Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Особый, так называемый p-процесс необходим для создания богатых протонами ядер. К ним относятся, например, ⁷⁴Se, ⁹²Mo,

¹²⁰Te, ¹⁹⁰Pt. Обсуждается два варианта p-процесса: или в ядро добавляются протоны, или из него убираются нейтроны. В настоящее время нет полной ясности в том, какой вариант является преобладающим, поскольку пока не выявлены астрофизические сценарии, в которых сразу с нужной эффективностью создавались бы все p-ядра. По всей видимости, часть таких ядер формируется в результате выбивания нейтронов фотонами. Это возможно в горячей плазме, при температуре 2–4 млрд градусов, когда по веществу проходит фронт ударной волны во время вспышки сверхновой. Возможно, что мощный поток нейтрино помогает в этой же ситуации сформировать еще некоторые p-ядра.

Литий, бериллий и бор образуются в реакциях скалывания с участием космических лучей.

Наконец, литий, бериллий и бор формируются в так называемых реакциях скалывания (небольшие количества изотопа ⁷Li образуются также в результате первичного нуклеосинтеза): частицы космических лучей, обладающие большими энергиями, налетают на ядра и раскалывают их с образованием легких элементов. Вероятность взаимодействия частицы с ядром невелика, поэтому такие реакции происходят довольно редко, и этих элементов в природе довольно мало. Интересно, что не только протоны космических лучей могут образовывать легкие ядра в результате «налетания» на ядра кислорода, углерода, азота и т. д. в межзвездной среде, но и наоборот – CNO-ядра космических лучей могут взаимодействовать с водородом и гелием в межзвездной среде. В результате космические лучи обогащаются LiBeB-ядрами по сравнению с типичным солнечным химическим составом.

Измеряя химический состав звезд разных возрастов, можно изучать химическую эволюцию нашей Галактики и других галактик. Важный вклад в эту область исследований внесла Беатрис Тинслей (Beatrice Tinsley), написавшая в 1970-е гг. ряд фундаментальных статей по эволюции галактик, в том числе и в контексте изменения содержания различных элементов. Наблюдения показывают, что наиболее старые звезды оказываются бедны тяжелыми (тяжелее гелия) элементами. Качественно картина химической эволюции в настоящее время представляется понятной, но в ней есть еще много нерешенных проблем.

Глава 6

Компактные объекты: белые карлики и нейтронные звезды

Существует три основных типа компактных объектов: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Все три могут являться финальными стадиями звездной эволюции. Кроме того, черные дыры могут возникать на ранних этапах эволюции Вселенной и в результате коллапса облаков газа. Все три типа объектов связаны с очень интересной физикой, поскольку вещество внутри и/или в окрестности этих объектов находится в экстремальном состоянии. Это делает наблюдательные проявления этих объектов разнообразными и захватывающими. С точки зрения астрономов, между этими объектами также есть много общего: будучи компонентами двойных систем, они часто проявляют себя благодаря аккреции вещества на них, а одиночные объекты могут быть обнаружены благодаря гравитационному микролинзированию.

Вещество белых карликов и нейтронных звезд, обсуждаемых в этой главе, находится при очень высокой плотности. Поэтому для их описания необходимо применять квантовую механику. Оба типа объектов рождаются горячими, поэтому в течение некоторого времени их можно видеть благодаря тепловому излучению поверхности. Нейтронные звезды, обладая мощными магнитными полями, а часто и быстрым вращением, наблюдаются также как радиопульсары, магнитары и другие типы источников.

6.1. Белые карлики