Астрономический словарик: барионные акустические осцилляции, белый карлик и быстрый захват нейтронов

Барионные акустические осцилляции

Панорама реликтового излучения Вселенной за вычетом Млечного Пути.

Ранняя Вселенная состояла из горячей, плотной и неоднородной плазмы – супа из отдельных электронов и барионов (протонов и нейтронов). Фотоны в такой обстановке не могли путешествовать свободно – они быстро натыкались на заряженные частицы и испытывали томсоновское рассеяние.

Так продолжалось примерно 378 тысяч лет после Большого взрыва. Вселенная постоянно расширялась, и к этому времени охладилась достаточно (примерно до 3000 К), для того, чтобы произошла рекомбинация – ионы захватили электроны и появились нейтральные частицы. Из состояния плазмы Вселенная перешла в состояние наполненности газом.

Дело пошло веселее, и фотоны свободно полетели во все стороны – произошло разделение фотонов и материи. Эти фотоны мы и улавливаем сегодня, называя реликтовым излучением (а в англоязычной терминологии – космическое микроволновое фоновое излучение). Поэтому, наблюдая панораму реликтового излучения (выше), мы, по сути, видим Вселенную такой, какой она была в возрасте порядка 378 000 лет.

Такая молодая Вселенная была довольно однородной. Однако в современной Вселенной мы наблюдаем значительные колебания плотности вещества – плотность галактик в миллион раз больше средней плотности Вселенной. Те её участки, в которых изначально плотность вещества была немного выше, постепенно притягивали к себе всё больше материи, поэтому небольшие различия плотности со временем увеличивались.

Когда Вселенная ещё состояла из плотной горячей плазмы, в ней тоже были участки разной плотности. И если в более плотные участки гравитация стягивала больше материи, то ей противостояло взаимодействие фотонов и ионов, создававшее давление. Борьба двух этих сил порождала осцилляции – по сути, звуковые волны в материи.

Сферические звуковые волны, двигающиеся прочь от центров повышенной плотности, состояли из фотонов и барионов (последние двигались со скоростью порядка половины световой). Также в этих центрах присутствует тёмная материя – но поскольку она взаимодействует только с гравитацией, она там и остаётся.

После разъединения материи и фотонов последние свободно рассеялись, и во Вселенной остались только оболочки из обычной материи, окружающие места повышенной плотности. Расстояние, на которое успело разлететься вещество до рекомбинации, называют звуковым горизонтом.

В результате получилось, что по всей Вселенной существуют колебания плотности материи, с повышенным её содержанием в изначальных участках повышенной плотности, откуда разлеталась материя с фотонами, и в местах по периметру этих оболочек разлетевшейся материи, наложенных друг на друга, как волны на поверхности пруда, в который бросили горсть камней.

Именно в центрах и по периметрам этих оболочек и сформировалась значительная часть галактик. А поскольку звуковой горизонт равен примерно 150 Мпк, то вероятность встретить одну галактику на расстоянии в 150 Мпк от другой в сегодняшней Вселенной выше, чем могла бы быть в случае их случайного распределения.

Кроме понимания структуры Вселенной и процесса формирования галактик, барионные осцилляции позволяют нам измерить важные параметры Вселенной – её размер и геометрию. Точный размер барионных оболочек вносит свой вклад в уточнение линейки космических расстояний, а угол, под которым сегодня видна акустическая волна, способен дать ответ на вопрос о том, евклидова ли наша Вселенная – т.е. плоская ли. А она, кстати, плоская — сумма углов любого треугольника составляет 180°, даже если речь идет о треугольниках со сторонами в десятки миллиардов световых лет.

Белый карлик

Как художник представляет себе белый карлик в окружении обломков

Белый карлик – это останки звёздного ядра, состоящие из т.н. вырожденной материи (т.е. не из молекул, а из отдельных атомов). В результате плотность такой материи очень велика – размер белых карликов сопоставим с размером Земли, а масса – с массой Солнца. Белый карлик светится, но довольно тускло – это лишь результат тепловых процессов, идущих внутри него. Всякий ядерный синтез в нём давно закончился.

Ближайший к нам белый карлик расположен в 8,6 световых годах от нас – это один из двух участников двойной звезды Сириус. 97% звёзд Млечного Пути когда-нибудь станут белыми карликами, поскольку их массы недостаточно для того, чтобы превратиться в нейтронную звезду или чёрную дыру.

