Предшественники тяжёлых элементов могут возникать в плазменных недрах раздувшихся звёзд или в тлеющих звёздных останках. И они определённо существуют в Ист-Лансинге, штат Мичиган.
Лаборатория пучков редких изотопов (FRIB), расположенная между химическим факультетом Мичиганского университета и центром исполнительских искусств, возможно, и не сверкает так же ярко, как ночное небо. Однако внутри она кишит веществами, которые обычно встречаются только в звёздах.
Здесь атомные ядра разгоняются до половины скорости света, врезаются в цель и разлетаются на осколки. В результате столкновений образуются те же редкие, нестабильные изотопы, что возникают внутри звёзд и которые в результате ряда дальнейших реакций превращаются в тяжёлые элементы.
Учёные FRIB воссоздают рецепт звёзд.
«Люди любят проводить ДНК-тесты, чтобы узнать происхождение своих предков», — говорит Артемис Спироу, ядерный астрофизик из FRIB. «Мы делаем то же самое с нашей планетой и Солнечной системой».
Учёные хорошо понимают, как звёзды создают элементы периодической таблицы вплоть до железа. Но процессы, приводящие к образованию более тяжёлых элементов — цинка, свинца, бария, золота и других, — пока ещё неясны.
Теперь в области, полной постулатов и предположений, появились ощутимые результаты. Сегодня FRIB воспроизводит один из трёх процессов, которые, как предполагают учёные, формируют тяжёлые элементы и исследует, где происходит этот «промежуточный процесс захвата нейтронов», или i-процесс.
Лаборатория также планирует воссоздать один из двух других процессов, в результате которого получаются «элементы из ювелирных магазинов», такие как платина и золото.
«Это огромный, огромный шаг вперёд в понимании того, как образуются изотопы. Затем мы сможем вернуться назад и найти астрофизические объекты с подходящими условиями», — сказал Джон Коуэн, который впервые выдвинул теорию об i-процессе, будучи аспирантом в 1970-х годах. «FRIB прокладывает путь в этой области».
Создание элементов
Около 13,8 миллиарда лет назад юная Вселенная представляла собой раскалённый бульон из элементарных частиц (лептонов, кварков, фотонов и прочих), возникших в результате Большого взрыва. По мере остывания и расширения космоса эти частицы объединялись, образуя субатомные частицы, такие как протоны и нейтроны, которые, в свою очередь, в течение первых трёх минут существования Вселенной образовали водород, гелий и литий — первые и самые лёгкие элементы. Потребовалось ещё несколько сотен миллионов лет, чтобы эти элементы объединились в более крупные тела и родили звёзды.
С появлением звёзд в космосе, Вселенная стала химически богаче. В горячем, плотном ядре звезды атомные ядра сталкиваются друг с другом с огромной силой. В результате они сливаются и образуют новые элементы. Когда ядра водорода (каждое из которых содержит один протон) сливаются, образуется гелий; три из них сливаются в углерод, и так далее. Этот ядерный синтез высвобождает огромное количество энергии, которая выталкивается наружу, предотвращая коллапс звезды под действием собственной гравитации. По мере старения массивной звезды она синтезирует всё более тяжёлые элементы, продвигаясь вверх по периодической таблице (в русскоязычной литературе также известной как таблица Менделеева). То есть, пока не доберётся до железа.
На этом этапе термоядерные реакции перестают выделять энергию и начинают её поглощать. Без притока новой энергии от термоядерного синтеза это означает неизбежный коллапс звезды. Её ядро сжимается, а ударная волна выбрасывает всё остальное наружу, создавая сверхновую.
Для всего, что находится после железа в периодической таблице, нужна другая теория происхождения.
В 1950-х годах физики придумали один из них: «нейтронный захват». В этом процессе ядро поглощает нейтральные свободные субатомные частицы, называемые нейтронами. По мере их накопления ядро превращается в нестабильный изотоп. Равновесие восстанавливается, когда избыточные нейтроны превращаются в положительно заряженные протоны в процессе, называемом бета-распадом. Возникновение протона превращает ядро в следующий элемент в периодической таблице.
Чтобы достичь своей окончательной формы, атомное ядро обычно проходит через цепочку различных радиоактивных изотопов, собирая по пути всё больше и больше нейтронов.
Поначалу учёные полагали, что у атомов есть только два пути роста. Один медленный, а другой быстрый, поэтому их называют s-процессом и r-процессом.
В s-процессе атомное ядро проводит тысячи лет, время от времени захватывая нейтроны и распадаясь, прежде чем достичь своей конечной, стабильной формы. Считается, что это происходит в сверхярких, раздутых звёздах, называемых красными гигантами, особенно в фазе, когда они известны как звёзды асимптотической ветви гигантов. Однажды наша собственная звезда должна превратиться в такой красный гигант. Пока гигант балансирует на грани гибели, его внутренние слои перемешиваются, создавая идеальную, богатую нейтронами среду для развития s-процесса.
