 |
|
Галактика М106 |
Слово «химический» обычно используется применительно к молекулам, к химическим реакциям, то есть к чему-то такому, что называется «превращением веществ». Но в контексте химической эволюции галактики под химией понимается именно производство атомов, элементов, а не молекул, которые из этих атомов составляются.
7 фактов об истории накопления атомов химических элементов в галактиках
① Химическая эволюция галактики — это история накопления в ней атомов всех химических элементов, которые рождаются в тех или иных процессах. Эта задача имеет самое непосредственное касательство к жизни человека, поскольку речь в ней идет именно о тех химических элементах, из которых состоим и мы сами, и планета, на которой мы живем, и окружающие нас предметы.
Современные представления об эволюции химических элементов в нашей Галактике и в других галактиках зародились примерно в 50-е годы. В 1957 году появилась фундаментальная работа двух Барбиджей, Фаулера и Хойла, которая с тех пор так и называется — «B2FH». В ней были описаны основные механизмы синтеза атомных ядер. Один из механизмов — нуклеосинтез Большого Взрыва — заложил начальные условия для химической эволюции нашей Вселенной. Затем есть нуклеосинтез в звездах, связанный с нормальной звездной эволюцией. Есть взрывной нуклеосинтез — это ядра, которые рождаются при различных взрывах на звездах. И еще один забавный механизм — реакции скалывания, которые происходят в космических лучах. Реакции скалывания не очень эффективны как механизмы синтеза химических элементов, но являются практически единственным способом синтезировать некоторые из них, в частности бериллий и бор. Все остальные элементы рождаются в звездах. Таким образом, химическая эволюция галактики — это эволюция звезд, из которых она состоит.
② Естественно предположить, что с течением времени в галактике будет становиться все больше атомов тех химических элементов, которые не были рождены в процессе Большого Взрыва. То есть мы можем ожидать, что между возрастом галактики и ее химическим составом будет наблюдаться какая-то зависимость. Но на самом деле все оказывается гораздо сложнее. Галактика не является однозначной машиной для производства химических элементов. В ней происходит очень большое количество процессов, которые связаны и с перемешиванием вещества, и с притоком вещества из внегалактической среды, и с выбросом вещества в межгалактическую среду. Поэтому четкой зависимости между возрастом галактики и ее химическим составом не наблюдается.
Еще одна сложность связана с тем, что мы не видим эволюцию галактики. В этом отношении астрономия сродни археологии, потому что в археологии мы тоже видим только результат, не видя самого процесса. Поэтому, кстати, слово «археология» довольно часто употребляется астрономами в качестве метафоры исследования химической эволюции галактики.
③ Химический состав на разных этапах эволюции галактики законсервирован в звездах разных возрастов. Например, химический состав, которым наша Галактика обладала около 4,5 миллиардов лет назад, законсервирован в Солнце. Если мы будем смотреть какие-то более старые звезды, мы будем видеть химический состав Галактики на еще более ранних этапах ее эволюции. Если посмотреть на всю протяженность жизни Галактики, все эти 13 миллиардов лет, которые она существует, мы увидим, что со временем в ней накапливалось все больше и больше тяжелых элементов, отличных от водорода и гелия. Одна из задач, которая сейчас решается астрофизиками, — это исследование звезд со все меньшим содержанием тяжелых элементов, предположительно, очень старых, не успевших обогатиться продуктами звездной эволюции.
④ В Галактике есть диск, в котором находится и наше Солнце. Для него характерен примерно такой же химический состав, как и для Солнца. Более старые звезды населяют окружающую диск галактики сферическую подсистему, которая называется «гало», в них тяжелых элементов примерно в 100 раз меньше, чем на Солнце. В состав гало входят и звезды с минимальным содержанием тяжелых элементов.
Сейчас известны звезды, в которых содержание железа более чем в 100000 раз меньше, чем на Солнце. Логично предположить, что именно они являются самыми старыми из выживших звезд Галактики. Но тем не менее их нельзя считать самыми первыми звездами в Галактике, поскольку последние вообще не должны были содержать тяжелых элементов, они могли состоять только из тех элементов, которые синтезировались при Большом Взрыве. Довольно много усилий прилагается к тому, чтобы найти эти звезды с нулевым содержанием тяжелых элементов. Рассматриваются разные варианты объяснения их отсутствия. Например, высказываются предположения, что первые звезды были очень массивными и жили очень недолго. Возможно, они существовали еще до возникновения Галактики, возможно, это было самое первое население нашей Галактики. Так или иначе, они образовались, прожили положенное им время, несколько миллионов лет, взорвались, загрязнили догалактическое (или протогалактическое) вещество тяжелыми элементами, а потом из этого слегка загрязненного вещества образовались те звезды, остатки которых мы сегодня наблюдаем. И далее процесс термоядерного синтеза проходил уже в более плавном режиме, постепенно накапливались тяжелые элементы, звезды становились все более богатыми металлами. И в конечном итоге появилось то, что нас окружает.