Обычно такая звезда, превратив в результате синтеза весь свой водород в гелий, расширяется и становится красным гигантом. Она последовательно превращает гелий в углерод и кислород. Если её температуры оказывается недостаточно для дальнейшего синтеза, в её центре накапливаются углерод и кислород, звезда сбрасывает внешнюю оболочку, из которой получается планетарная туманность, и остаётся ядро – белый карлик.

Поскольку синтез в белом карлике прекратился, звезду не поддерживает изнутри тепло, им порождаемое, что приводит к очень высокой плотности. Предел массы невращающегося белого карлика рассчитал Чандрасекар – это 1,44 солнечной массы. Если масса белого карлика каким-то образом преодолеет этот предел (например, он захватит материю у звезды-компаньона) – он взорвётся, став сверхновой типа Ia, и превратится в нейтронную звезду.

Поскольку никаких источников энергии у белого карлика нет, он постепенно остывает, и цвет его свечения смещается в красную часть спектра. Со временем он охладится настолько, что его материя начнёт кристаллизироваться, и остывший белый карлик станет холодным чёрным карликом.

Однако по расчётам время на остывание белого карлика превышает текущий возраст Вселенной, 13,8 млрд лет, поэтому считается, что чёрных карликов пока не существует. А температура самых старых из известных белых карликов составляет несколько тысяч кельвинов – это накладывает ограничение на максимально возможный возраст Вселенной.

Быстрый процесс захвата нейтронов

Изначально звезда формируется из большого количества водорода (и, возможно, небольшого количества гелия), который, сжимаясь под действием гравитации, запускает реакцию синтеза. Соединяясь, ядра атомов образуют всё более и более тяжёлые элементы, выделяя при этом энергию. Сначала из водорода образуется гелий.

Когда гелия становится всё больше, а водорода всё меньше, звезда теряет энергию и постепенно сжимается, поскольку звезду от гравитационного коллапса удерживает только энергия реакций синтеза. Но при сжатии увеличивается давление, а из-за этого и температура, и в какой-то момент температура достигает уровня, когда возможна уже реакция следующего уровня. Начинается синтез более тяжёлых элементов, по порядку таблицы Менделеева.

И так этот цикл повторяется, пока синтез не дойдёт до элемента с массовым числом 56 (суммарное количество протонов и нейтронов в ядре). После этого реакция синтеза становится невыгодной, поскольку энергия на создание более тяжёлых элементов превышает энергию, которая выделяется при синтезе. Поэтому звезда на этом рубеже просто коллапсирует.

Получается, что большую часть материала, разбрасываемого звездой, из которого потом формируются планеты и всё остальное, составляет элемент с массовым числом 56. Стабильный элемент с таким числом нуклонов, а именно 26 протонов и 30 нейтронов — это Fe, железо. Это самый распространённый элемент во Вселенной тяжелее неона.

Однако элементы тяжелее железа тоже, очевидно, существуют. А появляются они в процессе быстрого захвата нейтронов (rapid process, или r-процесс). Это набор ядерных реакций, в результате которого на свет появляется примерно половина «тяжёлых элементов» — веществ тяжелее железа.

Нейтроны чаще всего захватываются ядрами, которых в веществе больше всего – а это обычно железо-56. «Быстрым» этот захват является в том смысле, что следующий нейтрон должен попасть в ядро быстрее, чем оно испустит предыдущий в результате распада. Так продолжается до тех пор, пока ядро не приблизится к границе стабильности. Логично, что этот процесс может возникать там, где в веществе имеется достаточное количество свободных нейтронов.

Такие условия теоретически требуют наличия 10²⁴ свободных нейтронов в кубическом сантиметре вещества при температурах порядка 1 ГК – а это примерно один грамм нейтронов на каждый кубический сантиметр. Считается, что подобные условия существуют во время коллапса ядра сверхновой, когда происходит взрывной нуклеосинтез – именно там и рождаются тяжёлые элементы. Также такие условия могут возникать при слиянии нейтронных звёзд в двойных системах.

Противоположностью быстрому захвату нейтронов является процесс медленного захвата нейтронов (s-процесс), происходящий в обычных звёздах. В отличие от r-процесса, синтезирующего тяжёлые ядра, для медленного захвата необходимо наличие определённого количества тяжёлых ядер в веществе. Считается, что вторую половину тяжёлых элементов порождают s-процесс вместе с p-процессом – процессом захвата протонов, который, однако, пока ещё слабо изучен.