих частиц слегка перекрываться, даже если в противном случае электрическая сила отталкивания удерживала бы их полностью друг от друга.

Всегда есть шанс, что эти частицы могут подвергнуться квантовому туннелированию и оказаться в более стабильном связанном состоянии (например, в дейтерии), что вызовет высвобождение этой термоядерной энергии и позволит протекать цепной реакции. Несмотря на то, что вероятность квантового туннелирования очень мала для любого конкретного протон-протонного взаимодействия, где-то порядка 1 к 10²⁸, или равна вашим шансам выиграть в лотерею Powerball три раза подряд, это крайне редкое взаимодействия достаточно, чтобы полностью объяснить, откуда берется энергия Солнца (и почти каждой звезды).

Когда два протона встречаются на Солнце, их волновые функции перекрываются, что позволяет временно создать гелий-2: дипротон. Почти всегда он просто снова распадается на два протона, но в очень редких случаях образуется стабильный дейтрон (водород-2) как из-за квантового туннелирования, так и из-за слабого взаимодействия.

Другими словами, только в процессе квантового туннелирования из двухпротонного состояния в дейтрон плюс дополнительные частицы дейтерий может образовываться в результате ядерного синтеза. Однако после того, как дейтерий произведен, все происходит очень быстро, но по множеству различных путей, вплоть до ряда реакций, известных как протон-протонная цепь. Но обычно следующим шагом является слияние протона с дейтерием с образованием гелия-3. После этого гелий-3 сливается либо с дейтерием, либо с другим гелием-3, чтобы создать гелий-4.

Существуют и другие варианты цепи протон-протон, которые возникают при различных энергиях, и когда у вас есть углерод, азот и кислород, происходит процесс, известный как цикл CNO. В цикле CNO протоны присоединяются к углероду, а затем к азоту (а иногда даже к кислороду для очень горячих звезд), и затем следует радиоактивный распад, в конечном итоге восстанавливая ядро углерода-12 и ядро гелия-4, последнее из которых приводит к от всех добавленных протонов плюс радиоактивные распады. На Солнце только около 1% нашей энергии поступает из цикла CNO, но как только вы станете примерно на 30-40% массивнее Солнца, цикл CNO станет доминировать над протон-протонной цепочкой.

Эта иллюстрация низкоэнергетического компонента цикла CNO, который является наиболее распространенным механизмом, с помощью которого он происходит на Солнце, подробно описывает, как водород превращается в гелий в результате цепных реакций с участием углерода, азот и кислород. В звездах с более чем 130% массой Солнца эта цепочка, а не протон-протонная цепочка, доминирует в ядерном синтезе.

В конце нуклеосинтеза Большого взрыва Вселенная состояла примерно из 75% водорода и 25% гелия. Во всех звездах, сформировавшихся за последующие 13,8 миллиардов лет, около 5 % водорода превратилось в гелий, и, возможно, 1-2 % этого гелия превратилось во все более тяжелые элементы вместе взятые, в которых преобладают кислород и углерод. Самые большие различия в реакциях синтеза, которые произошли в ранней Вселенной, по сравнению с теми, которые произошли позже, в звездах, заключаются в следующем:

• большинство реакций синтеза на первом этапе Большого Взрыва происходило при слиянии протонов с нейтронами, а не протонов с протонами,
• температуры во время нуклеосинтеза Большого взрыва были намного выше, чем во всех, кроме самых массивных звезд,
• плотности во время Большого взрыва были намного ниже, чем в звездах,
• и процесс, при котором фотоны разрывают ядра дейтерия на части, играет важную роль в ранней Вселенной, но практически не имеет значения в недрах звезд.

Если бы свободный нейтрон сам по себе не был нестабильной частицей, вся космическая история элементов была бы совершенно иной. Если бы у нейтрона была та же масса, что и у протона, наша Вселенная после нуклеосинтеза Большого взрыва была бы примерно на 100% гелиевой, почти без водорода. Точно так же, если бы нейтрон был значительно более нестабильным и имел бы период полураспада, измеряемый секундами, а не минутами, нуклеосинтеза Большого взрыва практически не произошло бы, и наша Вселенная осталась бы со 100% водородом для звезд. работать с.

Только из-за свойств, которыми обладала наша Вселенная, мы получили те элементы, которыми обладаем сегодня. За это, да, вы должны благодарить свои счастливые звезды, а также Большой взрыв и свойства законов и правил, управляющих самой Вселенной. Без всего этого космос был бы просто ужасной тратой пространства.

Отправляйте свои вопросы «Задайте Итану» по адресу startwithabang в gmail dot com!