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

В нашей Галактике сверхновые с коллапсом ядра в среднем происходят раз в 30–50 лет, а сверхновые типа Ia – в 5–10 раз реже. К сожалению, за все время телескопических наблюдений не удалось увидеть ни одной вспышки в нашей Галактике. Самой близкой сверхновой за последние годы была SN1987A, вспыхнувшая в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке. От нее даже удалось зафиксировать нейтринный сигнал, подтвердивший правильность наших базовых представлений о физике этого процесса.

При вспышке сверхновой блеск в максимуме может в миллиарды раз превосходить светимость Солнца, а сама длительность вспышки исчисляется месяцами. Поэтому сверхновые хорошо видны на больших расстояниях, и их можно обнаружить даже спустя значительное время после максимума блеска. Благодаря современным обзорам неба удается открывать сотни сверхновых в год в далеких галактиках. Особое значение придается изучению сверхновых типа Ia, поскольку они важны для космологических приложений (именно с их помощью впервые было обнаружено ускоренное расширение Вселенной).

В максимуме блеска светимость сверхновой может превосходить несколько миллиардов солнечных.

Взрывы сверхновых всех типов играют большую роль в эволюции Вселенной, поскольку в результате этих событий синтезируется большое количество тяжелых элементов, которые выбрасываются в межзвездную среду. Взрывы звезд первого поколения – так называемого населения III – смогли уже на ранних этапах жизни Вселенной обогатить газ элементами тяжелее гелия, что было важно для космической эволюции.

В ранней Вселенной плотность и температура были слишком высоки для появления составных структур. В первые мгновения после рождения во Вселенной не могли существовать даже ядра элементов периодической системы. Однако спустя несколько микросекунд после начала расширения стало возможно возникновение протонов – ядер водорода. В интервале от нескольких секунд до нескольких минут шел процесс первичного нуклеосинтеза: протоны и нейтроны объединялись в более сложные ядра. По окончании этого процесса Вселенная оказалась состоящей на 75 % (по массе) из водорода и на 25 % – из гелия. Количество более тяжелых элементов было пренебрежимо мало.

Остальные элементы формировались позже. Элементы легче железа главным образом получаются в результате термоядерных реакций в звездах, которые по окончании своего жизненного цикла выбрасывают часть наработанных элементов в окружающее пространство. Элементы «железного пика» (Fe, Ni, Co) в основном образуются и попадают в межзвездную среду в результате вспышек сверхновых разного типа. Таким же образом образуются и многие более тяжелые элементы. Наконец, часть тяжелых элементов (например, золото) могут формироваться в результате слияния нейтронных звезд в двойных системах.

Наряду с наблюдением реликтового излучения, определением параметров крупномасштабной структуры и данными по динамике расширения видимой части Вселенной модель первичного нуклеосинтеза является одной из основ современной космологии.

Элементы тяжелее гелия в основном формируются в звездах или в катастрофических процессах, связанных со звездными остатками.

По мере расширения Вселенной ее температура и плотность уменьшаются. Спустя несколько секунд после начала расширения, когда температура снижается до 10 8–10 7K, создаются условия для протекания термоядерных реакций.

Первичный нуклеосинтез протекает в период от нескольких секунд до нескольких минут после начала расширения Вселенной.

Первыми образуются ядра дейтерия. Однако они эффективно «сгорают» в последующих реакциях, и лишь ничтожное количество этого изотопа попадет в первые звезды и межзвездный газ. Поэтому изучать его первичное обилие очень непросто. В последнее время это удается сделать путем изучения спектра очень далеких квазаров.

Затем наступает очередь более тяжелых ядер. В частности, формируется большое количество ядер гелия-4 ( 4He). Однако значительная часть протонов не попадает в состав сложных ядер по причине нехватки нейтронов, которых на этой стадии примерно в семь раз меньше. Это связано с тем, что нейтрон немного тяжелее протона, поэтому в ранней Вселенной формируется разное количество этих частиц. В ядре гелия-4 два протона и два нейтрона, и, если Вселенная состоит только из водорода и гелия, а отношение числа нейтронов и протонов составляет 1/7, можно легко подсчитать, что на одно ядро гелия придется 12 протонов (ядер водорода 1H). Масса ядра гелия-4 примерно в 4 раза больше массы протона, поэтому доля гелия (по массе) во Вселенной составляет 4/16 (т. е. 1/4), а доля водорода – 3/4.