|
Свинцовые звезды, наконец, обнаружены
Очень высокая распространенность тяжелых химических элементов, в частности – свинца, была обнаружена в трех отдаленных звездах нашей Галактики - Млечный Путь. Это открытие строго поддерживает общепринятую теорию о том, что до половины устойчивых химических элементов, более тяжелых, чем железо произведена в звездах на конечной стадии их жизненного цикла, когда они сжигают весь свой гелий, а другая половина произведена вследствие вспышек сверхновых звезд. Весь свинец, содержащийся в каждой из этих трех звезд весит столько, сколько наша Луна. Наблюдения показывают, что эти "свинцовые звезды" - все члены бинарных звездных систем, - были больше обогащены свинцом, чем любым другим химических элементом более тяжелым, чем железо. Этот новый результат практических исследований находится в полном согласии с теоретическими предсказаниями современных жизненных циклов звезд, относительно повышения уровня содержания в них тяжелых элементов на определенных этапах их эволюции.
Новые наблюдения сообщены группой Бельгийских и Французских астрономов, использующих спектрометр Coude Echelle на 3.6-метровом телескопе ESO в обсерватории Ла-Силла (Чили).
Астрономы и астрофизики обозначают повышение более тяжелых элементов в содержании звезды как "нуклеосинтез". Только самые легкие элементы (водород, гелий и литий) были созданы во время Большого Взрыва и поэтому представлены повсеместно во Вселенной. Все другие более тяжелые элементы, которые мы теперь видим вокруг нас, были произведены в более позднее время нуклеосинтезом внутри звезд. В тех простых легких элементах, ядра атомов разбиваются и затем соединяются вместе, посредством чего они станут ядрами более тяжелых химических элементов. Этот процесс известен как ядерный синтез. В нашем Солнце и подобных звездах, водород превращается в гелий, одновременно высвобождая энергию. На некоторой стадии, гелий соединяется в углерод, затем в кислород, и т.д. по цепочке, вниз таблицы Менделеева.
Процесс слияния требует, чтобы заряженные ядра двигались очень близко друг к другу прежде, чем они смогут объединиться. Но с увеличением атомной массы, происходит увеличение положительного заряда ядер, возникают процессы электрического отталкивания между ядрами, которые становятся все более сильными. Фактически, слияние возможно только до некоторого предела, соответствуя уровню элемента железа. Все элементы, которые являются более тяжелыми, чем железо, не могут быть произведены через этот путь. Но тогда, откуда возникли те тяжелые элементы, которые мы теперь находим повсюду на Земле? Откуда взялись - цирконий, барий, вольфрам, свинец? Воспроизводство элементов более тяжелых, чем железо происходит путем добавления нейтронов к атомным ядрам. Эти нейтральные частицы не чувствуют никакого электрического отталкивания от заряженных ядер атомов. Они могут, поэтому легко приближаться к ним и таким образом создавать более тяжелые ядра. Это - действительно тот путь, которым самые тяжелые химические элементы и были созданы. Имеются фактически две различных звездные среды, где этот процесс "нейтронный захват" может случаться.
Одно место, где этот процесс происходит - внутри очень массивных звезд, когда они взрываются как сверхновые. В таком случае, повышение атомных уровней и, следовательно, возникновение новых более тяжелых элементов, происходит очень быстро, через так называемый "r-процесс" ("r" - быстрый). Но не все тяжелые элементы созданы таким взрывным способом. Вторая возможность создания тяжелых элементов следует более "тихим" путем. Это происходит в довольно нормальных звездах, когда они выжигают весь свой гелий под конец их жизни. В так называемом "процессе с" ("с" - медленный), более тяжелые элементы производятся довольно нежным добавлением нейтральных нейтронов к атомным ядрам.
Фактически, до половины всех элементов, более тяжелых, чем железо, как полагают, синтезируются этим процессом на этапе последних стадий эволюции звезд. Этот процесс происходит на самой последней стадии звездного выброса энергии, известный как фаза "AGB". Это происходит непосредственно перед тем, как старая звезда сбрасывает свою гелиевую газообразную оболочку в окружающее межзвездное пространство и умирает, оставаясь в виде сожженного, тусклого звездного трупа - "белого карлика".
