В.П. Чечев, директор Центра радионуклидных данных (Радиевый институт им. В.Г. Хлопина), д.ф.-м.н.

Космология, химия, ядерная физика, казалось бы, далекие друг от друга области науки, возникшие в разное время. На самом деле, с первых лет открытия радиоактивности, которое можно считать началом ядерной физики (или, в более широком смысле, атомной науки), они оказались тесно взаимосвязанными.

Естественная радиоактивность явилась первым неоспоримым аргументом в пользу существования эволюции Вселенной. Она указала на нестабильность ряда распространeнных в природе атомов химических элементов и, в частности, урана. До этого открытия химический состав окружающего нас мира считался неизменным во времени, и господствующим было представление о статичной Вселенной. Эволюционная космология, основанная на представлении, что наблюдаемая Вселенная является нестационарной расширяющейся системой, в наше время получила широкое подтверждение в результате многочисленных наблюдений космического электромагнитного излучения и исследования далeких объектов.

Когда мы говорим о расширении Вселенной, то подразумеваем под этим «разбегание» звeздных «островов», называемых галактиками и скоплениями галактик, которые не связаны друг с другом никакими другими силами, кроме тяготения. Наличие такого разбегания галактик подтверждается наблюдениями сдвигов спектральных линий звeздного излучения в сторону меньших длин волн («красное смещение»). Чем больше красное смещение, тем больше скорость удаления звeздного объекта, и тем дальше он от нас находится (закон Хаббла). Это означает, учитывая конечную скорость света, что мы наблюдаем удалeнный звeздный объект в раннюю эпоху развития Вселенной. Несмотря на огромные массы вещества, заключeнные в галактиках, гравитационные силы, действующие между ними, как показывают наблюдения последних лет, недостаточны, чтобы остановить расширение Вселенной. Результаты наблюдений взрывов сверхновых звeзд, удалeнных на большие расстояния и, следовательно, происходивших в более ранние эпохи, показали, что скорость расширения Вселенной увеличивается, а не уменьшается в процессе космологической эволюции, как это следовало из стандартной модели А.А. Фридмана.



Треки s- и r- процессов природного ядерного синтеза химических элементов (Z - число протонов в ядре, N - число нейтронов), http://www.astronet.ru/db/msg/1171260

Если Вселенная расширяется, тем более с ускорением, то должен быть громадный «первоначальный толчок», получивший название «Большого Взрыва». Согласно теории Большого Взрыва, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла около 15 миллиардов лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния с бесконечно большими температурой и плотностью. С тех пор Вселенная непрерывно расширяется и охлаждается. Как можно проверить такую «горячую модель» ранней Вселенной? Еe автор Георгий Гамов предсказал существование в нашу эпоху микроволнового фонового излучения с расчeтной температурой от 1 до 10 градусов Кельвина, которое заполняет всe современное космическое пространство. В дальнейшем, И.С. Шкловский предложил для этого излучения название «реликтовое», так как оно представляет собой излучение эпохи Большого Взрыва, естественным образом охладившееся в процессе расширения Вселенной. После обнаружения красных смещений в спектрах звeзд далeких галактик, открытие реликтового излучения с температурой 2,73 градусов Кельвина – второй важнейший наблюдательный факт в пользу космологической теории Большого Взрыва и расширения Вселенной. Более того, в последние годы благодаря успехам радиоастрономии детальные исследования реликтового излучения привели к новым крупным достижениям в космологии. Результаты наблюдений анизотропии реликтового излучения подтвердили увеличение скорости расширения Вселенной и позволили оценить кривизну нашего пространства. Трeхмерное пространство оказалось плоским, вопреки господствовавшим ранее взглядам о его отрицательной кривизне (пространство Лобачевского). Это свидетельствует о существовании неизвестной ранее вакуумоподобной формы материи, почти не взаимодействующей с веществом, которая получила название «тeмной энергии», в отличие от ранее известного «тeмного вещества». Состав последнего пока неизвестен, это предмет многочисленных исследований, но существование его следует из анализа движений звeзд в галактиках. Наблюдательные данные по распространeнности дейтерия показывают, что «тeмное вещество» не может состоять из барионов, поэтому поиски экспериментаторов направлены на обнаружение экзотических лeгких частиц в качестве такого вещества. Что касается «тeмной энергии», еe уравнение состояния отвечает «антигравитации», т.е. гравитационному отталкиванию, которое и приводит к ускорению расширения Вселенной. Эта форма материи доминирует в современную эпоху, еe вклад в общую плотность материи составляет 73%. Плотность «тeмного вещества» (его ещe называют скрытой массой галактик) составляет, соответственно, 23% и только 4% приходится на обычное вещество. К таким удивительным космологическим результатам приводят современные наблюдательные факты в астрономии и, прежде всего, исследования анизотропии реликтового излучения.

