МАГНИТОГИДРОДИНАМИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ В РАННЕЙ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

1. МАГНИТОГИДРОДИНАМИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ В РАННЕЙ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ Г. К. Устинова Институт геохимии и аналитической химии имени В. И. Вернадского (ГЕОХИ РАН),e-mail :ustinova@dubna.net.ru Семинар, посвященный памяти И. Л. Ходаковского, г. Дубна

2. Образование планетарных систем Для ранней Солнечной системы прогнозируются те же закономерности, что составляют общую картину возникновения планетарных систем [Lada, Shu, 1990]: • формирование относительно плотного ядра в молекулярном облаке, возможно, из-за исчезновения поддерживающих магнитных полей; • коллапс ядра из-за динамической нестабильности или из-за вспышки близкой сверхновой; • возникновение вокруг протосолнца вращающегося диска и начало сильных биполярных истечений вещества (стадия FU-Ориона); • аккреция вещества на протосолнце и на формирующийся диск; взаимодействие сильного протосолнечного ветра с веществом аккреционного диска (стадия T-Тельца); • постепенное исчерпывание вещества в аккреционном диске при формировании планет вплоть до выхода звезды на главную последовательность.

3. Ранняя Солнечная система • Основу протосолнечного вещества составляло вещество гигантского газопылевого облака, которое за ~ 10 млн. лет своего существования до рассеяния равномерно перемешалось сверхзвуковой турбулентностью с продуктами нуклеосинтеза около десятка сверхновых[Larson, 1981; Irvine, 1999]. • Однако, открытие в метеоритах изотопных аномалий, обусловленных распадом существовавших в ранней Солнечной системе и к настоящему времени вымерших радионуклидов, свидетельствует о том, что, по крайней мере, одна сверхновая взорвалась незадолго до коллапса протосолнечного облака (возможно, даже спровоцировала этот коллапс) [Cameron, Truran, 1977]. Ее вещество, обтекая и возможно полностью охватывая молекулярное облако, не успело равномерно перемешаться с ним [Шрамм, 1982].

4. Вымершие радионуклиды • Короткоживущие вымершие радионуклиды 41Ca, 26Al и 53Mn в богатых Ca и Al включениях (CAI) углистых хондритов указывают на момент вспышки последней сверхновой за ~ 1 млн. лет до начала формирования твердой фазы первичного вещества[Srinivasan и др., 1996; Ustinova, 2002]. • Отсутствие более тяжелых вымерших радионуклидов (продуктов r-процесса) в CAI углистых хондритов с таким интервалом образования свидетельствует о том, что которая не смогла пережить взрывное горение углеродаи разрушилась полностью[Устинова, 2007]. последняя сверхновая была сверхновой типа Ia (Sn Ia), так называемой углеродно-детонационной сверхновой,

5. В метеоритном веществе обнаружены и продукты s- и r-процессов, накопившиеся в протосолнечном облаке от всех предшествующих вспышек сверхновых за все время его существования. Они достаточно хорошо перемешаны сверхзвуковой турбулентностью и, будучи синтезированы в разное время, в разной степениразбавлены веществом облака. • Для них характерна линейная зависимость от квадрата полураспада радионуклидов (T1/2)2[Lodders, Cameron, 2004, Fig.1]. • 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 короткоживущих радионуклидов с массой не выше ядер пика железа, что возможно только при вспышке Sn Ia.

6. Углеродно-детонационная сверхновая (Sn Ia) • Сверхновые SnIa - это, большей частью, белые карликидвойных систем, вспыхивающие как сверхновые на стадии горения углерода и кислорода при достижении ими предела массы Чандрасекара Mchan 1.39 M. • При взрывном горении углерода и кислорода с высвобождением энергии ~1.3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. • В зависимости от исходного соотношения C/O в белых карликахпри вспышке SnIaвыбрасывается 0.4-0.6 M56Fe, существенные количества элементов промежуточных масс, и некоторые количества невыгоревших ядер C и O [Gamezoet al., 2002; Thielemannetal., 2005].

7. Уникальность Солнечной системы ? • Как и более массивные звезды, в частности, сверхновые II типа (Sn II), сверхновые Sn Ia встречаются, в основном, в спиральных рукавах спиральных галактик, подобных нашей Галактике. Однако 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 [Ferriere, 2001]. • 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 планетарных систем, ассоциируемых скорее с Sn II.

8. Взрывные ударные волны • Области вспышек сверхновых являются зоной действия сильных ударных волн и сверхзвуковой турбулентности. Частицы среды в таких областях попадают в режим ускорения, особенно на фронтах сильных ударных волн, что является наиболее характерным процессом распространения заряженных частиц в космической плазме [Бережко, Крымский, 1988]. • При движении сброшенного вещества сверхновой в турбулентной межзвездной среде формируется ударная волна, представляющая собой магнитогидродинамический (МГД) разрыв, на фронте которой в области сжатия вещества регулярное магнитное поле испытывает скачок и, к тому же, развивается стохастическое магнитное поле плазменной турбулентности, что создает рассеивающие центры для диффузионного рассеяния заряженных частиц.

