Химическое загрязнение Вселенной

Согласно современным представлениям, сотворение Мира — рождение нашей Вселенной — произошло в кратчайший миг. Событий такой продолжительности мы экспериментально обнаружить не можем. Здесь речь идет о так называемом   «планковском   времени», которое составляет всего около 1043 секунды. Это — квант времени, а интервал, отведенный на рождение Вселенной, называют «планковской  эрой».   Следующий этап занял огромное по сравнению с планковской эрой время — целых 1035 секунд. Столь быстротекущие процессы мы тоже пока не можем зарегистрировать экспериментально. В течение этого времени пространство нашего мира пережило космологическую инфляцию (экспоненциальное расширение). Окончание инфляции ознаменовалось  повсеместным рождением известных физике частиц материального мира. Первые сто-двести секунд жизни Вселенной — это эпоха первичного нуклеосинтеза (понятно, что продолжительностью первых двух этапов здесь можно совершенно пренебречь, при этом абсолютно не пренебрегая их важностью для всей дальнейшей эволюции нашего мира).

 

Первичный нуклеосинтез

Великий ученый XX века Георгий Антонович Гамов, который является родоначальником теории Большого Взрыва (сценарий «горячей Вселенной»), пытался объяснить, как в такой Вселенной были синтезированы ядра всех известных нам химических элементов. Сегодня мы знаем, что картина первичного нуклеосинтеза несколько иная. Теоретическое моделирование процессов нуклеосинтеза дает следующий результат: все «многообразие» в первые три минуты ограничилось только протонами (около 90% по числу частиц), ядрами гелия 42Не и его изотопа 32Не (всего около 10%) и буквально следовыми количествами ядер дейтерия Н, трития Н, лития 73Li, 63Li и бериллия Ве. Все эти ядра были «разбавлены» определенным количеством электронов. Примерно через 300 тыс. лет первичная плазма Вселенной остыла настолько, что стало возможным объединение перечисленных выше ядер с электронами в атомы. Так закончилась эра рекомбинации — образования электрически нейтральных атомов.

Возникает естественный вопрос: откуда же взялось такое многообразие химических элементов, которое мы наблюдаем сегодня? Ответ был получен только после того, как стали ясны основные закономерности эволюции звезд.

Первые аналитические модели Солнца и других светил были построены более ста лет назад. И уже тогда было ясно, что температура в их недрах достигает десятков миллионов градусов. Но каким образом достигается такая температура и как она поддерживается на протяжении десятков, сотен миллионов и даже миллиардов лет? На ранних этапах исследования структуры и эволюции звезд было предпринято несколько попыток решения этой проблемы. Рассматривались возможности их разогрева за счет постоянного гравитационного сжатия, при падении на их поверхность близко пролетающих кометных ядер и астероидов, благодаря выделению энергии в реакциях окисления некоего горючего материала (из которого, возможно, состоят эти небесные тела), а также за счет реакций распада какого-либо радиоактивного элемента. Первые три гипотезы не могли объяснить современный возраст Солнца, явно превышающий возраст Земли; четвертая гипотеза не подтверждалась результатами спектроскопических исследований — оказалось, что необходимого количества, например, урана в нашем светиле не содержится.

 

Звездный нуклеосинтез

Активным сторонником идеи о возможности «черпания» звездами энергии объединения протонов в ядра гелия был знаменитый британский астрофизик Артур Эддингтон (Arthur Stanley Eddington) — его предположения относятся к 20-м годам прошлого века, когда квантово-механические эффекты еще только обсуждались. При таком процессе выделяется большое количество энергии. А если учесть, что Солнце на 90% (по числу частиц) состоит из протонов, нетрудно предположить, что ежесекундно в солнечных недрах может происходить огромное количество таких реакций.

Но здесь возникала проблема. Ведь при температуре в миллионы и даже десятки миллионов градусов кинетической энергии протонов далеко не достаточно для преодоления высокого кулоновского барьера отталкивания этих положительно заряженных частиц, а следовательно, оставалось непонятным, как они могут сблизиться на исключительно малое расстояние, необходимое для протекания реакции.