Третье экспериментальное основание теории Большого Взрыва связывает исследования химического состава Вселенной с достижениями теоретической и экспериментальной ядерной физики. Модель ранней горячей Вселенной служит отправной точкой построения грандиозной картины происхождения химических элементов и, следовательно, самих разумных существ, осознавших этот сценарий.

Вообще, надо сказать, в качестве небольшого отступления, антропный космологический принцип, определяющий место человечества во Вселенной, претерпел в наше время диалектическое изменение. От уникальности человека и Земли как центра Вселенной в докоперниковские времена к осознанию полной их незначительности в громадном космосе после открытия Коперника и наблюдений множества галактик и, наконец, сейчас снова к пониманию уникальности разума, но на другом уровне, а именно – как уникальности нашей Вселенной! Дело в том, что теоретическое рассмотрение начального этапа эволюции Вселенной – порядка сотой доли секунды от Большого Взрыва – показало наличие инфляционной стадии, когда Вселенная очень быстро «раздувается» до невообразимых размеров, и лишь затем отдельные еe домены, не связанные в дальнейшем друг с другом, испытывают обычное расширение и охлаждение. Один из доменов – это наша наблюдаемая сейчас Вселенная. Такой сценарий предполагает множество вселенных со своими физическими законами и фундаментальными физическими константами. Современный антропный космологический принцип состоит в утверждении, что требуется «точная настройка» физических законов и констант, чтобы образовались звeзды, галактики и то разнообразие химических элементов, которое необходимо для возникновения жизни. Потребовалось множество вселенных, чтобы в одной из них случайно реализовался необходимый вариант констант. Остальные вселенные – пустые. И действительно, ядерная физика даeт ряд примеров того, как минимальные отклонения от известных нам значений фундаментальных констант резко изменяют ситуацию. Приведeм лишь некоторые из них. Достаточно небольшого (2%) увеличения константы сильного (нуклон-нуклонного) взаимодействия, чтобы связать дипротон (²He). В этом случае водород катастрофически сгорел бы ещe в ранней Вселенной. Аналогичным образом 5%-е уменьшение указанной константы привело бы к нестабильности дейтрона и тем самым к нарушению основной ядерной реакции в звeздах, которая обеспечивает их длительное существование. Образование важного для жизни углерода (и на его основе всех более тяжeлых элементов) происходит благодаря узкому резонансу в ядерной реакции взаимодействия трeх альфа-частиц. Чтобы указанная реакция могла привести к синтезу необходимого количества углерода и кислорода (по крайней мере, не меньше 1/100 наблюдаемого), окно «точной настройки» фундаментальных ядерных параметров не должно быть больше 1%. Эти примеры можно продолжить, но вернeмся к стандартной картине происхождения химических элементов в нашей Вселенной. Более подробно она изложена в статье автора, написанной совместно с Я.М. Крамаровским (Радиохимия, т. 39, вып. 1, 1997 г.). Здесь я отмечу только основные моменты этой картины и кратко остановлюсь на некоторых результатах исследования природного ядерного синтеза, полученных в последние годы.



Химические элементы в остатках звезды. Авторы: J.Hughes (Rutgers) et al., CXC, NASA

Пояснение: Массивные звезды проводят свою короткую жизнь, яростно сжигая ядерное топливо. При реакциях термоядерного синтеза, проходящих при экстремальных температуре и давлении в ядрах звезд, из ядер легких элементов, таких как водород и гелий, образуются более тяжелые элементы - углерод, кислород и т.д., в последовательности, которая заканчивается железом. Взрыв сверхновой - неизбежная и эффектная кончина массивной звезды - выбрасывает в космическое пространство вещество, обогащенное тяжелыми элементами, из которого образуются новые звезды, планеты (и люди!). Это подробное рентгеновское изображение в искусственных цветах, полученное орбитальной обсерваторией Чандра, показывает горячее расширяющееся облако из остатков звезды, примерно 36 световых лет в поперечнике. Занесенный в каталог под номером G292.0+1.8, этот молодой остаток вспышки сверхновой в южном созвездии Центавр возник при взрыве массивной звезды примерно 1600 лет назад. Голубоватые цвета выделяют волокна газа, нагретого до нескольких миллионов градусов, которые исключительно богаты кислородом, неоном и магнием. Ниже и левее центра находится точечный источник, позволяющий предположить, что при взрыве сверхновой образовался также пульсар - вращающаяся нейтронная звезда, остаток сколлапсировавшего ядра звезды.

