Science Slam: Дмитрий Насонов – о том, как эволюционируют звезды

Дмитрий Насонов - о том, как появляются новые химические элементы

В "Москве Hall" прошла битва ученых Science Slam. За 10 минут авторы научных исследований должны были интересно и просто объяснить пришедшим в рок-клуб, чем они занимаются в своих лабораториях. Победителя определили с помощью шумомера.

Сотрудник Института астрономии Академии наук Дмитрий Насонов рассказал о том, как как эволюционируют звезды и появляются новые химические элементы. Сетевое издание M24.ru провело прямую трансляцию мероприятия. Приводим текстовую версию лекции.

- Пора поговорить про космос, тут про Землю много чего сказали, про психологию. Я приглашаю сюда астронома, который расскажет нам про космос, звезды и про появление новых химических элементов. Дмитрий Насонов. Пожалуйста, ваши аплодисменты.

- Оглянитесь вокруг, посмотрите, из чего все это сделано? Мы знаем, что все вещество состоит из атомов, кирпичиков, разнообразие которых укладывается в таблицу, которую, надеюсь, вы узнали даже без перевода. Мы знаем сегодня более сотни элементов, причем знаем их свойства, но представляем ли мы, откуда они все взялись?

Чтобы ответить на такой вопрос, нужно начать с самого начала, фактически от сотворения мира, то есть с Большого Взрыва. Мы живем во Вселенной и примерно представляем ее возраст, и этот возраст – 13,7 миллиардов лет. За это время Вселенная расширялась и остывала, а значит, было начало, и в этом начале вещество находилось в экстремальных условиях, с огромным давлением и температурой. И значит, в этих условиях могли рождаться новые элементы. Всего за 17 минут в молодой Вселенной образовались первые атомы, но уже через 17 минут Вселенная остыла, и реакции термоядерного синтеза уже не могли продолжаться.

Молодая Вселенная состояла всего лишь из двух элементов – водорода и гелия. Сегодня мы можем наблюдать реликты той давней эпохи и видеть достаточно старые звезды, одна из которых представлена на этом слайде (демонстрирует слайд). У этих звезд химический состав примерно такой же, как и у молодой Вселенной. Но все-таки мы видим здесь совсем другие элементы.

Посмотрим на современный состав Вселенной. Таблица Менделеева для современной Вселенной выглядит примерно так (демонстрирует слайд). Если мы изображаем элементы относительно их массовой доли во Вселенной, действительно, Вселенная по-прежнему состоит из водовода и гелия, но уже появился по крайней мере 1% более тяжелых элементов.

Откуда же все они взялись? Ответ перед нами: они же были рождены в звездах. В недрах звезд как раз могут создаваться те самые экстремальные условия – огромное давление и температура. Таким образом, там могут происходить ядерные реакции. При этом в звездах, в отличие от молодой Вселенной, эти условия могут поддерживаться достаточно долгое время.

Посмотрим на рядовую звезду. В рядовой звезде в центре создаются те самые условия – большие температуры и плотность, поскольку звезда – это самогравитирующий шар, гравитация сжимает его к центру. Однако когда загораются ядерные реакции, то появляется сила, противодействующая гравитации, и звезда долгое время находится в равновесии. Чем больше масса звезды, тем более экстремальных условий она может достичь, создать их в своих недрах. Если мы посмотрим на звезды типа Солнца, то увидим, что они могут создавать такие условия, что термоядерные реакции будут идти до синтеза углерода и кислорода. Менее массивные звезды не могут создать достаточных условий, и поэтому в них может происходить только реакция превращения термоядерного синтеза водорода в гелий.

Если мы возьмем реально массивную звезду, может быть, она, постепенно сжимаясь, будет создавать все более и более экстремальные условия и таким образом пройдет через создание всех элементов таблицы Менделеева? Оказывается, это невозможно. Свойства вещества таковы, что чем больший номер элемента в таблице Менделеева, тем больше энергия связи, но эта зависимость прекращается на элементах железного пика.