Между тем, r-процесс длится всего несколько секунд. Для него требуется среда с гораздо более плотной популяцией нейтронов, например, нейтронная звезда — сверхплотное, заполненное нейтронами ядро мёртвой звезды. r-процесс, вероятно, происходит при столкновении двух нейтронных звёзд.
В результате s- и r-процессов образуются многие из одних и тех же конечных элементов, но в разных пропорциях. Например, в первом образуется больше бария, а во втором — много европия. Эти элементы вылетают в межзвёздную среду после смерти звезды и включаются в состав нового поколения звёзд. Астрономы могут наблюдать новые звёзды и по обнаруженным в них элементам делать выводы о том, какие процессы привели к образованию их исходного материала.
На протяжении десятилетий учёные считали, что медленные и быстрые процессы — единственные способы получения тяжёлых элементов. Однако в конце концов учёные начали искать промежуточный путь.
Промежуточный процесс
Коуэн предложил идею промежуточного процесса захвата нейтронов во время своей аспирантской работы в Мэрилендском университете в 1970-х годах. Изучая красные гиганты для своей диссертации, он предложил возможные пути ядерных реакций и плотности нейтронов, которые не соответствовали s- или r-процессу. «Но тогда это была всего лишь идея», — сказал он.
Затем, в начале 2000-х годов, в дихотомии s- и r-процессов появились трещины. Обычно изучение звёзд показывает, что выбор медленного или быстрого процесса происходит ещё до их рождения, в зависимости от того, какие тяжёлые элементы в них преобладают. Астрономы склонны находить явные следы того или иного проц��сса в «звёздах с повышенным содержанием углерода и низким содержанием металлов» – древних звёздах, содержащих всего одну тысячную долю железа от нашего Солнца, но при этом больше углерода, чем обычно, по отношению к железу. Но при изучении некоторых из этих звёзд на окраинах Млечного Пути они обнаружили обилие элементов, не соответствующее ни одному из этих процессов.
«Это заставило людей почесать голову», — сказал Фальк Хервиг, астрофизик-теоретик из Университета Виктории.
Хервиг начал обдумывать новые сценарии. Одним из кандидатов был «возрождённый» красный гигант. В редких случаях выгоревший труп красного гиганта, называемый белым карликом, может возродиться, когда в гелиевой оболочке вокруг его ядра вновь начинаются процессы синтеза углерода. Горение гелия в других, не возрождённых красных гигантах тоже может быть таким сценарием, если эти звёзды бедны металлами.
Другая возможность: белый карлик высасывает вещество из звезды-компаньона. Если таким образом он накопит достаточно массы, в нём может начать гореть гелий. Выброс энергии при этом настолько силён, что может заставить белый карлик сбросить свои внешние слои, выбрасывая по пути новые элементы, предположил Хервиг.
Когда он представил свою идею на конференции в 2012 году, Коуэн присутствовал в зале. «Он подошёл ко мне и сказал: „У меня была статья в 1970-х годах об i-процессе. В ней описывалось что-то подобное“», — рассказал Хервиг.
В течение следующих пяти лет накапливались свидетельства существования звёзд с признаками i-процесса. Но теоретики, такие как Хервиг, не могли сказать, где именно происходит этот промежуточный процесс или какова точная последовательность его этапов.
Чтобы полностью понять i-процесс, им требовалось знать соотношения различных образующихся в нём элементов. Это зависит от того, насколько легко соответствующие изотопы способны захватывать нейтроны. А чтобы точно определить скорость захвата нейтронов, учёным необходимо было изучить изотопы в таких лабораториях, как FRIB. (Эксперименты также проводились в Аргоннской национальной лаборатории в Иллинойсе и других учреждениях.)
Хервиг обсудил загадки i-процесса и перспективные эксперименты со Спироу, когда та посетила лабораторию Мичиганского университета в 2017 году.
«Меня это зацепило», — сказала Спироу. «Я сказала: „Просто скажите мне, какие изотопы имеют значение“».
Радиоактивный рецепт
Теоретики, такие как Хервиг, и экспериментаторы, такие как Спироу, уже много лет работают вместе: теоретики решают, какие изотопные последовательности оказывают наибольшее влияние на конечный химический коктейль i-процесса, а затем экспериментаторы запускают ускоритель для изучения этих исходных ингредиентов. Полученные данные помогают теоретикам создавать более совершенные модели i-процесса, и цикл начинается заново.