Выход был найден в конце первой половины прошлого века, когда группа специалистов сделала попытку использовать теорию туннельного перехода, примененную Гамовым двумя десятилетиями ранее для объяснения а-распада, в качестве инструмента для описания процесса слияния четырех протонов в ядро атома гелия. Тогда стало ясно, что реакции термоядерного синтеза действительно являются основным источником энерговыделения в звездах. При таких реакциях более легкие ядра, сливаясь, образуют более тяжелые с выделением энергии в форме электромагнитного излучения. Однако этот процесс имеет ограничение: реакции термоядерного синтеза в качестве продуктов дают сравнительно легкие ядра (до железа включительно).

Образование элементов тяжелее железа в недрах звезд невозможно — это энергетически невыгодно. Тем не менее, в определенных условиях синтез таких ядер все же происходит. Но об этом — позже.

Масса звезды — основной параметр, определяющий характер ее эволюции. От него, в частности, зависит продолжительность ее жизни и то, каким будет финал ее активного существования. Время жизни можно приблизительно оценить по очень простой формуле: t = 1010(МуМо)25лет, где М, — масса звезды, Мо — масса Солнца.

Нетрудно убедиться, что полное время жизни, «отпущенное» нашему светилу, составляет около 10 млрд лет. Если масса звезды, скажем, в 10 раз больше солнечной, она просуществует всего 30 млн лет, а звезда, масса которой составляет половину массы Солнца — 50 млрд лет! И финал у них будет разный.

Сегодня астрофизики различают три типа звезд: маломассивные (они тяжелее Солнца не более чем вдвое), умеренных масс (от 2 до 8 Мо) и, наконец, массивные звезды — их массы превышают солнечную в 8 и более раз и могут достигать 100-150 М. Этот предел обусловлен неустойчивостью более массивных звездных конфигураций и потерей «избыточной» массы за счет звездного ветра, связанной с тем, что вещество звезд современной эпохи содержит разнообразные химические элементы тяжелее гелия (около 2% по массе), которые обеспечивают довольно высокую непрозрачность звездного газа. Самые первые светила формировались из вещества, еще лишенного «тяжелых» элементов: они были водородно-гелиевыми, а массы наиболее массивных из них могли, вероятно, достигать тысячи масс Солнца. Но, говоря об этих «звездных монстрах», мы опираемся только на результаты численного моделирования — до наших дней такие объекты не дожили.

Звезды малых масс вносят несущественный вклад в химическое разнообразие межзвездной среды. Основной цепочкой реакций, превращающих четыре протона в одно ядро гелия (а-частицу) и обеспечивающих свечение таких звезд, является так называемый протон-протонный цикл.

Сначала происходит объединение двух протонов. На этом этапе образуется ядро дейтерия, позитрон и нейтрино. Это т.н. реакция слабого взаимодействия, а следовательно, вероятность ее реализации крайне мала. Протонам необходимо «сталкиваться» в среднем 10 млрд лет, чтобы однажды произошло образование ядра дейтерия! Ничтожно малая вероятность реализации этого события с лихвой окупается числом протонных столкновений: в зоне термоядерных реакций звезды солнечной массы этих частиц содержится не менее 1056.

Последующее взаимодействие ядер дейтерия с протонами неизбежно ведет к образованию а-частиц — ядер гелия. Итак, в недрах маломассивных звезд водород (протоны) «перерабатывается» в а-частицы. Звездное ядро, т.е. та область, где происходят термоядерные реакции, становится чисто гелиевым. В оболочке звезды доминирует водород. Сегодня мы можем экспериментально подтвердить правильность таких выводов путем регистрации с помощью специальных подземных нейтринных телескопов низкоэнергетических нейтрино v, рождающихся в протон-протонном цикле.

Израсходовав запасы водородного термоядерного «горючего», звезда претерпевает довольно быструю метаморфозу: увеличивая свои размеры, она становится красным гигантом, теряющим водородно-гелиевую оболочку, которая постепенно рассеивается в окружающем пространстве. Количество химических элементов тяжелее гелия в ней почти такое же, как в момент рождения звезды, поэтому качественного изменения химического состава межзвездной среды после рассеивания оболочки не происходит. Сверхплотное звездное ядро (гелиевый белый карлик) медленно остывает, превращаясь примерно через миллиард лет в холодное несветящееся тело.

