Вселенная как котел: откуда взялись все химические элементы

Как возникли химические элементы, из которых состоит все вокруг, в том числе и мы сами? «В звездах!» — воскликнет читатель, который что-то об этом слышал. «Что-то еще такое было сразу после Большого взрыва, и еще сверхновые…» — задумается тот, кто слышал чуть больше. Да, да, и еще раз да, но не только. К химическому многообразию Вселенной приложили руку и первые минуты после Большого взрыва, и звезды, и сверхновые, и нейтронные звезды, и даже космические лучи. Не пугайтесь, сейчас все разложим по полочкам.

Космическое лего

Число атомов подавляет воображение: в стакане воды их больше, чем стаканов воды в Мировом океане. Будь все они индивидуальными и неповторимыми, никто не смог бы разобраться в этом хаосе. К счастью, все атомы устроены одинаково: они состоят из ядра и кружащих вокруг него электронов. Ядро же состоит из положительно заряженных протонов и не имеющих заряда нейтронов.

Самое простое ядро у атома водорода: в нем всего один протон. Следующий по простоте элемент — гелий, в его ядре два протона. Число протонов легко узнать: это просто номер элемента в таблице Менделеева.

А что с нейтронами? Более чем 99,9% ядер водорода вообще не имеют нейтронов, они представляют собой просто одиночный протон. Это простейшая разновидность (как говорят ученые, изотоп) водорода — протий. Но бывает еще водород, в ядре которого компанию протону составляет нейтрон (это дейтерий) и даже два нейтрона (это тритий, но он радиоактивен и быстро распадается). Вообще, изотопы одного элемента отличаются друг от друга числом нейтронов. Изотопы есть у всех элементов, но в дальнейшем рассказе нам пригодятся только изотопы водорода и гелия. У гелия два стабильных (не радиоактивных) изотопа: гелий-4 и более редкий гелий-3. Эти цифры означают суммарное число протонов и нейтронов в ядре.

Островок разнообразия

Сегодня в таблице Менделеева 118 элементов, но некоторые из них были получены искусственно (и работы по созданию новых элементов продолжаются). Сколько же из них встречается в природе? Справочники дают различные ответы, от 90 до 98. Тут важно, как считать: некоторые радиоактивные элементы сначала были созданы в лаборатории, а уж потом было обнаружено, что они на короткое время и в ничтожных количествах образуются в горных породах.

Хотя на Земле присутствует не менее 90 элементов, 98% ее массы приходится всего на шесть: кислород, кремний, алюминий, магний, кальций и железо. Это, так сказать, геохимическая шестерка. Есть и другая шестерка — биохимическая. В нее входят элементы, преобладающие в составе живой клетки: водород, углерод, азот, кислород, фосфор и сера. Впрочем, живые организмы нуждаются и во многих других элементах.

Наша планета — кладезь химического разнообразия по сравнению с космосом. Вселенная в целом очень скучна: 91% атомных ядер приходится на простейший химический элемент — водород. Еще почти 9% — на второй по простоте, гелий. И менее 1% — на все остальные элементы. Если считать не по числу ядер, а по массе, картина будет чуть менее унылой, потому что водород и гелий очень легкие. Но именно чуть-чуть.

Если вас удивило и опечалило химическое однообразие Вселенной, подождите: сейчас мы разберемся, как так вышло.

Жар творения

Сразу после Большого взрыва температура была слишком велика для существования протонов и нейтронов. Но Вселенная быстро расширялась, энергия распределялась по все большему пространству, и материя остывала. Еще до конца первой секунды возникли протоны и нейтроны.

Протоны — это, как мы помним, ядра водорода (точнее, его самого распространенного изотопа протия). То есть одна ячейка в таблице Менделеева худо-бедно заполнилась.

Примерно через минуту после Большого взрыва космос остыл до нескольких миллиардов градусов, и нейтроны начали объединяться с протонами в ядра дейтерия. А дальше начались первые во Вселенной термоядерные реакции: ядра сталкивались и сливались друг с другом. Это время называется эпохой первичного нуклеосинтеза. Она продолжалась двадцать минут или около того. После этого Вселенная остыла до миллионов градусов. Это уже слишком прохладно для термоядерного синтеза.

Вот важнейшие из происходивших тогда реакций (все они воспроизведены в лабораториях):

Дейтерий + дейтерий = тритий + протон
Дейтерий + дейтерий = гелий-3 + нейтрон
Дейтерий + тритий = гелий-4 + нейтрон
Дейтерий + гелий-3 = гелий-4 + протон

Так образовался почти весь современный гелий. Даже звезды, неутомимые генераторы гелия, произвели его совсем немного по сравнению с первичным нуклеосинтезом. Дело в том, что около 80% атомных ядер во Вселенной не входит даже в состав галактик, а уж тем более звезд.

На этом процесс создания элементов застопорился. Концентрация гелия была слишком мала, чтобы он стал материалом для создания новых элементов, как это происходит в звездах.

