Карта сайта

Недостающая часть элементов «железного пика» синтезируется во взрывах очень плотных белых карликов

астрография

Остаток сверхновой 3C 397. Это композитное изображение получено на основе данных, собранных космическими телескопами «Чандра» (рентгеновский диапазон, представлен фиолетовым цветом) и «Спитцер» (ИК-диапазон, желтый), а также в ходе обзора DSS (оптический диапазон, красный, зеленый и синий). Изображение с сайта nasa.gov

Железо и его ближайших соседей по таблице Менделеева — элементы от титана до цинка — называют «железным пиком», поскольку их содержание во Вселенной несколько выбивается из общей зависимости «чем выше атомный номер, тем меньше доля». Основной источник элементов «железного пика» в нашей Галактике — сверхновые типа Ia, то есть взрывы белых карликов, потерявших устойчивость из-за перебора массы. Проблема в том, что по расчетам, в которых заложены параметры наблюдаемых сверхновых Ia и их остатков, в Галактике должно быть меньше элементов «железного пика», чем получается по наблюдениям. Возможное решение этой проблемы дал анализ данных орбитальной рентгеновской обсерватории XMM-Newton, показавший, что остаток от вспышки сверхновой 3C 397 содержит слишком много ядер хрома и титана. Ученые объяснили это тем, что белый карлик, взрыв которого породил этот остаток, имел нетипично высокую плотность. Это значит, что, во-первых, «очень плотные» белые карлики все же существуют, а во-вторых, стало понятно, откуда могло взяться так много элементов «железного пика» в нашей Галактике.

Подавляющая доля химических элементов, слагающих окружающий нас мир, — это результат нескольких процессов, происходивших в разное время во Вселенной. В ходе первичного нуклеосинтеза (см. Big Bang nucleosynthesis), шедшего в первые минуты после Большого взрыва, образовались водород, гелий и чуть-чуть лития (большинство атомов этих элементов «родом» из тех времен), из которых затем стали формироваться первые звезды и галактики. Элементы вплоть до железа (атомный номер 26), — а из них в большой степени состоим мы с вами, — синтезируются в основном в термоядерных реакциях, протекающих в звездных недрах (см. Звездный нуклеосинтез). Более тяжелые элементы таблицы Менделеева являются продуктом по истине катастрофических процессов, сопровождающих последние стадии жизни некоторых звезд — взрывов сверхновых.

Вполне вероятно, что каждое ваше утро начинается со взаимодействия с остатком вспышки сверхновой типа Ia (читается «один а»): умываетесь ли вы водой, текущей из хромированного крана в ванной, насыпаете ли в чай или кофе сахар из никелированной сахарницы, поджариваете ли утренние гренки, переворачивая их на сковороде лопаткой из нержавеющей стали. Большая часть атомов (если говорить совсем строго, то — атомных ядер) элементов так называемого «железного пика» сформировалась и была выброшена в межзвездную среду во время термоядерных взрывов белых карликов в двойных системах. Такие взрывы в нашей Галактике случаются, в среднем, раз в несколько десятков лет. Это и есть сверхновые типа Ia. Элементы «железного пика» — это элементы от титана (атомный номер 22) до цинка (атомный номер 30). В этот промежуток попадают, в частности, хром, никель, железо и медь.

При вспышке сверхновой значительная часть ее вещества — в том числе и наработанные тяжелые элементы — выбрасывается в межзвездную среду. Миллиарды лет назад вещество от нескольких вспышек сверхновых собралось в том месте, где потом сформировалось Солнце и его планетная система — вместе с нашей Земля, ее полезными ископаемыми, а, стало быть, и всеми предметами, которые нас окружают. Ну и вместе со всеми нами, конечно, тоже. Железо в вашей крови (в составе гемоглобина) тоже когда-то было частью остатка вспышки сверхновой типа Ia.

На сегодняшний день астрономам известно около 300 остатков сверхновых в Млечном Пути. Остаток сверхновой — это вещество, разлетевшееся в межзвездную среду после взрыва, плюс компактный объект, если он остался «на месте» звезды. Основные сценарии сверхновых — смерть массивной звезды (и тогда ее внешние слои сбрасываются, а ядро коллапсирует, порождая тот самый компактный объект — нейтронную звезду или черную дыру; это сверхновые типа Ib/c и типа II) либо взрыв белого карлика, который полностью его разрывает (сверхновая типа Ia). Выброшенное вещество тормозится межзвездной средой и продолжает медленно (по космическим меркам, конечно) разлетаться и рассеиваться в пространстве. Его мы наблюдаем как один из видов туманностей, их размеры обычно не превышают нескольких десятков парсек. Эти туманности «живут» десятки (реже сотни) тысяч лет, после чего бесследно рассеиваются в межзвездной среде. Поэтому их сегодня и наблюдается так мало — все они являются следами взрывов, случившихся в недавнее (по галактическим меркам) время.