На этом графике (демонстрирует слайд) мы видим зависимость энергии связи в ядре относительно заряда ядра, то есть относительно того, насколько больше номер элемента в таблице Менделеева. Получается, что энергетические реакции, реакции термоядерного синтеза, выгодны только до элементов группы железа. Когда же мы доходим до ядреной золы, до железа, то ядерные реакции не могут идти с выделением энергии, наоборот, нужна энергия, чтобы они протекали. Поэтому звезда, лишенная ядерных реакций, теряет равновесие и неизбежно сжимается. Значит, в недрах звезд могут производиться элементы только до группы железа.

Что же делать с остальными? Ведь мы их действительно можем увидеть вокруг себя. Нужно искать их происхождение именно в процессах смерти звезд.

Смерть звезд достаточно красочна. Когда звезда доходит до производства элементов группы железа, она необратимо сжимается, происходит коллапс, и огромная энергия выделяется за короткое время, на короткий миг звезда может стать ярче, чем целая галактика. Через какое-то время после такой вспышки, которую мы называем вспышкой сверхновой, появляется остаток сверхновой, который мы можем видеть на этом слайде (демонстрирует слайд). Это Крабовидная туманность, именно здесь мы видим разлетающееся вещество, обогащенное тяжелыми элементами. В быстрых процессах, процессах взрыва сверхновой рождаются тяжелые элементы.

Однако вспышки сверхновой достаточно редки, последнюю в нашей галактике мы видели 300 лет назад. Да и, вообще говоря, нам не хватает этих вспышек, чтобы полностью объяснить происхождение тяжелых элементов. Следует посмотреть на их менее массивных собратьев, ведь их гораздо больше. Чем менее массивна звезда, тем больше таких звезд мы встретим во Вселенной. Такие звезды не заканчивают свою жизнь взрывом, но медленно сбрасывают оболочки. Вот именно в медленных процессах, в заключительных стадиях эволюции звезд промежуточных масс и рождаются те тяжелые элементы, которых мы не досчитались в процессах взрывов сверхновых.

Здесь, в центре, мы можем увидеть белого карлика – фактически мертвый остаток звезды, бывшее ядро звезды и ту самую сброшенную оболочку. Сброшенная оболочка звезды, обогащенная тяжелыми элементами, разлетается в космосе. И когда-нибудь, эти атомы, может быть, станут кирпичиками новой звезды.

Фото: eso.org

Уникальность этих процессов в том, что мы можем видеть практически в реальном режиме времени то, как звезда теряет свою оболочку, то, как она умирает, - таким образом, мы можем увидеть объекты, которые предшествуют стадии загорания планетарной туманности, одних из самых красивых объектов во Вселенной.

Перед вами как раз объект в стадии протопланетной туманности, то есть тот, который еще на загорелся на небе всеми красками (демонстрирует слайд). Здесь он просто немножко подкрашен. Здесь мы не видим центрального объекта, но именно там, за пылевой завесой, скрыто самое интересное, именно такими объектами я и занимаюсь.

Если мы посмотрим на модель такого объекта, мы можем объяснить все, что там происходит. За пылевым тором - представьте себе бублик из газа и пыли - скрывается центральная система. Но мы можем подсмотреть туда, в центр, если будем наблюдать за светом, отраженным от центрального объекта вот этими концентрическими дугами (веществом, сброшенным ранее) и таким образом понять, что на самом деле это не одна умирающая звезда, а двойная система. И таким образом мы можем предсказать будущее Вселенной, сказать о прошлом Вселенной и детально изучить историю потери массы таких звезд.

Как же мы это узнаем? Здесь нам помогает метод спектроскопии. Разлагая свет на цветовые составляющие, фактически радугу, мы получаем информацию, скрытую в спектре, и чем подробнее спектр, тем больше информации у химических элементов.

Посмотрим на спектр Солнца: здесь мы видим огромное количество спектральных линий, и, изучая параметры этих линий, мы детально изучаем химический состав Солнца. Не беспокойтесь, в нашем Солнце есть практически вся таблица Менделеева, не только водород и гелий.

Итак, если мы возьмем какую-то спектральную линию, именно этот узкий диапазон, то мы можем в этой спектральной линии увидеть, как сброшена оболочка - в данном случае, во взрыве сверхновой, загорается светом, то есть показывает именно то вещество, которое ответственно за свечение в этой спектральной линии.