Звезды с массами в 0.8 - 8 солнечных, как полагают, развиваются по сценарию AGB и заканчивают свою жизнь этим специфическим способом. В то же самое время, они, под конец жизни, производят красочную туманность, подобно "планетарному облаку газа" - "Dumbbell Nebula". Наше Солнце также закончит свою жизнь по этому пути, вероятно, приблизительно через 7 миллиардов лет.
Детальное понимание "процесса с" и, в частности где оно происходит внутри AGB-звезд, было областью активного исследования уже много лет. Современное машинное моделирование звездной эволюции предсказывает, что процесс "с" должен быть особенно эффективен в звездах со сравнительно низким содержанием металлов. В таких звездах, которые были рождены на раннем периоде в нашей Галактике и поэтому весьма старые, "процесс с", как ожидается, эффективно произведет атомные ядра до наиболее тяжелых и устойчивых элементов, подобных свинцу (атомный номер 82) и висмуту (атомный номер 83). Как только эти элементы будут воссозданы, добавление большего количества нейтронов к ядрам тяжелых элементов может привести только к созданию нестабильных элементов, которые затем будут распадаться обратно к свинцу. Следовательно, когда идет "процесс с", элементы с атомным номером 81-83, то есть свинцовой областью, продолжают накапливаться.
В результате, по сравнению со звездами, где наблюдается "нормальная" распространенность металлов (подобно нашему Солнцу), те звезды с низкими металлическими свойствами должны таким образом показать "огромное изобилие" очень тяжелых элементов, в особенности свинца. Обнаружение элементов свинца – дело не простое. Ожидаемые линии спектра свинца в общем спектре звезды относительно слабы, и они смешаны с многими близлежащими линиями спектра других элементов.
Кроме того, AGB звезды чрезвычайно редкие в близлежащих к Солнцу регионах. Но если необходимые наблюдения настолько трудны, как тогда возможно выявить нуклеосинтез в AGB звездах? В исследованиях этого направления, группа Бельгийских и Французских астрономов решила попробовать обнаружить присутствие свинца в некоторых "CH-звездах", которые расположены приблизительно в 1600 световых годах от нас, и выше основной плоскости нашей Галактики.
Огромное изобилие некоторых тяжелых элементов наблюдалось в некоторых "CH-звездах". Но CH-звезды не очень люминесцентные и еще не развились к AGB фазе. Следовательно, они полностью неспособны произвести тяжелые элементы. Так откуда могут там быть тяжелые элементы? Эта тайна была разгадана, когда стало ясно, что все CH-звезды принадлежат к двойным системам и, поэтому имеют звезду соседа. Этот сосед теперь должен быть белым карликом. Он в несколько раз старше и представляет собой AGB звезду! В течение всей AGB-фазы, CH-звезда высасывала своим гравитационным полем на себя многое из материала своего малого соседа и, в конечном счете, произвела "планетарное облако газа", - явление, упомянутое выше. В этом процессе, много материала, обогащенного тяжелыми элементами, произведенными "процессом с" в течение AGB-фазы, были занесены в атмосферу CH-звезды, которая теперь и наблюдается. Прежняя AGB-звезда, теперь медленно охлаждается, тускнеет, но все еще различима от CH-звезды. Такие звезды и нужно исследовать.
Спектроскопические наблюдения таких CH-звезд обеспечивают возможность исследовать предсказанный "процесс с" в звездах с низкими металлические свойствами. Были обнаружены три звезды со свинцом. Бельгийские и Французские астрономы решили использовать спектрометр Coude Echelle на 3.6-метровом телескопе ESO в обсерватории Ла-Силла (Чили), что повысило надежность успеха их наблюдений. Спектры трех южных звезд, HD 187861, HD 196944 и HD 224959, были получены в течение двух ночей в сентябре 2000 года и оказались отличного качества.
Последующий детальный анализ показал, что эти три звезды все имеют реально огромное изобилие свинца. Астрономы в целом оценивают массу свинца в каждой из этих трех звезд, равноценной массе Луны - 7.4 x 1022 кг. Кроме того, измеренная распространенность других элементов в этих спектрах, также доказывает, что этот свинец формировался в "процессе с". Астрономы были способны доказать, что свинец не мог образоваться от "r-процесса", который происходит в совершенно других средах, подобных вспышкам сверхновых звезд. Превосходное согласие между предсказанными и наблюдаемыми результатами укрепляет наше понимание и способность оценивать процессы в далеких звездах.
|