Иная картина наблюдается при эволюции звезд умеренных масс. Финал такой эволюции — тоже белый карлик, но в силу определенных условий термоядерный синтез в ядре не заканчивается образованием только гелия. Здесь успевают также появиться ядра углерода (атомная масса 12), кислорода и даже магния. Однако все эти элементы навсегда останутся связанными в сверхплотном звездном остатке — углеродно-кислородном белом карлике. Тем не менее, на заключительных стадиях эволюции звезды умеренной массы в слое, прилегающем к ее ядру, успевают развиться процессы, приводящие к синтезу тяжелых элементов. Их «виновниками» считаются свободные нейтроны, которые возникают в звездном веществе в результате термических импульсов в околоядерном слое. Эти нейтроны поглощаются атомными ядрами. Их концентрация не слишком высока, поэтому ядро определенного химического элемента, поглотив один нейтрон и перед тем, как захватить следующий, успевает претерпеть Р-распад — один из его нейтронов превращается в протон, испуская при этом электрон и антинейтрино. В результате заряд ядра увеличивается на единицу, то есть оно становится изотопом следующего по порядку в периодической таблице химического элемента.

Такой процесс называется медленным нейтронным захватом. Если образовавшееся в результате него ядро оказывается стабильным, оно поглощает следующий нейтрон, затем опять происходит р-распад… Таким образом возникают медь, цинк и другие тяжелые элементы вплоть до висмута. Позже, когда звезда вступает в фазу красного гиганта, излучение ее более глубоких горячих слоев «выдувает» в окружающее пространство разнообразные химические элементы, синтезированные во внешней оболочке путем нейтронного захвата.

Взрывной нуклеосинтез

Массивные звезды и звезды умеренных масс являются основными химическими «загрязнителями» Вселенной. Катастрофические процессы на финальном этапе жизни массивных звезд (гравитационный коллапс или термоядерный взрыв) мы наблюдаем как вспышки сверхновых. Сброшенная при таком грандиозном взрыве оболочка, обогащенная практически всеми элементами таблицы Менделеева, с огромной скоростью уносится в межзвездное пространство.

Во время вспышки Сверхновой температура в ее недрах достигает миллиардов градусов, а плотность — миллиарда грамм на кубический сантиметр. При такой колоссальной температуре и плотности даже ядра с достаточно большим электрическим зарядом имеют возможность вступать в реакции термоядерного синтеза. Таким путем начинают взаимодействовать между собой ядра углерода, кислорода, неона, магния, кремния. Например, ядра железа образуются при взаимодействии ядер магния и кремния. В силу того, что ядра железа (кобальта и никеля) имеют наибольшую энергию связи на один нуклон, взрывной нуклеосинтез останавливается на реакциях взаимодействия ядер кремния — их заряд равен 14. При этом образуются ядра никеля. Более тяжелые элементы в реакциях термоядерного синтеза в звездах не образуются. Основная причина этого такие реакции эндотермичны (при их протекании происходит поглощение тепла). Источником образования ядер элементов тяжелее никеля, как и у звезд умеренных масс, служат процессы захвата свободных нейтронов зародышевыми ядрами. Однако поток свободных нейтронов в недрах Сверхновой настолько велик, что можно говорить о быстром нейтронном захвате, при котором ядро поглощает сразу несколько нейтронов и только потом претерпевает Р-распад.

Наряду со стабильными изотопами сверхновые также производят радиоактивные элементы. Особенно много их регистрируется в спиральных рукавах Галактики, где, собственно, и происходит наиболее активное звездообразование. Именно массивные звезды являются источником большого количества кислорода и других так называемых а-элементов (неон, магний, кремний, сера, аргон, кальций), элементов группы железа, а также элементов быстрого нейтронного захвата, среди которых следует отметить уран и торий. Сверхновые типа  — двойные звезды, одним из компонентов которых является белый карлик — считаются основными «производителями» железа в галактиках.

