Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Эти данные мы сгруппировали в табл. 3.1. Величина t0,5 – это период полураспада изотопа, т. е. время, необходимое для распада половины исходного числа его ядер. Используются стандартные обозначения для элементарных частиц: n – это нейтрон, p+ – протон, e– электрон, νe – электронное нейтрино, е+ – позитрон (антиэлектрон), ͞νe представляет собой электронное антинейтрино. Верхний индекс в виде знаков «+» или «−» обозначает электрический заряд частицы, измеренный в элементарных зарядах. Нижний индекс «е» в символе нейтрино означает его вид или аромат (см. сноску 23). Надчеркивание – стандартное обозначение античастицы. Число в конце некоторых реакций – их энергетический выход. Положительный выход означает, что вырабатывается больше энергии, чем потребляется, и реакция является энергетически выгодной, отрицательный энергетический выход означает обратное. Мы не указывали эту величину, если не могли найти достоверную информацию о ней.

Посмотрим внимательно на табл. 3.1 и сделаем некоторые выводы. В результате первичного нуклеосинтеза самыми тяжелыми ядрами в ранней Вселенной были изотопы лития и бериллия с массой 7 атомных единиц, производимые в реакциях 4He + 3H = 7Li и 4He + 3He = 7Be. Однако из всех изотопов бериллия устойчивым является только 9Be. Поэтому со временем практически весь бериллий перешел в литий в ходе реакции захвата электрона: 7Be + e– = 7Li. Что касается ядер с массой 6 единиц, то они образуются по одной из схем 3He + 3H = 6Li, 3He + 3He = 6Be = 4He + p++ p+, 4He + 2H = 6Li, две из которых могут вести к образованию устойчивого изотопа 6Li. Тем не менее в этих реакциях, как правило, образуется 4He, а лишняя пара нуклонов отторгается (для изотопа 6Be это происходит за 5×10–21 с). Именно по этим двум причинам по концентрации изотоп 7Li существенно превосходит 6Li. Кроме того, литий производится неохотно, а распадается при температурах, легко достижимых в ядрах звезд, вследствие чего его содержание во Вселенной не очень велико.

При первичном нуклеосинтезе образовалась большая часть существующего в природе гелия, который называют первичным. Астрономам удалось из наблюдений определить процент первичного гелия, который соответствовал предсказаниям теории Гамова. Понятно, что состав Вселенной не менялся до того момента, как появились первые звезды, в которых начались реакции синтеза, т. е. реакций образования ядер более тяжелых элементов из более легких. Химический же состав первых звезд соответствовал содержанию первичных элементов. Астрономы наблюдают галактики, состоящие из очень ранних звезд. По интенсивностям излучения спектральных линий различных химических элементов определяется средний химический состав галактики. Показателем того, насколько сильно изменился химический состав, является отношение содержания кислорода к содержанию водорода, которое в астрономии называют металличностью[65]. Звезды, в которых синтез незначительно изменил химический состав, характеризуются низкой металличностью. Самые первые звезды должны были иметь нулевое значение металличности. Астрономы построили график зависимости содержания гелия, лития и дейтерия от металличности галактик и экстраполировали эту близкую к линейной зависимость на нулевое значение металличности. В результате получился химический состав, соответствующий предсказаниям теории Гамова.

3.8.2. Звездный нуклеосинтез

Почему же процесс первичного нуклеосинтеза закончился на литии? Дело в том, что в природе нет устойчивых ядер с массой 5 и 8 атомных единиц массы. В любом сочетании пяти протонов и нейтронов одна из частиц оказывается лишней и выбрасывается из ядра, которое упорно хочет остаться альфа-частицей. А образующийся при слиянии двух ядер 4He изотоп 8Be имеет период полураспада 7×10–17 с, причем распадается он на две альфа-частицы, из-за чего никак не смог повлиять на первичный нуклеосинтез.

Более тяжелые элементы образуются через углерод, производимый в звездах в так называемом цикле Бете, или тройном альфа-процессе: 4He + 4He + 4He = 12C. Он проходит в две стадии 4He + 4He → 8Be – 91,8 кэВ; 8Be + 4He → 12C + 7,37 МэВ. Скорость этой реакции пропорциональна кубу концентрации гелия, и поэтому образование углерода идет очень медленно; сколь-либо заметное количество углерода накапливается десятки тысяч лет. Первичный же нуклеосинтез занял всего три минуты, после чего температура стала слишком низкой.