Brown & Mussett The Inaccessible Earth 04 Chapter (Д. Браун, А. Массет - Недоступная Земля), страница 9

Этот вывод делает- 4, ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ 85 ся на основании того, что з-процесс допускает распад ядер, содержащих на один нейтрон больше, чем при стабильном состоянии. В результате этого образуются изотопы„которые ие могут появиться прн г-процессе, когда к ядру ппьисоеднняются новые нейтроны, а (3-распад еще не может начаться.

Однако построение ге В1 из ядер группы железа занимает несколько сотен лет: для б-распада требуется время, а как раз времени-то на последних стадиях эволюции звезды (перед ее превращением в сверхновую) не хватает. Решение этой проблемы, по-видимому, состоит в том, что и-процесс развивается при эволюции звезды в то же самое время, что и некоторые нз более ранних реакций, и воздействует иа то небольшое количество иютопов группы железа, какое оказывается в составе звезды, когда она только что образовалась из межзвездного облака.

Изотопы тяжелее 'еэВ! создаются в ходе г-процесса в последние моменты перед взрывом и выносятся этим взрывом в простреле гво, где рассеиваются среди других частиц межзвездного газа н пыли. Это объяснение синтеза тяжелых элементов только отбрасывает решение задачи обратно-к вопросу о том, откуда взялись в межзвездной среде элементы группы железа? Ответ-от взрыва предыдущей сверхновой. Это ведет к схеме образования элементов по меньшей мере двух генераций: из водорода последовательно строятся элементы вплоть до группы железа; затем оии возвращаются в межзвездную среду при взрыве одной сверхновой, включаются в состав другой и перерабатываются дальше. По сути дела, предполагается, что в производство элементов, из которых построена Земля н создан сам человек, было вовлечено много сверхновых.

Звезды в стадии, предшествующей превращению в сверхновые, сжигают евое горючее гораздо быстрее, чем звезды меньшего размера, из-за гораздо более высоких внутренних темпеьпатур. Таким образом, мехщу временем, когда образовалась Галактика (около 15 10 лет назад), н временем, когда образовалась Солнечная система (около 4,б 104 лет назад), могло возникнуть много генераций звезд, которые превращались в сверхновые, взрывались и понемногу обогшцали межзвездное пространство, а значит, и более поздние звезды тяжелыми элементами, составшпощими теперь 2;4 массы Солнечной системы. Предположение о постепенной постройхе тяжелых элементов не объасняет возраст метеоритов, определяемый по 444рп, гхэ1 и зеА! (разд.

4.5.4). Одно из вероятных решений проблемы-допущение, что межзвездное облако, уже обогащенное за счет взрывов многих сверхновых, вошло в спиральный рукав некоторой галактики. Сжатие не привело к образованию звезды в этом облак, но способствовало формированию звезды где-то по соседству; звезда быстро превратилась в сверхновую, которая двла дополнительный вклад элементов. Процесс повторнлся при следующем прохождении через спиральный рукав (что, вероятно, должно было случиться 100 млн. лет спустя).

Интервал образования, равный 100 млн. лет, который был определен по 444рп и 'ээ1, отражает первое прохождение, тогда как гораздо меньший интервал, вычисленный по э~А), соответствует второму прохождению. Для того чтобы произвести вычисленное количество '4А! и создать другие изотопные аномалии (и чтобы интервал образования составил только 2-3 млн. лет), последняя сверхновая должна была появиться близко к облаку в пространстве и времени, и это позволяет предположить, что ее взрыв и послужил толчком к образованию Солнечной системы.

Это подтверждается тем наблюдением, что новые звезды иногда возникают на расширяющемся фронте взрыва сверхновой, создающего местное сжатие. Короче говоря, тяжелые элементы Солнечной системы накапливались в течение очень длительного времени, но затем их количество резко увеличилось вследствие взрывов Вб 4. ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОИ СИСТЕМЫ двух сверхновых, причем один вз них произошел как раз перед образованием Солнечной Последний вопрос: в какой мере состав внешней, видимой части Солнца изменен ядерными реакпиями, идущвмн внутри? Полагают, что это изменение совсем невелико, тах как в тех частях, где происходит термоядерное сгорание, нет конвекции в отличие от более холодных внешних частей.

