Спросите Итана: могут ли обычные звёзды синтезировать элементы тяжелее железа?

https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2017/09/02/ask-ethan-can-normal-stars-make-elements-heavier-and-less-stable-than-iron/
  • Перевод

В скоплении Terzan 5 есть много старых звёзд малой массы (тусклые красные), но есть и более горячие, молодые звёзды большой массы, некоторые из которых смогут создавать железо и даже более тяжёлые элементы

В периодической таблице Менделеева есть более 90 элементов, естественным образом встречающихся в природе, но из всех них наиболее стабильным является железо. Синтезируя из более лёгких элементов более тяжёлые, и постепенно приближаясь к железу, вы получаете энергию; то же самое произойдёт, если вы будете расщеплять более тяжёлые элементы. Железо представляет собой наиболее стабильную конфигурацию из протонов и нейтронов среди всех пока открытых атомных ядер. И хотя это всего 26-й элемент, он представляет итоговый этап большей части реакций синтеза даже в самых крупных звёздах. Но так ли это? Именно об этом спрашивает нас читатель:
Железо называют пеплом звёздного синтеза, накапливающимся внутри звёзд, поскольку это последний элемент, получаемый в результате синтеза, который не потребляет энергии больше, чем создаёт синтез. Я читал об r-процессе и других подобных, приводящих к появлению более тяжёлых элементов в новых и сверхновых звёздах. Мой вопрос следующий – появляются ли в обычных звёздах элементы тяжелее железа, несмотря на то, что такой процесс поглощает больше энергии, чем выдаёт.

Как вы могли догадаться, ответ на этот вопрос довольно сложен; в обычных звёздах появляются элементы тяжелее железа, но очень малая их доля появляется там в результате синтеза.


Молодое звёздное скопление в регионе формирования, состоящее из звёзд очень разнообразных масс. Некоторые из них в своё время будут сжигать кремний, и в процессе этого производить железо и множество других элементов.

Все звёзды начинают с синтеза гелия из водорода – от крохотных красных карликов массой настолько маленькой, как 8% от массы Солнца, до крупнейших, самых массивных звёзд Вселенной, массой в сотни солнц. Для 75% всех этих звёзд гелий – это итог идущих в них реакций, но более массивные звёзды (и наше Солнце) переходят в фазу красного гиганта, в которой из гелия они будут синтезировать углерод. Но очень малый процент звёзд – чуть более 0,1% — оказываются самыми массивными, и способны запускать синтез на основе углерода, и далее по списку. Только эти звёзды дойдут до состояния сверхновой, синтезируя кислород из углерода, серу и кремний из кислорода, а затем входя в конечную фазу сжигания кремния перед превращением в сверхновую.


Анатомия очень массивной звезды в течение её жизни, приходящей к кульминации в виде сверхновой типа II, когда в ядре заканчивается ядерное топливо. Конечная фаза синтеза – сжигание углерода, в результате её в ядре на короткое время появляется железо и железоподобные элементы, а затем происходит взрыв сверхновой.

Это обычный жизненный цикл наиболее массивных звёзд Вселенной, но горение кремния не похоже на сталкивание двух ядер кремния вместе и появление чего-то более тяжёлого. Вместо этого происходит просто цепная реакция с добавлением к ядру кремния ядра гелия, при температурах, превышающих 3 000 000 000 K, то есть более чем в 200 раз превышающих температуру в ядре Солнца. Цепная реакция происходит следующим образом:

  • Кремний-28 и гелий-4 дают серу-32,
  • Сера 32 и гелий-4 дают аргон-36,
  • Аргон-36 и гелий-4 дают кальций-40,
  • Кальций-40 и гелий-4 дают титан-44,
  • Титан-44 и гелий-4 дают хром-48,
  • Хром-48 и гелий-4 дают железо-52,
  • Железо-52 и гелий-4 дают никель-56, и
  • Никель-56 и гелий-4 дают цинк-60.

Обратите внимание, что железа-56 тут не появляется, и тому есть две причины.


Железо и железоподобные элементы, его окружающие, в основном получаются в последние моменты жизни ультрамассивной звезды, незадолго до взрыва сверхновой, в процессе, возникающем во время сжигания кремния.

Одна из них ясна из периодической таблицы – в указанной её части в ядрах элементов слишком мало нейтронов для имеющегося у них количества протонов. К примеру, железо-52 нестабильно; оно испускает позитрон и распадается до марганца-52, двигаясь вниз по таблице (затем марганец испускает ещё один позитрон и распадается до стабильного хрома-52). Никель-56 тоже нестабилен и распадается до кобальта-56, который распадается до железа-56 – именно так мы и приходим к наиболее стабильному элементу периодической таблицы. Цинк-60 распадается сначала до меди-60, которая распадается до никеля-60. Все эти конечные продукты стабильны, поэтому эти звёзды – даже до того момента, как случится сверхновая – могут производить кобальт, никель, медь и цинк, и всё это тяжелее железа.