9. Диффузионное ускорение частиц • В результате диффузионного рассеяния заряженные частицы могут многократно пересекать область сжатия на фронте волны, приобретая в возникающих индукционных электрических полях прирост энергии. Чем больше скорость частицы, и, следовательно, ее пробег до рассеяния, тем чаще и с более далеких расстояний частица может вернуться в область фронта и получить прирост скорости [Бережко, Крымский, 1988]. • В результате формируется степенной спектр частиц по импульсу, что в релятивистском случае равносильно степенному энергетическому спектру F(E) ~ E–γ с показателем γ = (σ + 2)/(σ – 1), где σ – степень сжатия вещества на ударном фронте. В сильных ударных волнах (при σ >> 1) может сформироваться очень жесткий спектр ускоренных частиц (с  1). • Аналогично обладающие большим пробегом тяжелые ионы будут обладать приоритетом ускорения. Действительно, в случае многозарядных ионов, поскольку их пробег до рассеяния является функцией жесткостиR = p/Ze (где p – импульс частиц, пропорциональный A; Ze – заряд иона), эффективность ускорения зависит от отношения A/Z, а следовательно, и обогащение спектра ускоренных частиц тяжелыми ионами пропорционально A/Z[Eichler, Hainebach, 1981].

10. Жесткость энергетического спектра частиц • Качественная картина этого МГД- процесса состоит в выбивании ударной волной новых частиц из фоновой плазмы и в перекачивании частиц из низкоэнергичной области спектра в его высокоэнергичную часть, причем чем больше исходная энергия частиц, тем более пологий жесткий спектр с низкими значениями  формируется. Это иллюстрируется на рис.1: с уменьшением показателя gдифференциального спектра частиц в диапазоне 5–30 МэВ наиболее быстро увеличивается доля частиц с E = 25–30 МэВ (заштрихованные колонки), что приводит к выполаживанию спектра (штриховые кривые) [Устинова, 2002] Рис. 1 Изменения степенных дифференциальных спектров протонов dF/dE ~ E–g в интервале энергий 5–30 МэВ в зависимости от показателя спектра g. Штриховые линии – крутизна спектра.

11. Потоки ядерно-активных частиц • Это приводит к увеличению потоков ядерно-активных частиц выше пороговой энергии ядерных реакций и, соответственно, к увеличению скоростей образования изотопов в реакциях расщепления. • Моделирование генерации 9Be и 6Li протонами и α частицами показывает, что наблюдаемым средним распространенностям этих изотопов (по сводке [Anders, Grevesse, 1989]) соответствует средний интегральный поток частиц Ip(>15 МэВ) = 1.62  1019 см–2 при  = 2.5 и α/p = 0.0102 . • На рис. 2 хорошо видно, что при уменьшении интегральные потоки частиц выше E0 могут возрасти на два порядка величины от этого среднего значения, отмеченного крестиком . Рис. 2 Интегральные потоки протонов в зависимости от  при разных значениях E0. Горизонтальные линии – средние интегральные потоки современных СКЛ с E0 >20 и >30 МэВ, при возрасте Солнечной системы 4.56  109 лет [Устинова, 2002].

12. Средневзвешенные сечения образования изотопов • Изменение энергетического спектра ядерно-активных частиц приводит к изменению средневзвешенных по спектру сечений образования многих изотопов, функции возбуждения которых чувствительны к форме спектра частиц.

13. Рис. 3 Средневзвешенные по спектру сечения образования 7Li протонами на ядрах 12C, 16O и 14N и α-частицами на ядрах 4He как функции энергии обрезания спектра E0 при разных значениях показателя спектра γ (числа у кривых)[Устинова, 1996]. Крестики - значения при средних условиях облучения (E0 = 15 МэВ, γ = 2.5). Функции возбуждения 7Li на указанных ядрах из [Read,Viola, 1984] и их космические распространенности из [Anders, Grevesse, 1989].

14. Особенности реакций расщепления в ударных волнах Рис.4 • Поскольку скорости образования изотопов в реакциях расщепления и, соответственно, их распространенности пропорциональны (Iγγ), то очевидна и их зависимость от γ. На рис. 4 видно, что скорости образования всех изотопов Xe растут с уменьшением γ, однако темп роста для них различен, так что соотношения изотопов меняются. • Иначе говоря, в резервуарах, переработанных ударными волнами, например, в расширяющихся оболочках сверхновых, должны наблюдаться совершенно другие соотношения изотопов и элементов, чем в веществе, не затронутом такой переработкой. Измеряя изотопные соотношения в тугоплавких метеоритных минералах можно оценить радиационные условия в резервуарах их конденсации [Устинова, 2011] .