Итак, «переработка» первичного межзвездного газа, заключенного в звездах, приводит к постепенному неуклонному обогащению межзвездной газовой среды химическими элементами тяжелее гелия. Часть этого газа в той или иной форме навсегда остается связанной в звездных остатках — белых карликах, нейтронных звездах, черных дырах. Однако часть, как мы видели, снова попадает в межзвездную среду. И этот газ когда-нибудь примет участие в формировании звезд новых поколений. Сегодня специалисты полагают, что за миллиарды лет своего существования наша Галактика успела израсходовать около 80% газа.

Оставшихся 20% хватит еще на довольно длительное время. Межзвездный газ демонстрирует повышенную плотность в спиральных рукавах Млечного Пути — здесь он концентрируется благодаря определенной форме гравитационного потенциала нашей звездной системы, и здесь, как уже говорилось, активнее всего происходит звездообразование. В непосредственной близости от таких областей и внутри них существует серьезная угроза для живой материи из-за избытка жесткого излучения горячих звезд, частых вспышек сверхновых и повышенной концентрации радиоактивных элементов. Земле в этом смысле повезло: наше Солнце движется по орбите, расположенной сравнительно недалеко от области коротации — условной кольцевой линии, на которой скорости вращения относительно центра Галактики спиральных рукавов (вращаются как части твердого диска) и галактических объектов (вращаются приблизительно в соответствии с законом Кеплера) совпадают. Следовательно, скорость нашего движения не слишком сильно отличается от скорости вращения рукавов (на самом деле она немного меньше, так как область коротации находится внутри галактической орбиты Солнца). По этой причине последовательные прохождения Солнечной системы через спиральные рукава происходят очень редко. Считается, что мы пересекаем их примерно раз в полмиллиарда лет. В современную эпоху мы, вероятнее всего, находимся где-то в «межрукавном» пространстве, а следовательно, следующая наша встреча с сильно «загрязненной» межзвездной средой произойдет еще не скоро. Это позволяет говорить о так называемой «зеленой зоне» Галактики, примыкающей к области коротации, экологическая обстановка в которой на протяжении длительных периодов времени сравнительно безопасна для органической жизни.

 

Жизнь из «грязи»

Исследования последних десятилетий показали, что в космосе присутствуют не только атомы, но и молекулярные соединения. Сначала удалось доказать наличие в межзвездной среде двухатомных молекул — например, СО, NH, ОН, SiO, ТЮ и т.д. Со временем были обнаружены трех- и четырехатомные молекулы (воды Н20, синильной кислоты HCN, аммиака NH ), а затем и многоатомные — молекулы метана СН4, ацетонитрила CH3CN, формальдегида, этанола и др. Как сейчас принято считать, большинство различных типов молекул, а также пылинки тугоплавких соединений кремния, кальция, железа и других образуются в сравнительно холодных и протяженных атмосферах звезд-гигантов, откуда они попадают в межзвездное пространство под действием звездного ветра. Как в космосе формируются молекулы, включающие в себя десятки атомов, ученым пока до конца не ясно. Речь идет, в частности, об образовании длинных линейных цепочек углеводородов, состоящих из большого количества атомов углерода и водорода, а также полициклических ароматических углеводородов таких, как антрацены, пирены, нафталины. Особый интерес представляют фуллерены — кластеры правильной геометрической формы, по структуре напоминающие футбольный мяч и состоящие из десятков углеродных атомов.

Вполне вероятно, что такие сложные молекулы уцелели в нашей Солнечной системе во время формирования Солнца и планет. Они могли сохраниться в ядрах комет и в астероидах, а затем, при столкновении этих тел с Землей, были занесены на ее поверхность и миллиарды лет тому назад послужили своеобразным «строительным материалом» для простейших жизненных форм. И сам собой напрашивается вывод: не будь «химического загрязнения» Вселенной — не было бы возможным образование планетных систем в окрестностях звезд и вблизи нашего Солнца; не было бы, в конечном счете, никакой возможности для возникновения жизни. Именно благодаря такому «загрязнению» жизнь существует — по крайней мере, на нашей Земле…