⑤ Нужно сделать небольшое уточнение. В астрономии металлами очень часто называют все элементы тяжелее бора, это иногда вводит в заблуждение неспециалистов. Особенно пугаются биологи, когда при них углерод называют металлом. Эта традиция возникла по историческим причинам: содержание металлов гораздо проще определять в звездных спектрах, поэтому и возникло такое обобщающее название. Когда астроном говорит о содержании в звезде металлов, это вовсе не означает, что он говорит о железе, магнии, алюминии. Он вполне может иметь в виду кислород или азот.
Именно с этими элементами сейчас связаны исследования, которые, можно сказать, находятся на переднем крае изучения химической эволюции галактики, — это исследования накопления углерода, азота, кислорода. В последние годы значительное продвижение достигнуто не только в исследовании нашей собственной Галактики, но и других звездных систем. Появилось огромное количество мощных инструментов, дающих высококачественные спектры: это и наземные телескопы, и, конечно, космический телескоп имени Хаббла.
Современные представления об эволюции химических элементов в нашей Галактике и в других галактиках зародились примерно в 50-е годы. В 1957 году появилась фундаментальная работа двух Барбиджей, Фаулера и Хойла, которая с тех пор так и называется — «B2FH». В ней были описаны основные механизмы синтеза атомных ядер. Один из механизмов — нуклеосинтез Большого Взрыва — заложил начальные условия для химической эволюции нашей Вселенной. Затем есть нуклеосинтез в звездах, связанный с нормальной звездной эволюцией. Есть взрывной нуклеосинтез — это ядра, которые рождаются при различных взрывах на звездах. И еще один забавный механизм — реакции скалывания, которые происходят в космических лучах. Реакции скалывания не очень эффективны как механизмы синтеза химических элементов, но являются практически единственным способом синтезировать некоторые из них, в частности бериллий и бор. Все остальные элементы рождаются в звездах. Таким образом, химическая эволюция галактики — это эволюция звезд, из которых она состоит.
② Естественно предположить, что с течением времени в галактике будет становиться все больше атомов тех химических элементов, которые не были рождены в процессе Большого Взрыва. То есть мы можем ожидать, что между возрастом галактики и ее химическим составом будет наблюдаться какая-то зависимость. Но на самом деле все оказывается гораздо сложнее. Галактика не является однозначной машиной для производства химических элементов. В ней происходит очень большое количество процессов, которые связаны и с перемешиванием вещества, и с притоком вещества из внегалактической среды, и с выбросом вещества в межгалактическую среду. Поэтому четкой зависимости между возрастом галактики и ее химическим составом не наблюдается.
Еще одна сложность связана с тем, что мы не видим эволюцию галактики. В этом отношении астрономия сродни археологии, потому что в археологии мы тоже видим только результат, не видя самого процесса. Поэтому, кстати, слово «археология» довольно часто употребляется астрономами в качестве метафоры исследования химической эволюции галактики.
③ Химический состав на разных этапах эволюции галактики законсервирован в звездах разных возрастов. Например, химический состав, которым наша Галактика обладала около 4,5 миллиардов лет назад, законсервирован в Солнце. Если мы будем смотреть какие-то более старые звезды, мы будем видеть химический состав Галактики на еще более ранних этапах ее эволюции. Если посмотреть на всю протяженность жизни Галактики, все эти 13 миллиардов лет, которые она существует, мы увидим, что со временем в ней накапливалось все больше и больше тяжелых элементов, отличных от водорода и гелия. Одна из задач, которая сейчас решается астрофизиками, — это исследование звезд со все меньшим содержанием тяжелых элементов, предположительно, очень старых, не успевших обогатиться продуктами звездной эволюции.
④ В Галактике есть диск, в котором находится и наше Солнце. Для него характерен примерно такой же химический состав, как и для Солнца. Более старые звезды населяют окружающую диск галактики сферическую подсистему, которая называется «гало», в них тяжелых элементов примерно в 100 раз меньше, чем на Солнце. В состав гало входят и звезды с минимальным содержанием тяжелых элементов.
