АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 3, с. 252-277
УДК 523.2
К ПРОБЛЕМЕ ПРОИСХОЖДЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ: ЗАКОНОМЕРНОСТИ ФРАКЦИОНИРОВАНИЯ БЛАГОРОДНЫХ ГАЗОВ
В УДАРНЫХ ВОЛНАХ
© 2007 г. Г. К. Устинова
Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва Поступила в редакцию 22.12.2005 г. После исправления 28.11.2006 г.
На примере благородных газов рассмотрены эффекты вспышки последней сверхновой перед формированием Солнечной системы. Ускорение генерированного вещества сверхновой во взрывной ударной волне привело к его первичному фракционированию и к созданию мелкомасштабной изотопной гетерогенности первичного вещества. Это зафиксировано в виде изотопных аномалий в высокотемпературных фазах ранних конденсатов углистых метеоритов и в изотопных системах благородных газов и является обоснованием феномена сверхновой. Исследованы два основных проявления в благородных газах эффектов ускорения в ударных волнах: изменение изотопных соотношений их космогенной компоненты из-за усиления жесткости спектра ядерноактивных частиц и фракционирование газов, обогащение их изотопных систем тяжелыми изотопами. Реальность рассмотренных процессов демонстрируется на примере благородных газов солнечного корпускулярного излучения в лунных ильменитах. Отсутствие продуктов r-процесса среди вымерших радионуклидов в богатых кальцием и алюминием включениях (CAI) углистых хондритов с интервалом образования <1 млн. лет свидетельствует в пользу того, что последняя сверхновая была сверхновой типа Ia, и это, возможно, сыграло важную роль в происхождении Солнечной системы.
PACS: 96.12.Bc, 96.30.Za, 96.50.Pw, 97.60.Bw, 98.70.Sa
ВВЕДЕНИЕ
О роли вспышки последней сверхновой в формировании планет и первичного вещества
Происхождение Солнечной системы составляет одну из важнейших проблем современности. Ее актуальность особенно возрастает в связи с результатами наблюдений (путем исследования звездных спектров в разных диапазонах длин волн) возможного зарождения планетарных систем (Bloemen и др., 1994; Bykov, Bloemen, 1994; Beskwith, Sargent, 1996) и с успешными поисками внесолнечных планет: с 1995 г. открыто около 200 экзопланет вблизи многих звезд (Marcy и др., 2002; Turlier, 2004; Butler и др., 2006). Действительно, Солнечная система является ценнейшей астрофизической лабораторией, поскольку представляет конечный результат целой цепочки космогонических процессов, ведущих к образованию планетарных систем. Всестороннее изучение Солнечной системы (от достижений сравнительной планетологии до тонких исследований изотопных вариаций вещества живой и неживой природы) открывает как уникальную возможность воссоздания универсальной картины глобальных процессов на ранней стадии рождения звезд и формирования планет, так и возможность осознания неповторимости Солнечной системы.
Важнейшим и центральным звеном этих исследований является вопрос об изотопном и элементном составе первичного вещества. Современный уровень знания основывается на концепции, согласно которой основу протосолнечного вещества составляло вещество гигантского молекулярного, газопылевого облака, которое за ~10 млн. лет своего существования до рассеяния равномерно перемешалось сверхзвуковой турбулентностью с продуктами нуклеосинтеза около десятка сверхновых (Larson, 1981; Lada, Shu, 1990; Ри-вс, 1982; Irvine, 1999; Huss, 1988). Однако открытие в метеоритах изотопных аномалий, обусловленных распадом существовавших в ранней Солнечной системе и к настоящему времени вымерших радионуклидов (Вассербург, Папанастасиу, 1986), свидетельствует о том, что, по крайней мере, одна сверхновая взорвалась незадолго до коллапса протосолнечного облака (возможно, даже спровоцировала этот коллапс) (Cameron, Truran, 1977; Фау-лер, 1985). Ее вещество, обтекая и, возможно, полностью охватывая молекулярное облако, не успело равномерно перемешаться с ним (Шрамм, 1982). Короткоживущие вымершие радионуклиды 41Ca, 26 Al и 53Mn в CAI углистых хондритов указывают на момент вспышки последней сверхновой за ~1 млн. лет до начала формирования твердой фазы первичного вещества (Srinivasan и др., 1996; Usti-
nova, 2002). Отсутствие более тяжелых вымерших радионуклидов (продуктов r-процесса) в CAi углистых хондритов с таким интервалом образования свидетельствует о том, что последняя сверхновая была сверхновой типа Ia (SN Ia), так называемой углеродно-детонационной сверхновой, которая не смогла пережить взрывное горение углерода и разрушилась полностью (Ustinova, 2002; Устинова, 2002а; б). Действительно, в метеоритном веществе (хондритов, эвкритов, железных метеоритов) обнаружены изотопные аномалии дочерних ядер самых разных радионуклидов, в том числе и продуктов 5- и г-процессов, накопившихся в протосолнечном газопылевом облаке за все время его существования от всех предшествующих вспышек разных сверхновых. Они достаточно хорошо перемешаны сверхзвуковой турбулентностью и, будучи синтезированы в разное время, в разной степени разбавлены веществом облака. Для этих изотопных аномалий характерна линейная зависимость от квадрата времени полураспада радионуклидов (771/2)2 (Lodders, Cameron, 2004; Cameron, Lodders, 2004). В типично же солнечном веществе CAI с интервалом образования <1 млн. лет, кроме радионуклидов, захваченных из облака (и согласующихся с (T1/2)2), наблюдаются сильные избытки лишь ко-роткоживущих радионуклидов с массой не выше массы ядер пика железа, что возможно только при вспышке SN Ia.