Ничего не напоминает? Именно те атомы, которые были рождены в космическом салюте, как раз и ответственны за появление цветов в нашем фейерверке. И, конечно же, без этих атомов, рожденных в космическом салюте, не могли родиться те, кто может наблюдать и восхищаться этим салютом.

Чем дальше мы изучаем подобные процессы обогащения Вселенной тяжелыми элементами, тем больше нового мы узнаем. Совсем недавно были получены новые свидетельства того, что, по всей видимости, за происхождение части тяжелых элементов ответственны даже не сверхновые, а еще более экзотические события – слияния нейтронных звезд. Когда две нейтронные звезды сталкиваются, то за короткое время выделяется огромное количество энергии, и самое главное – образуется много свободных нейтронов. И здесь, в этих процессах, как раз мы добираем нехватку химических элементов, которых мы не увидели во вспышках сверхновых.

Таким образом, чем дальше мы изучаем, тем больше неизведанного мы видим, и кто знает, какие открытия еще нас ожидают в будущем? Спасибо.

Фото: ИТАР-ТАСС

- Спасибо, Дима. Правильно ли, что фейерверк такой цветной, потому что в разных вспышках содержатся разные элементы?

- Я думаю, да.

- Блестящая работа. Давайте такие же вопросы задавать – коротко, емко, хорошо получается.

- Дмитрий, а как вы предсказываете с помощью спектрального анализа будущее космоса? Вы сказали, что есть способ предсказывать.

- Наблюдая спектры звезд, я вижу определенные конфигурации того, как вещество движется от звезды или как вещество наоборот падает на звезду. И если я понимаю кинематику движения вещества рядом со звездой и в звезде, то я понимаю, на какой стадии она находится. Тем самым, количественно определив, какие элементы составляют атмосферу звезды, на какой стадии она находится, я могу сказать, что через такое-то количество времени, вероятно, она закончит жизнь либо как сверхновая, либо как звезда промежуточной массы, сбросив оболочку. Вот "либо" - оно как раз упирается в измерения кинематики, и я могу так же, измерив расстояние, а точнее, оценив это расстояние до звезды, определить, насколько она массивна.

Бывает так, что маломассивная звезда выглядит как очень яркая, бывает, что достаточно массивная звезда наоборот далеко и выглядит менее яркой. Это называется спектральной мимикрией, и можно с помощью спектра разобраться в этом вопросе. Все это похоже на детектив.

- Дмитрий, ваше-то исследование в чем, собственно, состоит?

- Личное мое исследование – изучение как раз кинематики движения в атмосферах звезд промежуточных масс. Я сказал, что я занимаюсь звездами на стадии протопланетной туманности, и когда мы изучаем вот эту кинематику движения атмосфер, мы можем точнее представлять эту самую коротенькую стадию эволюции звезды. На самом деле, о том слайде, который я показал, можно было сказать: "Вот это вещество было сброшено 13 тысяч лет назад, а вот это вещество, которое немножко ближе, было сброшено примерно 300 лет назад или 200 лет назад, примерно при разгроме Бонапарта".

Фото: sdo.gsfc.nasa.gov

- Захочешь нормальную легенду для фейерверка на свадьбу - обращайся, Дима все объяснит. Давайте еще один финальный вопрос: вы говорите, а я повторю. Итак, практический вопрос: когда произойдет гибель Солнца, как это произойдет, что нам делать, успеем ли спастись?

- С Солнцем все просто: Солнцу еще жить, по крайней мере, больше 5 миллиардов лет. Другое дело, сколько жить нам. На самом деле, нам жить меньше, потому что Солнце постоянно увеличивает свою мощность. Все звезды чем дольше светят, тем больше их яркость – это, на самом деле, непривычно. И через несколько миллиардов лет Солнце будет светить на 25% ярче. Это значит, что на Земле уже не может существовать воды. То есть прежде чем звезда раздуется и начнет сбрасывать оболочку, о чем я рассказывал, мы уже вряд ли сможем существовать на Земле, потому что Земля будет уже очень горячей пустыней. Это будет примерно через 2-3 миллиарда лет.

- Время есть, короче. Спасибо Дима. И вот эти аплодисменты мы замеряем. 106,2 – неплохой результат. Спасибо тебе, Дима.