Сейчас известны звезды, в которых содержание железа более чем в 100000 раз меньше, чем на Солнце. Логично предположить, что именно они являются самыми старыми из выживших звезд Галактики. Но тем не менее их нельзя считать самыми первыми звездами в Галактике, поскольку последние вообще не должны были содержать тяжелых элементов, они могли состоять только из тех элементов, которые синтезировались при Большом Взрыве. Довольно много усилий прилагается к тому, чтобы найти эти звезды с нулевым содержанием тяжелых элементов. Рассматриваются разные варианты объяснения их отсутствия. Например, высказываются предположения, что первые звезды были очень массивными и жили очень недолго. Возможно, они существовали еще до возникновения Галактики, возможно, это было самое первое население нашей Галактики. Так или иначе, они образовались, прожили положенное им время, несколько миллионов лет, взорвались, загрязнили догалактическое (или протогалактическое) вещество тяжелыми элементами, а потом из этого слегка загрязненного вещества образовались те звезды, остатки которых мы сегодня наблюдаем. И далее процесс термоядерного синтеза проходил уже в более плавном режиме, постепенно накапливались тяжелые элементы, звезды становились все более богатыми металлами. И в конечном итоге появилось то, что нас окружает.
⑤ Нужно сделать небольшое уточнение. В астрономии металлами очень часто называют все элементы тяжелее бора, это иногда вводит в заблуждение неспециалистов. Особенно пугаются биологи, когда при них углерод называют металлом. Эта традиция возникла по историческим причинам: содержание металлов гораздо проще определять в звездных спектрах, поэтому и возникло такое обобщающее название. Когда астроном говорит о содержании в звезде металлов, это вовсе не означает, что он говорит о железе, магнии, алюминии. Он вполне может иметь в виду кислород или азот.
Именно с этими элементами сейчас связаны исследования, которые, можно сказать, находятся на переднем крае изучения химической эволюции галактики, — это исследования накопления углерода, азота, кислорода. В последние годы значительное продвижение достигнуто не только в исследовании нашей собственной Галактики, но и других звездных систем. Появилось огромное количество мощных инструментов, дающих высококачественные спектры: это и наземные телескопы, и, конечно, космический телескоп имени Хаббла.
⑥ Галактика состоит из большого количества составных частей. Все они эволюционируют самостоятельно, но происходит и какое-то их взаимодействие. Химическая эволюция галактики оказывается совокупностью большого количества процессов, изучать которые в нашей Галактике сложно по той причине, что мы сидим внутри и достаточно многого не видим из-за того, что у нас одни объекты Галактики заслоняют другие. Но теперь, благодаря новым телескопам, мы получили возможность детально исследовать химический состав в галактиках других масс, другой структуры, других возрастов (чем дальше мы смотрим во Вселенную, тем более мы удаляемся в прошлое, это тоже способ изучения эволюции). Мы начинаем все больше узнавать о том, как происходил нуклеосинтез на ранних этапах эволюции Вселенной. И можно с уверенностью сказать, что эти исследования будут оставаться на переднем крае астрофизики еще очень длительное время.
⑦ Сейчас, наверное, можно сказать, что наблюдения обгоняют теорию. Наблюдения других галактик позволили накопить очень большое количество информации и о содержании химических элементов, и о том состоянии, в котором находятся эти химические элементы, и о том, входят ли они в состав межзвездного газа, космических пылинок, в состав какого рода космических пылинок они входят. Инфракрасные телескопы позволили заглянуть в спектральные области, которые ранее были нам недоступны. Много новых данных позволили получить телескопы Спитцер и Гершель, готовятся к запуску новые телескопы. Благодаря этому мы получаем возможность рассматривать не только процесс синтеза тяжелых элементов, но и процессы фазовых переходов между твердой фазой (пылинками) и газовой фазой (звезды и межзвездное вещество). Сейчас увеличивается количество научных исследований именно на эту тему.
⑦ Сейчас, наверное, можно сказать, что наблюдения обгоняют теорию. Наблюдения других галактик позволили накопить очень большое количество информации и о содержании химических элементов, и о том состоянии, в котором находятся эти химические элементы, и о том, входят ли они в состав межзвездного газа, космических пылинок, в состав какого рода космических пылинок они входят. Инфракрасные телескопы позволили заглянуть в спектральные области, которые ранее были нам недоступны. Много новых данных позволили получить телескопы Спитцер и Гершель, готовятся к запуску новые телескопы. Благодаря этому мы получаем возможность рассматривать не только процесс синтеза тяжелых элементов, но и процессы фазовых переходов между твердой фазой (пылинками) и газовой фазой (звезды и межзвездное вещество). Сейчас увеличивается количество научных исследований именно на эту тему.
Dmitry Vibe