Анализ распространeнности химических элементов в нашей Галактике показывает, что приблизительно 92% атомов приходится на долю водорода, 8% – на долю гелия и только 0,1% составляют атомы более тяжeлых элементов, чем гелий. Подобная несоразмерность между водородом и другими элементами служит ещe одним доказательством эволюции химического состава Вселенной. Существующие сейчас химические элементы не всегда были в еe составе, они образовались из водорода на различных стадиях эволюции вещества. Космологический (первичный) нуклеосинтез произошeл примерно через 100 секунд после Большого Взрыва, когда температура упала настолько, что перестали разрушаться ядра дейтерия, и в то же время она ещe была достаточной для термоядерных реакций синтеза дейтерия и гелия. Выход других лeгких элементов (лития, бериллия, бора) в однородной горячей модели (т.е. при однородном распределении протонов и нейтронов во Вселенной) невелик, и их распространeнность объясняют реакциями скалывания при взаимодействии космических лучей с межзвeздной средой. Ядерная физика показывает, что синтез ядер тяжелее бора в однородном первичном нуклеосинтезе становится невозможным по двум причинам: из-за продолжающегося падения температуры расширяющейся Вселенной и в связи с отсутствием в природе стабильных нуклидов ⁵He, ⁵Li, ⁸Be. Развитые в последнее время модели неоднородного первичного нуклеосинтеза обеспечивают за счeт реакций захвата нейтронов синтез достаточного количества лeгких ядер с массовым числом А?7, вплоть до углерода.

Происхождение подавляющего большинства изотопов тяжелых химических элементов, начиная с углерода, обязано синтезу ядер в звездах и во взрывах звезд. Ядра элементов от углерода до железа и никеля образуются в недрах звезд в условиях высокой температуры в реакциях термоядерного синтеза. Дальнейший синтез в условиях термодинамического равновесия становится энергетически невозможным, так как ядра железа и никеля – это наиболее устойчивые ядра, характеризующиеся максимальной энергией связи на один нуклон. Ядра более тяжелых элементов образуются, скорее всего, в массивных звездах и во взрывах звезд в результате последовательных реакций захвата нейтронов. Для превращения ядра ⁵⁶Fe₃₀ в ядро ²³⁸U₁₄₆ необходим 182-кратный захват нейтрона, чередующийся с 66 актами бета-распада. Способ чередования захвата нейтрона с бета-распадом зависит от соотношения соответствующих вероятностей нейтронного захвата и бета-распада, от плотности нейтронов и температуры. Медленный захват нейтронов, при котором бета-распад происходит раньше, чем захват очередного нейтрона, называют s-процессом. Быстрый нейтронный захват, при котором последовательный захват большого количества нейтронов опережает бета-распад, называется r-процессом. В приведeнной ниже таблице даны основные характеристики нейтронных потоков s- и r-процессов в сравнении с взрывами ядерных бомб.



Как видно из таблицы, плотность потока нейтронов в s-процессе близка к значениям, достигнутым в ядерных реакторах для тепловых нейтронов, но в звeздном s-процессе энергия нейтронов составляет 10–100 кэВ и продолжительность его гораздо больше. Ещe сложнее обстоит дело с моделированием в земных условиях астрофизического r-процесса. Поэтому эксперименты по проблеме природного ядерного синтеза в земных лабораториях направлены, в основном, на измерение сечений многочисленных ядерных реакций для тех энергий, которые осуществляются в звeздных условиях. Это не простая задача даже для заряженных частиц. Она требует создания уникальных установок и лабораторий. Для измерения сечений нейтронного захвата такие установки созданы в Институте прикладной ядерной физики в Германии и недавно также в ЦЕРНе (n-TOF) и Токийском технологическом институте. Уникальная подземная лаборатория по ядерной астрофизике (LUNA) работает в Италии. Благодаря снижению фона от космических лучей, там удаeтся проводить измерения сечений важных ядерных реакций с заряженными частицами при очень низких энергиях, таких как, например, радиационный захват протона ядром азота ¹⁴N.