Железо-56 может быть самым плотно упакованным ядром, с самым большим количеством связующей энергии на нуклон. Однако чуть более или менее тяжёлые элементы почти настолько же стабильны и сильно связаны, и различия между ними в этом смысле весьма малы.

Но если это не предпочтительно энергетически, как же это возможно? Посмотрите на график чуть выше, на котором показана связующая энергия в пересчёте на нуклон для каждого из атомных ядер. Отметьте, насколько плоский график становится в районе железа-56; у многих элементов с обеих сторон энергия связи получается почти такой же. Теперь посмотрите налево, найдите там гелий-4. Что вы видите?

Гелий-4 не так сильно связан, как любое ядро в районе железа-56. Поэтому несмотря, к примеру, на то, что у цинка-60 энергия связи на нуклон будет меньше, чем у никеля-56, у него всё равно больше энергии связи на нуклон, чем у никеля-56 совместно с гелием-4. И в сумме реакция получается с положительным выходом. В результате, в последние моменты жизни звезды, перед сверхновой, в ней содержится смесь всех элементов вплоть до цинка: на четыре позиции более тяжёлого, чем железо.


Слева – иллюстрация внутренностей массивной звезды на последних стадиях её жизни, перед сверхновой, во время сжигания кремния. Справа – изображение с телескопа Chandra, где видно остатки сверхновой Кассиопея A, и присутствуют такие элементы, как железо (синий), сера (зелёный) и магний (красный).

Тогда вы можете спросить о более тяжёлых элементах. Возможно ли, например, добавить ещё одно ядро гелия-4 к цинку-60, и получить германий-64? В каких-то остаточных количествах, вероятно, но не в больших объёмах. Всё дело в том, что разница в энергиях получается почти нулевой. И что более важно, у вас уже заканчивается время. Для экстремально массивной звезды длительность её различных жизненных этапов получается следующей:

  • Синтез из водорода: миллионы лет,
  • Синтез из гелия: сотни тысяч лет,
  • Синтез из углерода: от сотен до тысячи лет,
  • Синтез из кислорода: от месяцев до одного года,
  • Синтез из кремния: от нескольких часов до одного-двух дней.

Иначе говоря, последняя стадия, в которой появляется железо и железоподобные элементы, не продолжается слишком долго для того, чтобы процесс пошёл куда-то дальше.


Спиральная структура вокруг старой гигантской звезды R Скульптора образовалась благодаря ветрам, сдувающим внешние слои звезды во время АВГ-фазы, где возникает и улавливается огромное количество нейтронов (от синтеза углерода-13 с гелием-4).

Но если вы хотите рассмотреть процессы, происходящие внутри массивной звезды, в которой уже появились железо и железоподобные элементы, то у вас получится пройти всю дорогу вплоть до свинца и висмута. Видите ли, после того, как во Вселенной взорвались сверхновые, у нас появляется достаточно много железа, кобальта, никеля, и т.п. – и эти тяжёлые элементы оказываются внутри новых поколений формирующихся звёзд. В звёздах массой от 60 до 1000% солнечной (при этом обычно недостаточно массивных для того, чтобы стать сверхновыми), может происходить синтез из углерода-13 и гелия-4, и в результате появляться кислород-16 и свободный нейтрон, а звёзды, которые дойдут до стадии сверхновой, будут синтезировать из неона-22 и гелия-4 магний-25 и свободный нейтрон. В обоих этих процессах могут появляться всё более и более тяжёлые элементы, вплоть до свинца, висмута и даже (временно) полония.


График последнего этапа s-процесса (медленного захвата нейтронов). Красные горизонтальные линии с кружочком справа – это захват нейтронов; синие стрелки, направленные влево и вверх – бета-распад; зелёные стрелки, направленные влево и вниз – альфа-распад; светло-зелёные стрелки, направленные вправо и вниз – захват электронов.

Возможно, иронично, что именно звёзды большой массы производят большое количество лёгких элементов (вплоть до рубидия и стронция – элементов №№ 37 и 38), а звёзды малой массы (не превращающиеся в сверхновые), проведут вас до конца этого пути, до свинца и висмута. Технически это будет не реакция ядерного синтеза – это будет захват нейтронов, но именно так и появляются всё более и более тяжёлые элементы. Метафорически говоря, главная причина того, почему звёзды малой массы могут достичь таких больших высот – это время.


