§ 6. Сравнение наблюдательных данных о распространенности легких элементов во Вселенной с предсказаниями теории

Что говорят наблюдения о распространенности химических элементов во Вселенной? Подтверждают ли они предсказан теории горячей Вселенной?

Прежде всего, ясно, что, даже зная химический состав космических объектов в настоящее время, еще нельзя сравнивать непосредственно эти данные с космологической теорией, так как химические элементы могут синтезироваться (и разрушаться тоже) в течение эволюции небесных тел — например, в звездах или при взаимодействии космических лучей с межзвездным веществом. Поэтому необходимо проанализировать вопрос об эволюции распространенности химических элементов со временем и только после этого сравнить теорию с наблюдениями. Мы начнем с того, что приведем данные о распространенности химических элементов, затем проанализируем возможности синтеза или разрушения элементов в разных процессах и, наконец, сделаем заключение о химическом составе дозвездного вещества, из которого формировались первые объекты. Прекрасный обзор этого вопроса дан в работе Ривса, Аудуза, Фаулера и Шрамма (1973), которой мы, главным образом, придерживаемся в дальнейшем изложении (там же подробная библиография).

Мы будем говорить только о легких элементах, ибо, как уже неоднократно отмечалось выше, синтез тяжелых элементов (углерода и тяжелее) может быть полностью объяснен процессами, происходящими в ходе эволюции звезд [см. Труран и Камерон (1971)], и последующими выбросами газа из них. В космологическом нуклеосинтезе количество образующихся элементов тяжелее бора ничтожно.

Ниже приводится табл. IV наблюдательных данных, взятая из цитируемой работы. В ней дается относительная концентрация

ТАБЛИЦА IV (см. скан) элементов по числу атомов, а не по весу (которую мы обозначаем через как в предыдущем параграфе.

Мы начнем обсуждение с который является вторым по распространенности (после элементом Вселенной. Вопрос о проанализирован в обзоре Сирла и Сэржента (1972).

Содержание может быть уверенно определено внутри молодых звезд, в звездных атмосферах и в межзвездном газе.

Теория строения звезд предсказывает определенные соотношения для зависимостей между массой, радиусом и светимостью молодых звезд. Содержание гелия входит в эти зависимости как параметр. Сравнение теории с наблюдениями дает концентрацию . В звездных атмосферах и межзвездном газе концентрация определяется спектроскопически с использованием теории возбуждения и ионизации

Оказалось, что, за малым исключением (см. далее), массовая концентрация гелия всегда лежит в пределах

Это относится и к распространенности в ближайших галактиках, где гелий наблюдается по эмиссионным линиям ионизованного газа.

Теперь об исключениях. Атмосферы некоторых звезд (таких, например, как Cen A) крайне бедны гелием. Подобных звезд очень немного, и все они показывают сильные аномалии в содержании не только гелия, но и других элементов. По-видимому, какие-то процессы на поверхности таких звезд резко исказили их поверхностный химический состав.

Мог ли весь наблюдаемый синтезироваться в ходе эволюции звезд первых поколений, которые затем выбрасывали обогащенный гелием газ в пространство и из этого «загрязненного» гелием газа образовывались на более поздней стадии современные объекты? Тщательный анализ показывает, что это вряд ли возможно. Наиболее убедительно против такой возможности говорит анализ диаграмм светимость — спектральный класс для старых звездных скоплений. Характер диаграмм этих скоплений зависит от возраста и начального содержания гелия в звездах. Оказывается, что это начальное содержание у наиболее старых (и поэтому бедных металлами) звезд нашей Галактики около 0,3.

Сирл и Сэржент (1972) и Ривс и др. (1973) приходят к выводу, что содержание в дозвездном веществе было, вероятно, примерно таким же, как и сегодняшнее, т. е. около 0,3.

Содержание D в веществе, из которого образовывалась Солнечная система, можно оценить, исследуя количество на Солнце. Дело в том, что на Солнце захватывая протон, превращается в Не. Таким образом, количество Не дает верхний предел количества D в досолнечном веществе. Оценки дают

С другой стороны, содержание D в атмосфере Юпитера оценивается в Верхние пределы распространенности D в других космических объектах даны в табл. IV.

Однако распространенность молекул с находится в отношении, существенно отличающемся от отношения распространенности атомов Квантовая механика учит, что потенциальная кривая характеризующая силовое поле, в котором движется ядро (протон или дейтон), одинакова, например, в молекулах и Однако при одинаковом очевидно, частота колебаний в 12 раз больше частоты колебаний D. Значит, больше и нулевая энергия колебаний Поэтому молекула имеет в основном состоянии больше энергии, чем молекула Как следствие, распространенность молекул относительно меньше:

При низкой температуре оказывается

Синтез дейтерия идет в огромных масштабах в звездах главной последовательности: процесс является первым шагом водородного цикла в звездах. Однако образующийся дейтерий тут же сгорает по реакции

Обе реакции имеют одинаковый кулоновский барьер, различие масс невелико, поэтому температурная зависимость обеих реакций отличается мало: для первой реакции и для второй. Но первая реакция включает слабое взаимодействие, поэтому ее скорость в раз меньше скорости второй реакции. В уравнении концентрация дейтерия, «н—концентрация водорода)

и в стационарном состоянии

(независимо от плотности и практически независимо от температуры).

