ГЕЛИЙ В ЗВЕЗДАХ
Звезды с полным правом могут претендовать на роль основной формы вещества во Вселенной. Во всяком случае это утверждение справедливо для данного этапа эволюции нашего мира… В том, что так было не всегда, мы очень скоро убедимся.
В звездах сосредоточено свыше 97 % вещества Вселенной. Как отмечает известный советский астрофизик И. С. Шкловский, «…основная эволюция вещества происходила и происходит в недрах звезд. Именно там находился (находится) тот плавильный
«тигль», который обусловил химическую эволюцию вещества во Вселенной, обогатив его тяжелыми элементами».
О том, какие процессы протекают в звездах, мы можем судить по звездным спектрам, которые весьма разнообразны. Однако их различие обусловлено в большей степени температурными условиями на поверхности звезд, нежели химическим составом их внешних оболочек. Химический же состав атмосферы звезд характеризуется преобладанием водорода, на втором месте стоит гелий (его приблизительно в 10 раз меньше, чем водорода), на долю остальных химических элементов приходится, как правило, менее 1 % (по числу атомов). В случае нашего Солнца водород и гелий составляют около 97—98 % вещества.
Конечно, химический состав звезды определяется, прежде всего, температурой, которая свидетельствует о термоядерном выгорании водорода и гелия, а также плотностью, возрастом и местом образования звезды. Те звезды, где гелия обнаружено относительно мало, относятся, по-видимому, к самым старым в масштабах Галактики объектам.
Время от времени в научной литературе появляются сообщения об открытии звезд, совершенно лишенных гелия. Возможно, гелий на них имеется, но он находится в ненаблюдаемом с земной поверхности состоянии. Земная атмосфера прозрачна лишь в узком диапазоне электромагнитных волн. Практически мы можем наблюдать гелий только в достаточно горячих звездах, где он ионизирован. В относительно холодных звездах он не всегда оказывается наблюдаемым, так как земная атмосфера поглощает соответствующую часть спектра.
Среди звездного «населения» встречаются объекты с аномально высоким содержанием гелия. Обнаружены звезды, содержащие до 30 вес. % гелия. Одна из самых загадочных звезд — это 3 Центавра А. Эта звезда аномально обогащена легким изотопом гелия — гелием-3, которого на Земле, да и во Вселенной в миллионы раз меньше, чем гелия-4. В 3 Центавра А гелий-3 составляет 84 % от общего содержания гелия. Но интересно другое. В этой звезде самого гелия наблюдается очень мало: всего 1,3 % общего количества водорода.
Как предлагают астрофизики, звезды конденсируются из туманностей, состоящих в основном из водорода и гелия. Но гелий непрерывно возникает и в процессе термоядерного синтеза. Далее он, как и во-дород, является промежуточным продуктом в жизнедеятельности звезды. Вновь гелий возникает при радиоактивном распаде тяжелых элементов. В сложной цепочке ядерных превращений умирают одни и возникают другие элементы. Химический состав Вселен-ной непостоянен во времени. Однако, насколько можно судить по нашему Солнцу, протекающие в его недрах процессы превращения вещества не в состоянии объяснить наблюдаемое количество гелия. В среднем гелия в звездах больше, чем следует из теории термоядерного синтеза. Причем этот избыток касается только гелия-3.
И вот еще одна загадка. Гелий наряду с водородом является строительным элементом Вселенной . Ядро атома водорода, действительно, простое. Речь идет о самом легком изотопе водорода — протии, ядро которого представляет собой элементарную частицу — протон. Следующий изотоп водорода — дейтерий, ядро которого содержит кроме протона и нейтрон, не играет столь значительной роли в эволюции Вселенной» поскольку его содержание составляет стотысячные доли от количества легкого водорода. Самый тяжелый изотоп водорода — тритий (в его ядре протон и два нейтрона) —в силу своей радиоактивности не накапливается. Ядра изотопов гелия (гелия-3 и гелия-4), равно как и ядра всех остальных химических элементов, имеют более сложное строение. Но если это так, то почему же природа отдает предпочтение именно гелию?
Было ли «начало» мира!
Подавляющая часть вещества во Вселенной заключена в звездах, а звезды не могут существовать без гелия. Проблема звездного гелия (его избыток в звездных недрах) заставляет нас обратиться к тем временам, когда вещество Вселенной было сосредото-чено в так называемом дозвездном состоянии. Но что известно науке о том поистине «доисторическом» пе-риоде эволюции материи? И если что-то известно, то каким образом эту информацию можно получить?.
Возраст нашей Солнечной системы оценивают в 4,5—4,7 млрд. лет. Значит, чтобы узнать, каким было по составу то вещество, которое легло в основу Солнечной системы, нужно мысленно проникнуть в еще более отдаленные времена.
