Злиття нейтронних зірок відбувається дуже рідко, в нашій Галактиці, наприклад, - раз на десять тисяч років, а утворення нових елементів йде лічені мілісекунди після нього. Однак, цей процес є важливим джерелом елементів важче нікелю і основним джерелом стабільних елементів важче церія. Схоже, вже дуже скоро нам розкажуть про те, що відразу кілька телескопів побачили це зіткнення і гравітаційні хвилі, що утворилися в його результаті. Ми вирішили пояснити читачам, як це відкриття допоможе нам розібратися в походженні різних елементів у Всесвіті.
Незважаючи на стрімкий розвиток астрофізики за останні 100 років, наші знання про походження багатьох елементів таблиці Менделєєва залишає бажати кращого. Загальна картина більш-менш склалася завдяки роботам таких титанів, як Артур Еддінгтон, Георгій Гамов і Фред Хойл, - водень і гелій з'явилися в результаті Великого вибуху, бомбардування міжзоряного середовища космічними променями відповідальна за літій, берилій, бір, а елементи від вуглецю до молібдену (разом з барієм, вольфрамом і титаном) з'являються в результаті зоряного нуклеосинтезу - реакцій ядерного синтезу в ядрах зірок або під час їх життя, або в результаті їх яскравої смерті (яке ми спостерігаємо у вигляді спалахів наднових).
Елементи з масовим атомним числом більше 94 (і технецій) отримані людьми, ще частина елементів досить нестабільна, розпадається при всякому зручному випадку і в природі майже не зустрічається (полоній, астат та інші).
Це якісна картина, але при спробі дати кількісний аналіз починаються проблеми: спалахи наднових, будучи одними з найбільш енергетично потужних вибухів у Всесвіті, все одно не дають потрібної кількості важких елементів. Ряд вчених ще в кінці 1990-х провели комп'ютерні симуляції і прийшли до висновку, що необхідні елементи можна отримати, тільки якщо дуже точно «підкрутити» параметри наднових (переріз захоплення нейтрино або властивості слабкої взаємодії) і задати їм нереалістичні початкові умови. Крім того, ряд важких елементів відсутній у дуже старих зірок. У них вже є кремній, кальцій і навіть залізо (тобто вони збиралися з водневої хмари, яка була до цього збагачена залишками наднових, які давно вибухнули), але немає ні рубідію, ні йоду, ні золота. Однак ці ж елементи є в більш молодих зірках, які, по ідеї, повинні були утворюватися з таких же хмар з залишками наднових. Чи не правда, дивним виглядає припущення, що наднові через пару мільярдів років після Великого вибуху змінили принцип роботи і стали виробляти елементи зовсім в іншій пропорції?
Отже, у Всесвіті повинні бути інші джерела важких елементів. У 1989 році було висунуто припущення, що таким джерелом можуть бути злиття нейтронних зірок, що обертаються один навколо одного. Незважаючи на те, що це набагато більш рідкісні події (мало того, що нейтронна зірка - досить екзотичний об'єкт, так їй ще потрібно підібрати пару з такої ж зірки), схоже, що за золото і платину в наших кільцях нам потрібно сказати спасибі саме їм.
Маса нейтронних зірок не дуже велика (в середньому, вона не повинна перевищувати межу Оппенгеймера-Волкова, тобто близько двох масою Сонця, інакше вона стане чорною дірою, хоча обертання або приливна взаємодія з боку зірки-компаньйона може трохи підвищити цю межу), а в простір після злиття викидається і того менше - близько 10 відсотків від їх маси. Однак ефективність синтезу нових елементів під час злиття настільки висока, що цього виявляється достатньо для вирішення загадки відсутніх важких елементів. Подібна ефективність виникає завдяки швидкому нейтронному захопленню або r-процесу - «втисканню» в ядра елементів нейтронів, що розлітаються від вибуху. Саме поняття «r-процес» з'явилося в 1957 році, коли вийшла фундаментальна стаття B2FH (цій статті присвячена окрема сторінка у Вікіпедії!), в якій четверо вчених дали явищу назву і припустили умови, необхідні для її протікання.
Звідки в нейтронній зірці, яка, по ідеї, повинна складатися з нейтронів, важкі ядра? Справа в тому, що нейтрони (і гіпотетична кварк-глюона плазма) знаходяться тільки у внутрішній частині зірки, а зовнішня її «кора» - два кілометри з десяти - складається з повноцінних важких елементів періодичної таблиці Менделєєва.
Коли дві нейтронні зірки, що обертаються, зближуються, це не схоже на зіткнення двох більярдних куль: взаємне тяжіння розриває їх зовнішні оболонки, зриваючи шар речовини з зірки, тому саме злиття відбувається в коконі з гарячої плазми, нейтронів і електронів. Відразу після злиття зірок частина маси переходить в гравітаційні хвилі, основна маса стає або дуже нейтронною зіркою, що швидко обертається, або чорною дірою, ще частина маси залишається гравітаційно пов'язана з цим новим об'єктом і буде поступово падати на нього, але в той же час величезна енергія вивільняється у вигляді фотонів і ударної хвилі. Вона здуває весь зовнішній кокон ударною хвилею і вивільненим з ядра потоком нейтронів. Саме ця концентрація в одному місці високої температури, щільного середовища з атомів і гігантського потоку нейтронів призводить до дивовижних перетворень.
Суть проблеми створення важких елементів полягає в тому, що якщо додавати в них нейтрони по одному, то нові важкі елементи будуть нестабільними ізотопами і встигнуть розпастися - це називається повільним нейтронним захопленням, і його характерний час становить десять тисяч років. Він протікає в ядрах старих масивних зірок і навіть близько не може пояснити появу такої великої кількості важких елементів. Той Фермі-газ, який утворюється з викинутих вибухом елементів, настільки збагачений нейтронами (мільярд трильйонів в одному кубічному сантиметрі), що вони за кілька мікросекунд встигають буквально нашпигувати атомне ядро. Набираючи нейтрони, елемент встигає перескочити цей хиткий місток, де його чекає розпад, і потрапити в долину ядерної стабільності. Так виходить новий елемент, час напіврозпаду якого може обчислюватися мільярдами років.
Всі процеси, про які ми тут розповіли, описуються математичними рівняннями, куди входить безліч параметрів: співвідношення між кількістю протонів і нейтронів, зміна температури газу (вона спочатку зростає до мільярда градусів, потім падає, потім знову зростає, потім знову падає), розподіл маси в ядрі нейтронної зірки і навіть подробиці самого процесу злиття. Вони виводяться теоретично на підставі непрямих ознак (загальної кількості важких елементів у Всесвіті) або дослідів, що проводяться на Землі (періоди напіврозпаду нестабільних елементів). Від значень цих параметрів залежить точна кількість матеріалу, що утворився, і одночасна реєстрація злиття за допомогою гравітаційних детекторів і телескопів, що працюють у всьому електромагнітному спектрі, дозволить вперше в історії визначити величини цих параметрів з безпосередніх спостережень.