Однако литий разрушается уже прн температуре 3 10~ К, что ниже температуры сгорания водорода; вероятно, литий попадает в ходе конвенции достаточно глубоко и медленно уничтожается. Это могло бы объяснить, почему литий на Солнце и на других старых звездах истощен по сравнению с молодыми звездами, с метеоритами, а также с земной корой (рис. 4.7, 5.4). Конечно, в нашем изложении теория термоядерного сннтеза сильно упрощена. Мы уделили мало внимания той ключевой роли, какую играют в эволюции звезд нх размеры, и игнорировали, например, тот факт, что некоторые звезды превращаются в сверхновые уже на стадии термоядерного сгорания углерода-кислорода, Однако мы смогли ионять, 1) как возникла наблюдаемая относительная распространенность элементов на Солнце (рахн.

4.4), где термоядерное сгорание почти не изменило первоначальный состав вещесппь если не считать превращения водорода в гелий в глубоких внутренних частях, 2) почему на Земле н в метеоритах должны среди элементов преобладать кислород, кремний, магний, сера и ."келезо (см. пики иа кривой (б) рис. 4.12) и 3) как образование Солнечной системы может быть связано со взрывом какой-то определенной сверхновой.

Краткое содержаае. 1. Рассматривая Солнечную систему в целом, можно вьщелнть те важные особенности, на которых лепю проверить предлагаемые теории ее образования. В результате мы приходим к заключению, хота н не считаем зто догмой, что она сформировалась из Солнечной туманности-богатого водородом вращающегося облака, состоявшего нз газа и пыли. Хотя планетные системы иельзв считать неизбежным следствием развития такой туманности (хотя бы потому, что планетные системы не могут образоватьса вблизи двойных звезд, которых большинство), обычно допускается, что для возникновения Солнечной системы не требовалось какого-то исвпочвтельного стечения обстоательств, хак зто предполагалось в первых приливных теориях.

Однако это возникновение можно считать в какой-то мере необычным квашням, поскольку толчком к нему был взрыв сверхновой. Главная масса Солнечной туманности, сжавшясь, образовала Солнце, во по периметру туманности такого сжатия не произошло из-за большого момента количества движения, и зто привело к образованию планет. 2. Распространенность элементов на Солнце близка к той, которая была в Солнечной туманности, за исключением лития. В самом общем виде состав планет можно считать производным от состава Солнца с последовательной потерей летучих, причем Юпитер потерял их мало, а планеты земной группы смогли сохранить только наиболее тугоплавкие элементы и соединения. Это будет обсуждаться в следующей главе.

3. Метеориты-хондрнты дают нам ценную возможность увидеть мельком отдельные моменты ранних стадий аккрецви, хотя, вероятно, на них направлено, за неимением других сведений, слнпжом большое внимание. Распространенность элементов в хондрнтах близка к наблюдаемой на Солнце, если учесть потерю наиболее летучих элементов и соединений; детальное изучение состава и структуры этих метеоритов приводит к хондритовой модели Земли (разд. 5,4), Дифференцированные метеориты испытали процессы сегрегации элементов; вероятно, это произошло в астероидах.

Возможно, что этн процессы сходны с теми, которые развивались в недрах Земли. 4. ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ 37 4. Аиализ даипых о эвездиой зволюпви и вуклеосиитезе подтверждает сделаииые выше выводы и обьпсвлст, почему кислород, кремиий, маптий, сера и железо являются, вероатио, самыми распространенными элементами иа Земле. Общие неурнаеьные сннвимс рекомендуемые дяя да»»неон»его чныння Описание Солнечной системы и теории се образования-журнал «Бсютт(рю Аеепсап», сентябрь 1975 г. Изотопиме аиомплвя в метеоритах [1941.

Общие инни« рекомеидуемьм дяя даяьнеащего чныния Теории обрвэоваюю Солисчиой системы [2411. Сояиечввя система [2501. Метеориты [248, 14Ц. Нуклеоспвтсз [2101. Эволюция звезд [21 11. «Кембриджская эицкклопелвя астровомюю- Мйаоп $ ТЬе Саюбпт58е епсус1орасб(а о1 взтговоюу, Еопбоп: успабпю Саре, 1977. Журнаяьные отнннви, рекомендуемые дяя более данса»ного изучения Характервые особевности Солиечаой системы и теории ее образовапвя [242, 1051.

Доклады'па ковфереицвв по Солвечиой системе, анализ развития яауки [1801. Плутон-статьи в журналах «1сатпз» (1980, 42, с. 29-34) в «(Чеи Бскпбет» (1978, 79, с. 273З Расвростраиеивость элемсвтов в пуклеоспитез [2203. 1(ннгн, рекомендуемые дяя боеее дев«те»ного изучения Теория образоввюи Солнечной системы [591. Метеориты [237, 1441.

Звезлваа эволюцвя [ЮЩ. .