Другое направление исследований нуклеосинтеза связано с геохимией, метеоритикой и космохимией. Если на Земле, за редким исключением (примером такого исключения могут служить образцы, найденные в Габоне в природном ядерном реакторе Окло), изотопные отношения для любого элемента практически постоянны, в метеоритах за последние два десятилетия для ряда элементов обнаружены важные изотопные аномалии. Это говорит о том, что после выхода из области галактического нуклеосинтеза вещество Солнечной системы не полностью перемешалось, как считалось ранее. Наряду со средней изотопной однородностью это вещество сохранило «досолнечные» межзвeздные зeрна от предшествовавших событий нуклеосинтеза (взрывов сверхновых или выбросов вещества из красных гигантов в окрестности ранней Солнечной системы). Исследования досолнечных зeрен микронного размера (карбида кремния, графита, алмаза), найденные в метеоритах, представляют большой интерес для теории нуклеосинтеза. Поиски такого «первородного вещества» проводятся также на Земле в самых старых породах, древних океанических отложениях и ранних осадочных породах Гренландии.

Конечно, огромное значение для решения проблемы происхождения химических элементов имеют непосредственные астрономические наблюдения изотопного состава фотосфер старых звeзд и космического гамма-излучения относительно короткоживущих радионуклидов, таких как ²⁶Аl. Эти наблюдения, так же как близкий взрыв Сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке, подтверждают основные положения теории нуклеосинтеза и показывают, что синтез тяжeлых элементов во Вселенной происходит и в наше время. Обнаружение в одной из самых старых звeзд спектральных линий тория позволило оценить из наблюдаемого отношения Th/Eu возраст Вселенной: 11.5 < T < 19 миллиардов лет. Эта оценка хорошо согласуется с независимыми определениями возраста T из параметров расширения Вселенной (постоянной Хаббла) и возрастов шаровых скоплений.

Проблема происхождения и эволюции химического состава Вселенной многогранна. Она объединяет усилия специалистов (экспериментаторов и теоретиков) в различных областях науки – астрономии, астрофизики, космологии, физики ядра, элементарных частиц и космических лучей, геохимии, космохимии, радиохимии. Вызывает сожаление только то, что вклад отечественных институтов в исследование этой проблемы, особенно в экспериментальной еe части, сейчас не столь большой, как мог бы быть.

В настоящее время картина происхождения химических элементов не закончена. Наряду с достижениями, отмеченными в этой статье, всe ещe существуют «белые пятна» и загадки. Теория s-процесса подтверждена наблюдениями и экспериментами. Еe можно считать построенной, хотя ещe далеко не для всех масс и энергий измерены сечения нейтронного захвата. Астрофизическое место s-процесса также хорошо известно: это далеко проэволюционировавшие красные гиганты и звeзды средних масс, испытывающие периодические тепловые вспышки. В недрах этих астрономических объектов образуется достаточное количество нейтронов для протекания s-процесса. Однако s-процесс не в состоянии синтезировать ядра дальше ²⁰⁹Bi из-за быстрого альфа-распада последующих нуклидов. Примерно половина всех элементов тяжелее железа образуется в другом процессе нейтронного захвата – r-процессе, астрофизическое место которого пока не подтверждено. Предполагается, что r-процесс происходит во взрывах сверхновых. При таких взрывах в период, предшествующий образованию нейтронной звезды, возникают интенсивные потоки нейтронов, облучающие стартовый изотопный состав сверхновой и позволяющие, как показывают расчeты, синтезировать элементы тяжелее висмута, в том числе уран. В то же время свойства образующихся при этом ядер с большим избытком нейтронов неизвестны и, главное, нет пока наблюдательных свидетельств событий r-процесса. Остаeтся непонятным, почему излучение нейтроноизбыточного нуклида ⁶⁰Fe, следы которого найдены в метеоритах, не зарегистрировано в гамма-астрономии. Неясно также, почему в досолнечных зeрнах метеоритов не обнаружены продукты r-процесса.

Уран, излучение которого способствовало решению многих загадок Вселенной, пока не раскрыл полностью тайну своего происхождения.

Журнал "Атомная стратегия" № 18, август 2005 г.