Попробуем совершить такое путешествие. Прежде всего заметим, что звездные спектры несут информа- цию не только о составе звездных атмосфер. В начале XX века их интенсивное изучение привело к открытию одного из самых грандиозных явлений во Вселенной— разбегания галактик.
Еще в XVII веке знаменитый английский астроном Уильям Гершель, наблюдая звездное небо в им же самим сконструированный телескоп, обнаружил странное явление: на небесной сфере имелись объекты, совершенно не похожие на звезды. Астроном назвал их туманностями. Некоторые из них напоминали облака светящегося газа. Другие, возможно, представляли собой скопления звезд. Но чтобы убедиться в этом, была необходима более сильная оптика.
Когда такая оптика появилась, оказалось, что мно-гие объекты, воспринимаемые невооруженным глазом как довольно слабые звездочки, на самом деле имеют сложную структуру. Эти своеобразные острова во Вселенной включали в себя миллиарды звезд, подобных нашему Солнцу. Теперь эти гигантские звездные «молекулы», если условно принять звезду за атом, сдерживаемые силами тяготения, называют галактиками.
В современных астрономических каталогах можно насчитать миллиарды галактик. Расстояния между ними составляют миллионы световых лет. Наше Солнце находится на периферии той галактики, которая всем известна под названием Млечный путь.
Первым галактическими спектрами заинтересовался американский астроном Весто Мелвин Слайфер в 1912 году. В общих чертах спектры галактик напоминают спектры отдельных звезд, и в частности нашего Солнца. Но галактический спектр — это суперпозиция спектров очень многих звезд, хотя и не всех, входящих в данную галактику, поскольку часть излучения экранируется галактическим ядром. Замечено, что у галактических спектров есть одно существенное отличие от звездных спектров: все они были смещены в сторону более длинных волн, иными словами, в красную часть спектра. Возможным объяснением этого явления
мог быть известный читателям из общего курса фи-зики эффект Доплера: если источник света движется, то его излучение, попадая в детектор, будет иметь либо большую, либо меньшую длину волны в зависимости от того, удаляется или приближается источник света по отношению к приемнику.
В результате более чем десятилетних исследований В. Слайфер пришел к выводу, что галактики удаляются от нас, от нашей Солнечной системы. Скорости разлета галактик, по измерениям В. Слайфера, составляли сотни километров в секунду . Более поздние измерения позволили выявить галактики, которые удаляются от Солнечной системы со скоростями, достигающими 1/8 скорости света. А один из недавно открытых квазаров «убегает» со скоростью, лишь на 10 % отличающейся от световой.
Проанализировав скорости удаления галактик другой американский астроном — Эдвин Хаббл — в конце 20-х годов нашего столетия пришел к выводу, что они возрастают пропорционально расстоянию, на котором эти галактики находятся от Земли. Установленная астрономом в 1929 году зависимость получила название закона Хаббла. Этот закон означал, что га-лактики удаляются не потому, что каждая из них дви-жется в отдельности, а потому, что расширяется Bселенная.
Несколько раньше к аналогичному выводу пришли! и астрофизики-теоретики. Если общая теория относительности, созданная А. Эйнштейном, определяла наш мир, «как неевклидовый, замкнутый (трехмер-ная сфера), в среднем однородный и неизменный во времени» (цитируется по В. Л. Гинзбургу. — A.А.) то дальнейшее развитие общей теории относительно-сти подвергло сомнению концепцию стационарной Вселенной.
Впервые мысль о нестационарности Вселенной бы ла выражена в 1922—1924 годах (еще до от закона Хаббла) советским ученым А. А. Фридманом. Мир, в котором мы живем, расширяется. Это теорети-чески на основе общей теории относительности и пока-зал А. А. Фридман. Подобный вывод следовал из из-мерений В. Слайфера, обобщением которых явился закон Хаббла.
Но если Вселенная расширяется, то вполне естест-вен вопрос: как давно этот процесс начался и сколько долго он будет продолжаться? Так к началу Вселен ной привели нас поиски дозвездного гелия.
Хроника первых мгновений
Если принять расширение Вселенной как факт или как постулат и если экстраполировать ее развитие во времени назад, то, как показывают расчеты, начало расширения Вселенной произошло 10—20 млрд. лет назад. Как это произошло? И что было «в начале»? Первые предположения были высказаны еще в 1927 году. Бельгийский ученый Жорж Леметр допускал, что в момент начала расширения Вселенная представляла собой некий «сверхатом» — плотно спрессованное гигантское «космическое яйцо». Произошел взрыв, положивший начало нашей Вселенной, и галактики-осколки, образовавшиеся при взрыве, разлетаются до сих пор.
Высказывались различные предположения и о составе «космического яйца». По Ж. Леметру, в основе вещества Вселенной должны лежать тяжелые элементы— висмут и свинец. Но как же в таком случае объяснить наблюдаемое в нем преобладание водорода.