По крайней мере несколько десятков из известных остатков сверхновых — результаты взрывов именно белых карликов. И хотя не всегда легко определить, какой именно остаток перед нами, астрономы ориентируются на особенности их спектра. В остатках сверхновых типа Ia, например, довольно много железа и элементов «железного пика».

Физика взрыва белого карлика и, в целом, звездной эволюции известна достаточно неплохо. И поэтому астрофизики вполне в состоянии предсказать и как часто такие вспышки случаются (раз в несколько столетий; это связано с процессом звездообразования, например), и сколько ядер и каких именно элементов окажется в межзвездной среде после вспышки. То есть, в конечном итоге, ученые в состоянии предсказать химический состав нашей Галактики. Вернее, они пытаются это сделать.

Но здесь есть свои тонкости, если не сказать проблемы. В принципе, есть несколько способов «взорвать» белый карлик, масса которого превысила чандрасекаровский предел — максимальную массу, примерно равную 1,4 массам Солнца, за которой объекты такого типа становятся неустойчивыми. Взрыв может начаться или на поверхности белого карлика (если достаточно плотным и горячим оказывается вещество, перетянутое им со звезды-компаньона), или в его центре (если там повысится плотность из-за сжатия). Во втором случае центральная плотность существенно влияет на обилие тех тяжелых элементов, которые образуются в ходе взрыва: чем плотнее ядро, тем больше будет элементов «железного пика».

И наблюдения говорят, что доля таких элементов в Галактике больше, чем следует из теории при взрывах не самых массивных и не самых плотных белых карликов. То есть как раз таких, которые, собственно, и наблюдаются либо «в прямом эфире», либо в виде остатков.

Такое расхождение между теорией и наблюдательными данными не могло не волновать астрономов. Возможное объяснение этого расхождения представлено в статье, опубликованной недавно группой японских астрофизиков вместе с коллегами из США в журнале The Astrophysical Journal Letters. Ученые выявили в наблюдениях, проведенных еще в 2018 году, интересную особенность остатка сверхновой типа Ia, обозначенного 3C 397 (рис. 1).

Этот остаток находится в созвездии Орла на расстоянии около 8 кпк от нас. Он уже давно привлекает внимание астрономов. Отчасти — из-за своей необычной прямоугольной формы, которую списывают на особенности взаимодействия вещества взорвавшегося белого карлика с плотной межзвездной средой. То, что этот остаток именно от сверхновой типа Ia, более-менее стало понятно только в 2020 году (H. Martínez-Rodríguez et al., 2020. Evidence of a Type Ia Progenitor for Supernova Remnant 3C 397). Этот вывод был сделан как раз по обилию элементов типа магния, кремния, хрома, железа: их соотношение в этом остатке хорошо описывается моделью взрыва белого карлика.

В 2018 году были проведены спектральные наблюдения этого остатка на рентгеновском орбитальном телескопе XMM-Newton. Спектральными они были для того, чтобы можно было лучше изучить химический состав этого остатка, а рентгеновскими — потому что спектральные линии элементов «железного пика» хорошо видны именно в рентгеновском диапазоне. Рис. 2. «Портреты» остатка сверхновой 3С 397, построенные по наблюдениям обсерватории XMM-Newton

Рис. 2. «Портреты» остатка сверхновой 3С 397, построенные по наблюдениям обсерватории XMM-Newton в разных спектральных диапазонах. (а) — изображение в линии железа (диапазон энергии фотонов 6,4–6,7 кЭв). (b) — изображение в линии хрома (5,4–5,7 кЭв). Чем ярче область (в относительных единицах детектора), тем больше атомов соответствующего элемента в ней. (с) — отношение содержаний хрома и железа в остатке. Видно, что в южной части содержание хрома довольно велико. Рисунок из обсуждаемой статьи в The Astrophysical Journal Letters

В спектре 3C 397 хорошо видны линии железа, никеля, хрома и прослеживается линия титана. Причем, по отношению к содержанию железа (измеренному в количестве атомов) содержание хрома и титана в этом остатке составляет около нескольких процентов. Они распределены по остатку неравномерно: яркий сгусток виден в южной части остатка (рис. 2). Но, быть может, важнее даже их обилие по отношению к никелю, поскольку количество атомов никеля, произведенных при вспышке сверхновой типа Ia, чувствительно к центральной плотности белого карлика: чем меньше плотность, тем больше никеля.

Рис. 3. Теоретически рассчитанное содержание титана (по отношению к содержанию железа) в остатке сверхновой типа Ia в зависимости от центральной плотности исходного белого карлика. Каждая точка на графиках представляет результат моделирования взрыва сверхновой. Цвет точки показывает общую долю железа в выбросе. Горизонтальная полоса — измеренное значение относительного содержания титана в остатке 3C 397. Левый график построен для менее плотного белого карлика и хорошо видно, что ни одно из расчетных значений не превосходит наблюдаемого значения. Рисунок из обсуждаемой статьи в The Astrophysical Journal Letters

В случае остатка 3C 397 расчеты могут воспроизвести наблюдаемое относительное содержание упомянутых элементов только в том случае, если плотность вещества в первоначальном карлике превышала 5·109 г/cм3 (рис. 3). Это где-то в 2,5–3 раза больше, чем центральная плотность для «стандартного» белого карлика. Теория не запрещает существовать карликам с настолько высокой центральной плотностью, но вот остаток от взрыва такого объекта наблюдается впервые.