Периодическая таблица с указанием происхождения элементов в Солнечной системе:

  • Синий – синтез во время Большого взрыва,
  • Зелёный – умирающие звёзды малой массы,
  • Жёлтый – взрывы массивных звёзд,
  • Розовый – расщепление благодаря космическим лучам,
  • Фиолетовый – слияние нейтронных звёзд,
  • Белый – взрывы белых карликов.

Звёзды малой массы остаются в этом состоянии получения нейтронов десятки и даже сотни тысяч лет, а звёзды, которым суждено стать сверхновыми, производят нейтроны всего сотни лет, если не меньше. Энергетические вопросы играют очень важную роль в синтезе; даже при температурах в миллиарды градусов реакции проходят в энергетически предпочтительном направлении. Но драгоценное время служит наиболее жёстким ограничением для построения всё более тяжёлых элементов. Невероятно, но с правильным сочетанием захвата нейтронов и ядерного синтеза, почти половину всех элементов после железа можно получить в звёздах, без всяких сверхновых или объединения нейтронных звёзд.

Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].

ЧаВо: если Вселенная расширяется, почему не расширяемся мы; почему возраст Вселенной не совпадает с радиусом наблюдаемой её части .
Поделиться публикацией
Ой, у вас баннер убежал!

Ну. И что?
Реклама
Комментарии 20
  • 0
    Спасибо
    Интересно, как можно узнать где вокруг Солнечной системы происходило слияние нейтронных звёзд? Или Солнце, в процессе формирования системы где-то нашел золотое облако?
    • +1
      Солнце — звезда третьего поколения, так что очень многие вещества могли попасть (и попали) в систему от звёзд-предков. Собственно, из-за аномального количества золота и урана по одной из теорий предполагается, что система возникла благодаря взрывам сверхновых.
      • 0
        по гравитационным волнам определяют. в лабораториях типа LIGO, 3 подобных на земле.
      • 0
        А как при слиянии нейтронных звёзд материалы попадают дальше в свободное плавание?
        Как-то думал, что у нейтронной звезды дальше судьба рано или поздно стать чёрной дырой. Они, вроде, не взрываются. Или имеется ввиду синтез в процессе выброса материи джетами?
        • 0
          При слиянии нейтронных звезд куски с поверхности разбрасывает вокруг, в принципе могут образовываться мини нейтронные звезды массой с Сатурн.
          • +1
            Оценки вроде бы показывают, что нейтронная звезда массой менее одной пятой солнечной — энергетически невыгодное состояние, нейтроны ней распадутся и она раскукожится в белый карлик. И крупных кусков при слиянии нейтронных звезд, по результатам численного моделирования, образоваться не может.
            • 0
              Читал статью, что энергетически выгодное начинается от массы Сатурна(вероятно не вращающейся) и подобные куски могут образовываться при слиянии. Вроде их даже искали через анализ снимков.
              Вообще минимальная масса по логике должна зависеть от момента импульса очень сильно.
          • +3
            Это происходит, когда сближающиеся звезды пересекают предел Роша, еще до начала слияния. Приливные силы в точках поверхности звезды, наиболее близких и наиболее дальних к ее партнерше, становятся больше, чем собственное гравитационное притяжение звезды. Из этих точек начинает выбрасываться газ, состоящий из железа (из коры звезды) и нейтронов (из верхней мантии). В результате к моменту начала слияния звезды погружены в газовое облако (с плотностью приблизительно в миллиард раз плотнее свинца и скоростью движения газа в одну десятую световой...), в котором и идут процессы образования сверхтяжелых элементов.
          • 0
            Интересно, а может ли нейтронная звезда получить такой момент вращения, что с неё внешние слои улетят?
            • 0
              Вы тут учитываете тот факт, что огромное давление (для сдерживания силы гравитации) внутри нейтронной звезды вызвано магнитным взаимодействием нейтронов и принципом запрета Паули?
              Вот представьте, есть белый карлик радиусом 10000 км. А есть нейтронная звезда с диаметром 30 км. В ней любой атом находится в очень глубоком гравитационном потенциале. До какой скорости вращения необходимо разогнать наш пульсар, что бы фермиончики с его поверхности могли выйти на элиптическую орбиту с афелием 10000 км?
              Только учтите, что среди указанных в первом предложении сил сила магнитного взаимодействия 2 диполей падает как r^-4 и скажем 2 нейтрона на расстоянии 53 ангстрем отталкиваются совсем слабо (в смысле потенциальной энергии — даже между точками 53 ангстрема и 10000 км).
              • 0
                Ну в общем всё давно подсчитано
                При радиусе 10 км круговая скорость = sqrt (GM/R) = sqrt (6.67e-8 * 2e33 / 1e6) = 115500 км/с.
                Это 1800 об/с.
                Реально меньше, потому как там надо уже релятивистские эффекты учитывать — треть световой как-никак.
                Самый высокооборотистый известный пульсар — 707 об/с. Но он уже обороты изрядно сбросил, по сравнению с моментом образования. Вопрос — а сколько у него в момент взрыва сверхновой было?