При дейтерий выгорает мгновенно.

При температуре и плотности водорода дейтерий все еще выгорает за время лет. Поэтому в звездах выгорание дейтерия с превращением его в в огромной степени преобладает над образованием дейтерия. Таким образом, обычно считается, что D не может синтезироваться в заметных количествах ни в каких процессах в галактиках, а также в сверхмассивных объектах, если таковые имеются. Дейтерий может только разрушаться, как это имеет место, например, на Солнце. Поэтому считается, что весь D надо объяснять его синтезом в начале расширения горячей Вселенной.

Однако недавно Хойл и Фаулер (1973) высказали предположение, что D может синтезироваться при движении полурелятивистских -частиц сквозь ионизованный водород. Такие процессы могут возникать, например, при взрывах сверхновых или сверхмассивных звезд. Авторы приходят к заключению, что даже весь D мог в принципе быть синтезирован в таких процессах.

Несколько замечаний о других легких элементах. В принципе весь Не может быть синтезирован уже после образования галактик в процессах, происходящих в звездах. Наконец,

а также, вероятно, и существенная часть объясняются процессами взаимодействия космических лучей с веществом.

Итак, вероятно, только распространенность и отчасти D может служить для оценки их содержания в дозвездном веществе, т. е. для сравнения теории синтеза элементов в горячей Вселенной с наблюдениями [обзор происхождения легких элементов см. Ривс (1974)].

Соответствующие массовые (а не по числу атомов, как в табл. IV) содержания в звездном веществе [см. (7.6.1) и (7.6.2)] суть

Какие можно сделать из этого выводы?

Прежде всего, величина У очень близка к тому, что предсказывает теория в простейшем, наиболее естественном случае без неизвестных частиц и без заметного лептонного заряда (см. предыдущий параграф). Надо подчеркнуть, что эта величина мало чувствительна к вариациям сегодняшнего значения средней плотности во Вселенной (см. рис. 32). Это совпадение теории и наблюдений служит веским аргументом в пользу правильности теории.

Значение может получиться при синтезе D в начале космологическсго расширения только в том случае, если сегодняшняя плотность имеет минимальное допустимое значение равное усредненной плотности материи, входящей в галактики. Если это так, то межгалактического газа с заметной плотностью (существенно большей плотности вещества в галактиках и достаточной, например, для того, чтобы замкнуть мир) быть не должно. Однако надо помнить, что значение для дозвездного вещества известно не очень надежно.

Полагая, что наблюдаемый дейтерий имеет космологическое происхождение, Ривс и др. (1973) делают важные выводы. Дело в том, что концентрация дейтерия сильно зависит от плотности вещества (см. рис. 32). Уменьшение концентрации D с ростом связано с тем, что дейтерий сильнее выгорает (по реакции в космологических условиях) при большей плотности.

Наблюденная концентрация дейтерия свидетельствует в пользу 00,1. В настоящее время надежность этого утверждения невелика, однако направление исследований является чрезвычайно важным и многообещающим. В работе Хойла и Фаулера (1973) ставится вопрос о том, не может ли часть дейтерия (или весь дейтерий) образоваться при взрывах сверхновых звезд, в ударных волнах, распространяющихся в межзвездном газе. В этой работе есть слабые места: структура ударной волны рассматривается упрощенно, без учета плазменных эффектов, не рассматриваются другие ядерные реакции (кроме образования D).

Возражения против гипотезы Хойла и Фаулера даны в работе Эпштейна, Арнета и Шрамма (1974). Они показали, что при образовании D одновременно образовалось бы много что противоречит наблюдениям.

Дискуссия не закончена, авторы данной книги надеются, что в итоге укрепится и уточнится теория космологического происхождения дейтерия.

В заключение отметим, что наблюдаемое в данное время обилие D [Рогерсон, Йорк (1973)], вероятно, даже значительно меньше, чем в дозвездном веществе, так как межзвездное вещество в значительной части должно было пройти через стадию звезд. По оценкам Трурана и Камерона (1971) отношение уменьшилось в 6 раз по сравнению с первоначальным. В однородной модели такое соответствует, как мы уже упоминали, Это, возможно, противоречит определениям (см. § 11 гл. 14). Возможное объяснение см. Зельдович (1975а).

Итак, можно сказать, что теория ядерного синтеза в космологии подтверждается наблюдениями, хотя последние еще слишком грубы, чтобы на их основе делать более тонкие выводы о параметрах космологической модели.