Правда, из гелия все-таки образовались литий, бериллий и бор, но в ничтожных количествах. Увы, эти ядра разрушаются в термоядерных реакциях так же легко, как и создаются. Недаром их во Вселенной и поныне меньше, чем любых других элементов легче железа. Да и наблюдаемое-то содержание членов этой злосчастной троицы не так легко объяснить. Вероятно, они возникали, когда частицы космических лучей врезались в межзвездный водород. А еще к их синтезу могли приложить руку сверхновые, о которых мы еще поговорим.

Мы — звездный пепел

Так бы и быть космосу скучной смесью водорода и гелия, если бы не новые термоядерные реакторы — звезды. Первые из них озарили космос через сотни миллионов лет после Большого взрыва.

Большую часть жизни звезда занимается тем же, чем и Вселенная в эпоху первичного нуклеосинтеза: превращает водород в гелий. Правда, цепочка реакций при этом совсем иная и довольно сложная. Ведь в звезде, в отличие от раннего космоса, нет изобилия свободных нейтронов. Нейтрон вне атомного ядра и живет-то лишь несколько минут.

Что происходит, когда водород исчерпывается? Это зависит от массы светила. Звезды массой менее 0,5 солнечной на этом и заканчивают свою жизнь. Их недра недостаточно горячи и плотны для того, чтобы в термоядерные реакции вступил уже гелий. Солнце, к нашей гордости, пойдет дальше: оно создаст углерод, азот и кислород. А еще более массивные светила синтезируют элементы вплоть до железа, в ядре которого 26 протонов.

Дальше бессильны и термоядерные топки звезд. Столь тяжелые ядра трудно столкнуть друг с другом: мешает электрическое отталкивание многочисленных протонов.

К слову, большая часть звездных термоядерных реакций пока не воспроизведена на Земле. Создать нужные условия слишком сложно. Но они просчитаны теоретически, и результаты расчетов хорошо совпадают с наблюдаемым составом Вселенной.

Хэви-метал для Вселенной

Но первые 26 элементов — это даже не треть от встречающихся в природе 90. Как же образовались остальные?

На этот случай физика припасла трюк. Помните, мы сетовали, что в звездах не так уж много свободных нейтронов? Но все-таки нейтроны там возникают в некоторых ядерных реакциях. А дальше нейтрон врезается в атомное ядро и прилипает к нему. Нейтрону, в отличие от протона, это легко сделать: он ведь не заряжен и не отталкивается от ядра.

И вот, когда частицы ядра уже приняли его в свою тесную компанию, нейтрон выкидывает фокус. Он испускает электрон и превращается в протон! В ядре становится на протон больше, а значит, это уже следующий химический элемент. При обычном небольшом потоке нейтронов такой процесс протекает медленно, поэтому называется s-процессом, от английского slow — «медленный».

S-процесс идет в звездах — красных гигантах и может производить элементы вплоть до висмута (83 протона). Но он действительно нетороплив: требуется тысяча лет, чтобы превратить ядро железа в ядро свинца (82 протона). Вместе с тем элементы под номерами 84—89 (от полония до актиния) радиоактивны. Такое ядро распадается быстрее, чем s-процесс успевает прилепить к нему новый протон!

Как же объяснить существование в природе тория (90 протонов) и урана (92)? На помощь спешит r-процесс, от английского rapid — «быстрый». Он включается при взрывах сверхновых и столкновениях нейтронных звезд. Эти космические катаклизмы создают кратковременные, но мощные потоки нейтронов. Благодаря им могут образовываться даже самые тяжелые ядра.

Сверхновые, кстати, бывают двух типов. Тип Ia связан с термоядерным взрывом белого карлика, а все остальные — с коллапсом массивных звезд (если вам нужны подробности, у Naked Science они есть). Как те, так и другие катастрофы запускают r-процесс.

Это не просто теория. Астрономы знают предостаточно остатков сверхновых и давно изучают их состав. А три года назад тяжелые элементы были обнаружены и на месте столкновения нейтронных звезд.

Доставка готовых смесей

У вещества отгоревшего светила есть два пути. Часть его рассеется по межзвездному пространству и может стать материалом для будущих звезд и планет. Остальное будет навеки законсервировано в остатке звезды (белом карлике, нейтронной звезде или черной дыре). Правда, белые карлики иногда взрываются как сверхновые Ia, превращаясь в межзвездную пыль. Да и нейтронные звезды изредка сталкиваются и сливаются в одну, теряя при этом небольшую часть вещества на «разлет осколков». Но такие катастрофы —  исключение, а не правило. Чаще же всего что в звездный остаток попало, то для остальной Вселенной пропало.

Чем массивнее звезда, тем большую долю своего вещества она возвращает в оборот. Почти вся масса Солнца будет, увы, без толку законсервирована в белом карлике. А вот массивные звезды еще до того, как вспыхнуть в качестве сверхновой, могут рассеять в космосе половину или даже две трети своей массы. Поэтому за кислород воздуха и натрий нашей соленой крови мы должны благодарить расточительные тяжелые светила, а не бережливые легкие.

Удивительно, сколько усилий потребовалось Вселенной, чтобы создать строительный материал для скалистых планет и их обитателей. Но лишь благодаря неутомимой работе этого химического комбината есть те, кто может удивляться.