Рис. 4. Теоретически рассчитанная зависимость относительного содержания титана (синие кружочки), хрома (зеленые квадратики) и марганца (красные треугольники) от центральной плотности белого карлика до взрыва (содержание всех титана и хрома элементов берется по отношению к содержанию никеля, содержание марганца дополнительно умножено на 0,01). Горизонтальные полосы — значения, измеренные для остатка 3C 397. Рисунок из обсуждаемой статьи в The Astrophysical Journal Letters

Если вывод авторов о том, что породивший 3C 397 белый карлик имел повышенную плотность, верен, то это сразу решает две проблемы. Во-первых, становится понятно, откуда можно взять недостающее обилие тяжелых элементов типа хрома и титана. А во-вторых, очевидно, такие вспышки происходят — мы это (точнее, последствия, конечно) видели! По оценкам авторов, если именно такие карлики взрываются в 20% случаев, то этого уже достаточно, чтобы объяснить химический состав нашей Галактики.

Впрочем, на этом еще рано говорить «всем спасибо, расходимся». В принципе, схожее содержание элементов «железного пика» может оказаться и в остатке от взрыва особого вида сверхновой — так называемой сверхновой с захватом электронов (electron-capture supernova). Эти сверхновые теоретически могут порождаться взрывами ядер звезд с массами 8–10 масс Солнца. Ядра таких звезд по своей сути являются массивными белыми карликами с достаточно высокой плотностью в центре. Их взрыв может быть спровоцирован обильным захватов электронов протонами в самом центре (точнее, ядрами магния и неона). А электронный газ — это как раз то, что удерживает белый карлик в равновесии: как только электронов становится меньше, ядро теряет устойчивость и коллапсирует.

Но это всё в теории. На практике вспышки сверхновых такого типа пока не наблюдались. Во всяком случае они не наблюдались с точки зрения текста обсуждаемой статьи о 3C 397. Но ее авторы не могли не знать о том, что в марте того же 2018 года астрономами была открыта сверхновая, получившая обозначение SN 2018zd, которая по всем признакам подходит под сверхновую с захватом электронов, — первый кандидат на сверхновую такого типа в истории наблюдений! Забавно, что один из ученых участвовал в обоих исследованиях. Правда, в архиве электронных препринтов статья об открытии SN 2018zd появилась в ноябре 2020 года, а официально опубликована в журнале Nature Astronomy она была только в конце июня 2021 года — то есть уже после выхода статьи про остаток 3C 397. Возможно, у авторов обсуждаемой статьи состоялся сложный диалог с рецензентом, и они решили перестраховаться, считая, что пока результат не в журнале, его как бы и нет. Между тем, в работе про SN 2018zd была дана и оценка частоты таких «особенных» сверхновых: по расчетам авторов они составляют несколько процентов от стандартных коллапсирующих сверхновых (core-collapse supernova), что довольно много.

Рис. 5. Вспышка сверхновой SN 2018zd в галактике NGC 2146, удаленной от нас примерно на 70 млн световых лет. Справа приведены полученные в разное время изображения участка неба, в котором находится сверхновая: b, c и d — снимки «Хаббла» (единичные кадры, сделанные через разные фильтры), e — снимок «Спитцера» на длине волны 3,6 мкм. Изображение из статьи D. Hiramatsu et al., 2021. The electron-capture origin of supernova 2018zd

Но, возможно, главное в том, что авторам статьи в Nature Astronomy удалось, во-первых, показать существование сверхновых с захватом электронов. А во-вторых, — обосновать, что их прародителями являются редкие звезды, принадлежащие к классу так называемых SAGB-звезд (то есть звезд, лежащих на супер-асимптотической ветви гигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела, см. Super-AGB star). И теперь ученые, разрабатывающие теории эволюции звезд, должны с отдельным вниманием относиться к звездам с массами в узком диапазоне от 8 до 9 масс Солнца (как раз тем, которые и порождают SAGB-звезды) и отдельно учитывать их вклад в химический состав Галактики. Во всяком случае, им стоит делать это вдумчиво и аккуратно. Источник: Yuken Ohshiro, Hiroya Yamaguchi, Shing-Chi Leung, Ken'ichi Nomoto, Toshiki Sato, Takaaki Tanaka, Hiromichi Okon, Robert Fisher, Robert Petre, and Brian J. Williams. Discovery of a Highly Neutronized Ejecta Clump in the Type Ia Supernova Remnant 3C 397 // The Astrophysical Journal Letters. 2021. DOI: 10.3847/2041-8213/abff5b.

источник

Случайная картинка

материаловедение

Новые комментарии

Академия Собор
ихтиосфера
Яндекс.Метрика
Рейтинг@Mail.ru
Индекс цитирования.