Согласно гипотезе американского физика Г. Гамова, «космическое яйцо» должно было состоять из плотно спрессованных нейтронов. В момент взрыва при радиоактивном распаде отдельных нейтронов образовались протоны и электроны. Протоны, вступая во взаимодействие с нейтронами, не успевшими испытать радиоактивный распад, дают начало другим изотопам. Таким образом, синтез химических элементов — это последовательный захват нейтронов ядрами, а высокие температуры в момент взрыва сделали реальными процессы термоядерного синтеза. Для создания всех химических элементов природе «потребовалось» всего 30 мин. Однако более точные расчеты показали, что модель Гамова в состоянии объяснить только синтез самых легких изотопов. И этот синтез обрывался на гелии-4.
Все современные космологические модели исходят из того, что в начальном состоянии Вселенная должна была быть сверхплотной, сверхгорячей и однородной. По-видимому, в таком состоянии она должна напоминать гигантскую элементарную частицу, плотность вещества которой 10⁹³ г/см³. Ничего определенного о веществе , находящемся в таком состоянии, современная физика сказать не может. Достоверно современная нам максимальная плотность — это плот-ность ядерного вещества: 10¹⁴ г/см³.
Как долго существовала Вселенная в виде «сверхатома» и почему началось ее расширение? На эти вопросы современная физика дать ответа не может. Но экстраполяция современного состояния Вселенной назад во времени позволяет считать, что момент начала, или, как его называют, момент Большого взрыва, все же имел место.
Через миллионные доли секунды после начала это-го процесса температура Вселенной составляла 10¹³ градусов; через сотую долю секунды она «упала» до 10¹¹ градусов. Спустя 100 с плотность вещества была примерно в 100 раз выше плотности воды, т. е. составляла около 100 г/см³, а температура 10⁹ граду-сов. Спустя 1 млн. лет температура достигла 2700— 3700 °С при средней плотности вещества 10⁻²¹ г/см³, В наши дни средняя температура Вселенной составляет около минус 270 °С, а средняя плотность вещества 10⁻²⁸ — 10⁻³⁰ г/см³.
На первом этапе расширения за 0,0001 с вещество, представленное в основном адронами и излучение находились в термодинамическом равновесии. На следующем (по мере остывания) этапе вещество состояло из протонов, нейтронов и электронов. На первой сотне секунд оно исчерпывалось нуклонами и антинуклонами, электронами и позитронами нейтрино и гам-ма-квантами. При дальнейшем остывании нуклоны и антинуклоны, электроны и позитроны аннигилировали, в результате возникло электромагнитное излучение.
Ядра дейтерия, гелия-3 и гелия-4 образовались в первые 100 с. Но только ядра. Первые атомы смогли появиться через миллионы лет, когда вещество «остыло» настолько, что средняя энергия, приходящаяся на частицу, стала сравнимой с энергией электрона в атоме.
Расширяясь, Вселенная стремительно остывала, именно поэтому синтез химических элементов, требо-вавший высоких температур, остановился на гелий — 4. Более тяжелые элементы появились уже через миллиарды лет, когда вещество сгруппировалось в звезды и галактики.
Первый этап синтеза химических элементов в до-звездной и догалактической Вселенной выглядел следующим образом:
n + р → d + γ;
d + d → t + р и d + d → ³He + n;
³He + n → t + p;
d + t → ⁴He + n.
Более точные расчеты показали, что на этом этапе должно было образовываться около 70 % водорода (в том числе дейтерия, его доля составляла 10⁻³ — 10⁻⁴ от легкого изотопа водорода, и самого тяжелого изотопа водорода трития, доля которого была еще меньше: 10⁻⁵— 10⁻⁷) и около 30 % гелия (в том числе 10⁻⁶ — 10⁻⁷ гелия-3). Итак, вот он дозвездный гелий. В самой модели горячей Вселенной, какой бы абстрактной она ни представлялась, были заложены возможности для ее экспериментальной проверки. Остались ли свидетели этого гигантского взрыва? На ранних стадиях эволюции Вселенной образовались электромагнитное и нейтринное излучения. По мере расширения Вселенной их температура падала, но до нашего времени, как показали расчеты, должны были «дожить» электромагнитное излучение, «остывшее» до минус 270—269 °С, и реликтовое нейтринное излучение с энергией 10⁻⁵ эВ. Что касается нейтринного излучения, нейтринного моря Вселенной, то пока надежды на его обнаружение нет из-за ничтожно малой вероятности взаимодействия нейтрино с веществом. А вот реликтовое электромагнитное излучение — свидетель тех времен, когда во Вселенной не было еще ни звезд, ни галактик, а все вещество было представлено плазмой,— обнаружили в 60-х годах.
Третьим свидетелем может быть гелий. Недаром перефразируя известное изречение Архимеда, физики утверждают: «Дайте нам гелий, и мы построим Вселенную». Будет ли этот гелий найден?
Статья на тему Гелий в звездах