                И на орбиту выходить не надо — как только каплю нейтронного вещества оторвёт, её будет разрывать внутриядерным отталкиванием, там скорости на улёт кусков распада хватит.
              • 0
                Теоретически — разумеется, всё может быть, пока это не чёрная дыра. На практике — в каком-то смысле это и произходит при слиянии, только всё же не за счёт момента вращения.
              • +2
                binding energy — энергия связи.
                Я бы вам посоветовал уже составить словарик терминов, раз вам нравится переводить научные тексты.
                Вчера дико орнул с ваших «частично дифференциальных уравнений».

                upd — в подписи к зависимости энергии связи от числа нуклонов, в остальных местах таки правильно.
                • 0
                  интересно, а где источники нашего солнца, вряд ли они далеко убежали? или пыль от взрыва разносит так далеко, что и след теряется?
                  • 0
                    Далеко, настолько, что уже невозможно сказать ни где появилось наше светило, ни какие у него были соседи в момент рождения. И взрывы тут не при чём, всё дело в очень сложной и хаотичной картине движения звёзд по орбите вокруг галактического центра масс. Ведь они движутся не только вокруг общего центра масс (который очень далеко), но друг вокруг друга, испытывая постоянные возмущения от каких-то локальных скоплений или сближений. Звёзды остаются в своих «яслях» относительно недолго, десятки, максимум — сотни миллионов лет.
                  • 0
                    Если вещество звезды стратифицировано как на иллюстрации — непонятно как могут происходить реакции между элементами тяжелее кислорода и гелием, ведь в глубоких слоях нет гелия?
                    • 0
                      А в последней таблице элементы коричневого цвета — это те которые были получены только искусственным путем? Если так то например технеций найден в некоторых звездах.
                      • 0
                        Условно нестабильными в той таблице считаются элементы, начиная с полония. Также нет стабильных изотопов у прометия (из латнтаноидов) и технеция (изотопы 97 и 98 имеют период полураспада свыше 2 миллионов лет, что явно больше начальной стадии расширения сверхновой).
                        Среди природных изотопов обычно упоминают следы плутония и нептуния:
                        Незначительные количества, по крайней мере, двух изотопов плутония (239Pu и 244Pu) найдены в природе

                        Причина возникновения:
                        В урановых рудах в результате захвата нейтронов ядрами урана-238 образуется уран-239, который испытывает бета-распад в нептуний-239. В результате следующего β-распада возникает природный плутоний-239

                        Уран-238 имеет долю 99.2745 % и с вероятностью 5.45*10^−5% дает спонтанный распад (то есть генерит несколько нейтронов). То есть из 10 тысяч актов деления урана мы получаем как минимум 54.1 актов рождения нейтронов. Есть даже «природный ядерный реактор» (правда в нем топливо давно использовано).
                        • 0
                          Это скорей те которые не имеют долгоживущих изотопов.
                          Т.е. образуются в примерно тех же количествах что и соседи, но до исследований не дожили.
                          • 0
                            Выделены обыкновенные радиоактивные элементы (не имеющие стабильных изотопов). Торий, уран и плутоний могут существовать на Земле в определенных количествах. Или создаваться на природном реакторе:
                            Цепная реакция началась здесь около 2 млрд. лет назад и продолжалась в течение нескольких сотен тысяч лет.… хотя природные цепные реакции в настоящее время невозможны из-за низкого процента урана-235 в урановых месторождениях вследствие естественного радиоактивного распада, естественные ядерные реакторы могли существовать более миллиарда лет назад в эпохе более высокой концентрации урана-235 (например, два миллиарда лет назад концентрация урана-235 составляла 3,7 %, 3 млрд лет — 8,4 %, а 4 млрд лет — 19,2 %).
                            … технеций-99 является относительно короткоживущим (T1/2 = 212 тыс. лет) продуктом деления 235U

                            Реактор там очень крутой был — "наличие воды как замедлителя нейтронов".

                        Только полноправные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите, пожалуйста.

                        Самое читаемое