В подвале FRIB находится ускоритель частиц длиной примерно в полтора футбольных поля. Он состоит из ряда 46 суперохлажденных контейнеров зелёного цвета, расположенных в форме канцелярской скрепки.
Каждый эксперимент начинается с обычного стабильного элемента — как правило кальция. Он пропускается через ускоритель и бьёт по мишени, например, бериллию, где распадается на нестабильные изотопы в процессе фрагментации. Не каждое ядро распадается именно так, как задумано исследователями.
«Это как фарфоровая тарелка с изображением итальянского города», — сказал Хендрик Шатц, ядерный астрофизик из FRIB. Если бы вам нужен был фрагмент с изображением всего одного дома, пришлось бы разбить множество тарелок, прежде чем получится нужное изображение. «Мы разбиваем триллион тарелок в секунду».
Осколки попадают через сеть труб в сепаратор фрагментов, который разделяет их на интересующие изотопы. В конечном итоге они оказываются в SuN, цилиндрическом детекторе диаметром 16 дюймов (40 см). Благодаря металлическим спицам, торчащим во все стороны, «он чем-то похож на солнце, и это забавно», — сказала Элли Роннинг, аспирантка Мичиганского университета.
Как только ядра атомов оказываются внутри, они начинают распадаться, испуская электроны и вспышки гамма-излучения, которые исследователи могут использовать для расшифровки этапов i-процесса. «Раньше никому не удавалось наблюдать эти процессы», — сказал Шон Лиддик, специалист по ядерной химии из FRIB.
Измеряя мощность гамма-излучения, исследователи определяют скорость захвата нейтронов соответствующими изотопами (например, насколько легко барий-139 захватывает нейтрон и превращается в барий-140). Затем теоретики вводят эту скорость реакции в модель i-процесса, которая предсказывает содержание различных тяжёлых элементов в конечной химической смеси. В конечном итоге они могут сравнить это соотношение с наблюдаемыми элементами в разных звёздах.
Пока что результаты, похоже, рисуют круг именно там, где и надеялись Спироу и её коллеги: относительное содержание лантана, бария и европия соответствует наблюдаемому в тех звёздах с повышенным содержанием углерода и низким содержанием металлов, которые так озадачивали астрофизиков в начале 2000-х годов. «Мы прошли путь от этих огромных неясностей до того, что i-процесс полностью соответствует нашим наблюдениям», — сказала она.
Однако i-процесс мог происходить в умирающих звёздах, которые возникли на заре Вселенной ещё до звёзд с низким содержанием металлов и, таким образом, снабдили их необходимым материалом. На данный момент данные позволяют предположить, что местом действия i-процесса являются как белые карлики, так и красные гиганты. Чтобы определить, какой из кандидатов верный (а может быть, и оба), Спироу потребуется изучить скорости захвата нейтронов у большего количества изотопов. Тем временем, чтобы различить эти звёзды-кандидаты, Хервиг создаст более точные трёхмерные модели плазмы внутри них.
В поисках золота
На протяжении 60 лет астрономы выдвигали теории о том, что золото, серебро и платина образуются в ходе r-процесса, но точное место рождения этих элементов остаётся одним из самых давних вопросов астрохимии. Это связано с тем, что «эксперименты по r-процессу практически не проводились», — сказал Коуэн. Воспроизвести условия столкновения нейтронных звёзд на Земле сложно.
Наблюдения 2017 года обнаружили следы золота и других элементов r-процесса в обломках столкновения нейтронных звёзд, что убедительно подтверждает эту версию происхождения. Однако интригующее открытие, о котором сообщалось в апреле, связывает r-процесс с колоссальной вспышкой на звезде с сильным магнитным полем.
Разобравшись с i-процессом, исследователи из Мичигана планируют применить ту же тактику к r-процессу. Его изотопы ещё сложнее выделить: если фрагментация в i-процессе подобна попытке найти целый дом на разбитой тарелке, то в r-процессе нужно найти только окно. Тем не менее Спироу настроена оптимистично и надеется, что её команда вскоре опробует более редкие разновидности изотопов, необходимые для экспресс-рецепта, позволяющего получать тяжёлые ядра за считанные секунды. «Благодаря r-процессу мы близки к получению нужных ядер», — сказала она.
«Но благодаря i-процессу мы можем получить к ним доступ уже сегодня», — сказала она. Спироу рассчитывает, что её лаборатория определит все важные реакции и их скорости в i-процессе в течение пяти-десяти лет. «Десять лет назад, — добавила она, — я даже не знала о существовании i-процесса».
Автор перевода @arielf
НЛО прилетело и оставило здесь промокод для читателей нашего блога:
— 15% на заказ любого VDS (кроме тарифа Прогрев) — HABRFIRSTVDS.