Сверхновые SN Ia оказались идеальными объектами для оценки постоянной Хаббла (коэффициента пропорциональности между скоростями удаления внегалактических объектов, вызванного космологическим расширением видимой Вселенной, и расстояниями до них) (Branch, Tammann, 1992; Branch, 1998; 2003), поэтому свойства этих сверхновых в последние годы интенсивно изучаются (Hillebrandt, Niemeyer, 2000; Hillebrandt и др., 2003; Wiescher, 2005; Thielemann и др., 2005). Это, большей частью, белые карлики, вспыхивающие как сверхновые на стадии горения углерода и кислорода при достижении ими предела массы Чанд-расекара Mchan ~ 1.39 M0. Именно гомогенность характеристик вспыхиващих SN Ia сделала их ценными индикаторами ("стандартными свечками") локальной скорости расширения Вселенной и ее геометрической структуры: чем более тускло выглядит SN Ia, тем дальше она находится (Branch, Tammann, 1992). При взрывном горении углерода и кислорода с высвобождением энергии ~1.3 х 1051 эрг синтезируются все элементы среднего атомного веса, но с наибольшей вероятностью образуется дважды магическое ядро 56Ni: реакции горения C и O генерируют 28Si, а далее 28Si + 28Si —56Ni. Распад 56Ni через 6.1 дня приводит к образованию 56Co, а последний через 77 дней превращается в 56Fe, что подтверждается кривыми блеска SN Ia. Анализ кривых блеска и
спектров показывает, что плотность и структура SN Ia зависят от исходной массы, соотношений C/O и металличности белых карликов. При полном разрушении SN Ia, состоящих из углерода и кислорода в равных пропорциях, доля элементов группы железа может составить 0.6-0.8 M0, доля Si ~0.3 M0 при лишь незначительных количествах Mg, S и Ca. В то же время при разрушении SN Ia с высвобождением энергии (5-6) х 1050 эрг и при начальном соотношении C/O < 1 доля ядер железа и кремния может не превысить 0.4 M0 и 0.2 M0 соответственно при существенной массе невыгоревших ядер углерода и кислорода (Gamezo и др., 2003; 2005; Thielemann и др., 2005).
SN Ia, как и более массивные звезды, в частности, сверхновые II типа (SN II), встречаются, в основном, в спиральных рукавах спиральных галактик, подобных нашей Галактике. Однако для активных областей звездообразования (зон H II), содержащих и протопланетные диски, характерны именно SN II. Для них наблюдается гауссовское распределение скоростей образования на единицу площади по галактическому радиусу R с максимумом на R0 ~ 3-4 кпк, тогда как для самых старых звезд (белых карликов), т.е. SN Ia, наблюдается экспоненциальный спад их количества от центра Галактики (Ferriere, 2001). Частота вспышек SN II гораздо выше: в среднем для Галактики - одна вспышка SN II за 60 лет против одной вспышки SN Ia за 250 лет. На расстоянии от центра Галактики Солнца R0~ 8.5 кпк частота вспышек SN II на единицу площади средней плоскости Галактики составляет 27 кпк-2 за миллион лет, что в 5.6 раз больше, чем частота вспышек SN Ia (4.8 кпк-2 за миллион лет). Можно предполагать, что сам факт вспышки именно SN Ia и специфический состав ее инжектированного в протосолнечное газопылевое облако вещества определили уникальность Солнечной системы среди других наблюдаемых планетных систем, ассоциируемых, по-видимому, в основном с SN II. Интересно также, что из пяти исторических сверхновых, вспыхнувших в нашей Галактике за последнюю тысячу лет, сверхновые SN 1006 и Тихо Браге SN 1572 идентифицированы как SN Ia и, возможно, сверхновые SN 1181 и Кеплера SN 1604 также принадлежат к Ia типу (Clark, Stephenson, 1977).
Следует указать по меньшей мере три важных следствия феномена вспышки сверхновой перед формированием Солнечной системы.
Гетерогенность аккреции
По современным представлениям, планетарные системы (протозвезды с окружающими их протопланетными дисками) образуются в едином процессе гравитационного коллапса больших межзвездных газопылевых облаков, и многие свойства и особенности современной Солнечной
системы объясняются этой моделью (Дорофеева, Макалкин, 2004). Естественным и важным следствием такого сценария является отсутствие существенного фракционирования вещества на стадии коллапса (Cassen и др., 1985). Это служит обоснованием принятой многими концепции, согласно которой химический и изотопный состав первичного вещества был гомогенным и во многом соответствовал современному солнечному составу, который все более уточняется (см., например, Anders, Grevesse, 1989; Grevesse, Sauval, l998). Однако, если была вспышка сверхновой, да еще ее вещество обтекало газопылевое облако (ниже мы приведем соответствующие этому аргументы), то напрашивается естественная корректировка аккреционной модели. В зависимости от эффект
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.