Когато човечеството най-накрая открива сблъсъка между две неутронни звезди през 2017 г., беше потвърдена една дългогодишна теория – в енергийните пожари на тези невероятни експлозии се коват елементи, по-тежки от желязото.
Това даде шанс да се мисли, че имаме отговор на въпроса как тези елементи, включително златото, се разпространяват из Вселената.
Но нов анализ разкри проблем при тази теория. Според новите модели на галактическа химическа еволюция, сблъсъците на неутронни звезди дори не се доближават до произвеждането на изобилието от тежки елементи, открити днес в галактиката Млечен път.
„Сливането на неутронни звезди не е произвело достатъчно тежки елементи в ранния живот на Вселената и все още не го прави сега, 14 милиарда години по-късно“, казва астрофизикът Аманда Каракас от университета Монаш и Центъра за върхови постижения на ARC за цялата астрофизика на небето в 3 измерения (ASTRO 3D) в Австралия.
„Вселената не ги е направила достатъчно бързи, за да се обясни присъствието им в много древни звезди и като цяло просто няма достатъчно сблъсъци, за да се обясни изобилието на тези елементи днес.“
Звездите са ковачниците, които произвеждат повечето от елементите във Вселената. В ранната Вселена, след като първичната кваркова супа се охлади достатъчно, за да се слее в материя, тя образува водород и хелий – все още двата най-разпространени елемента във Вселената.
Първите звезди, образувани при гравитацията, събират парчета от тези материали. В термоядрените пещи на техните ядра тези звезди изковават водород в хелий; след това хелий във въглерод; и така нататък, сливане на все по-тежки и по-тежки елементи, като изчерпват по-леките, докато се произведе желязо.
Самото желязо може да се слее, но консумира огромни количества енергия – повече, отколкото произвежда такъв синтез – така че желязната сърцевина е крайната точка.
„Можем да мислим за звездите като гигантски тенджери под налягане, където се създават нови елементи“, казва Каракас. „Реакциите, които правят тези елементи, също така осигуряват енергията, която поддържа звездите да блестят ярко в продължение на милиарди години. С напредване на възрастта те произвеждат все по-тежки и по-тежки елементи, докато вътрешността им се нагрява.“
За да се създадат елементи, по-тежки от желязото – като злато, сребро, торий и уран – е необходим бърз процес на улавяне на неутрони или r-процес. Това може да се случи при наистина енергични експлозии, които генерират поредица от ядрени реакции, при които атомните ядра се сблъскват с неутрони, за да синтезират елементи, по-тежки от желязото.
Но трябва да се случи наистина бързо, така че в радиоактивното разпадане да няма време да се добавят повече неутрони към ядрото.
Сега знаем, че експлозията на килонова, генерирана от сблъсък на неутронна звезда, е достатъчно енергийна среда за осъществяване на r-процеса. Това не се оспорва. Но за да произведем количествата от тези по-тежки елементи, които наблюдаваме, ще ни е необходима минимална честота на сблъсъци на неутронни звезди.
За да разберат източниците на тези елементи, изследователите са конструирали модели на галактическа химическа еволюция за всички стабилни елементи от въглерод до уран, използвайки най-съвременните астрофизични наблюдения и химически изобилия в Млечния път. Те включват теоретичен добив на нуклеосинтеза и честота на събитията.
Учените изложиха работата си в периодична таблица, която показва произхода на елементите, които са моделирали. И сред своите открития те установиха липсата на честота на сблъсъци на неутронни звезди, от ранната Вселена до сега. Вместо това те вярват, че тип свръхнова би могла да бъде отговорът.
По-точно те се наричат магниторотационни свръхнови и се появяват, когато ядрото на масивна, бързо въртяща се звезда със силно магнитно поле се срути. Смята се също, че те имат достатъчно енергия, за да се осъществи r-процесът. Ако малък процент от свръхновите звезди между 25 и 50 слънчеви маси са магниторотационни, това може да компенсира разликата.
„Дори и най-оптимистичните оценки за честотата на сблъсъци на неутронни звезди просто не могат да обяснят огромното изобилие от тези елементи във Вселената“, казва Каракас. „Това беше изненада. Изглежда, че въртящите се супернови със силни магнитни полета са истинският източник на повечето от тези елементи.“
Предишни изследвания установиха, че тип свръхнова, наречена колапсар, също може да произвежда тежки елементи. Това е, когато една бързо въртяща се звезда над 30 слънчеви маси става свръхнова, преди да се срути в черна дупка. Смята се, че те са много по-редки от сблъсъците с неутронни звезди, но те биха могли да допринесат. Това съвпада добре с другите констатации на екипа.
Те открили, че звездите, по-малко масивни от около осем слънчеви маси, произвеждат въглерод, азот, флуор и около половината от всички елементи по-тежки от желязото. Звездите, по-масивни от осем слънчеви маси, произвеждат по-голямата част от кислорода и калция, необходими за живота, както и повечето от останалите елементи между въглерода и желязото.
„Освен водород, няма нито един елемент, който да може да се образува само от един тип звезда“, обясни астрофизикът Чиаки Кобаяши от университета в Хъртфордшир във Великобритания.
„Половината въглерод се получава от умиращи звезди с ниска маса, но другата половина идва от свръхнови. Половината желязо идва от нормални свръхнови от масивни звезди, но другата половина се нуждае от друга форма, известна като свръхнови тип Ia. Те се произвеждат в двоични системи на звезди с ниска маса. „
Това не означава непременно, че изчислените 0,3 процента от златото и платината на Земята, проследявани до сблъсък на неутронна звезда преди 4,6 милиарда години, имат различна история на произхода.
Но учените откриват гравитационни вълни едва от пет години. С подобряването на оборудването и техниките може да открием, че сблъсъците на неутронни звезди са много по-чести, отколкото смятаме, че са в момента.
Любопитното е, че при моделите на изследователите се получава повече сребро от наблюдаваното и по-малко злато. Това предполага, че нещо трябва да бъде променено. Може би това са изчисленията. Или може би има някои аспекти на звездната нуклеосинтеза, които тепърва ще разберем.