15. Эффекты ударных волн в изотопных системах • Существует два ключевых фактора влияния ударных волн на изотопный состав среды их прохождения.На фронте ударных волн происходит: (1) усиление жесткости спектра ядерно-активных частиц, что приводит к увеличению скоростей образования изотопов в реакциях расщепления и к изменению их изотопных соотношений; (2) обогащение спектра частиц тяжелыми ионами пропорционально A/Zили Q/Z (где Q– заряд иона)при неполной ионизации.Наиболее наглядно это демонстрирует ядерный состав интегрального спектра ПКЛ.

16. Наноалмаз в хондритах • Идентифицированные вуглистых и неравновесных обыкновенных хондритах зерна наноалмаза могли образоваться при неравновесной конденсации в холодных атмосферах звезд или в экстремальных PT-условиях переработки вещества ударными волнами при вспышках сверхновых. • Аналогичный по размерам наноалмаз зафиксирован, например, вблизи эмиссионных звезд Хербига HD97048 и Elias 1, в богатых углеродом протопланетных облаках и даже в межпланетной пыли. • Экспериментально искусственные наноалмазы получены в процессах детонационного синтеза, методом химического парового отложения атомов углерода (CVD-процесс) и при облучении углеродистых материалов лазером и потоками частиц высоких энергий. • Это демонстрирует крайне широкий спектр физико-химических условий (возможных сочетаний температур, давлений и исходного вещества) для синтеза наноалмаза, что позволяет ожидать его повсеместное распространение в космосе, главным образом, благодаря универсальному механизму возможности его генерации в ударных волнах как в экстремальных PT- условиях области предфронта волны, так и путем нуклеации в области разрежения за фронтом волны, а также при облучении углеродистых зерен ускоренными в ударных волнах частицами высоких энергий.

17. Аномальный ксенон Xe-HL • Для досолнечных алмазов наблюдаетсябимодальный характервыделения ксенона:при T~200–900°C – в виде Xe-P3спрактически солнечным изотопным составом ипри T~1100–1600°C –ввиде аномальной компонентыXe-HLс экзотическим изотопным составом. • По сравнению с солнечным ксеноном, компонента Xe-HL обогащена в ~ 2 раза легкими нейтронодефицитнымиизотопами 124Xe, 126Xe итяжелыми нейтроноизбыточнымиизотопами 134Xe, 136Xe. Xe-HL - Huss & Lewis 1995 solar Xe - Pepin, Becker & Rider 1995

18. Из-за аномальной компоненты Xe-HL наноалмаз в метеоритах может быть связан с синтезом при вспышках SnII, что позволяет объяснить эту аномалию обогащенностью продуктами p- и r-процессов. Однако при вспышке последней сверхновой все ранее синтезированные алмазы если и выжили, то все же потеряли все свои благородные газы. • При вспышке же лишенной водородной оболочки и тяжелого ядра Sn Ia, продукты p- и r-процессов не образуются. Это позволяет предполагать, что реакции расщепления близлежащих ядер Ba, Cs, Ce и La частицами высоких энергий могли быть основным источником аномального ксенона в метеоритых алмазах. • Поскольку компонента Xe-HLнаблюдается только в наноалмазе метеоритов, то естественно предположить, что она формировалась в тех же условиях, в которых синтезировался наноалмаз, в частности, в условиях переработки вещества ударными волнами при вспышках сверхновых. • Отсюда логически следует, что именно закономерности фракционирования и изменения изотопных соотношений благородных газов при прохождении сильных ударных волн [Устинова, 2002; 2007] стали причиной экзотического изотопного состава Xe-HL[Ustinova, 2008].

19. Таблица 1 — Изотопные сотношения ксенона в компонентах Xe-HLи Xe-P3 в наноалмазе хондритов ( a- по данным [Huss, Lewis, 1995]) и при его генерации ускоренными в ударных волнах ядерно-активными частицами с разной жесткостью спектра F(>E0) ~ E-: при γ = 1.1 и γ = 3

20. Спаллогенная природа Xe-P3 и Xe-HL • Моделирование скоростей образования изотопов ксенона в реакциях расщепления соседних ядер Ba, Cs, Ce и La протонами высоких энергий с разной жесткостью спектра [Устинова, 2007, 2011] показывает (см. Табл. 1), что наблюдаемые в хондритах изотопные соотношения в компоненте Xe-HL практически во столько же раз выше соответствующих изотопных соотношений в компоненте Xe-P3, во сколько раз изотопные соотношения ксенона, генерированные в жестких радиационных условиях переработки вещества ударными волнами (γ ~ 1, например, в расширяющихся оболочках сверхновых), выше, чем в веществе, не затронутом такой переработкой (γ ~ 3, например, в основном объеме протосолнечного облака). Это выявляет спаллогенную природу как Xe-HL, так и Xe-P3,,и указывает на разную жесткость энергетического спектра инициирующих частиц, как на основную причину различия их изотопных систем.

21. Эффект фракционирования в ударной волне • Из табл. 1 следует, что только для образования самых тяжелых изотопов 134Xe и 136Xe не достаточно реакций расщепления протонами на фронте ударных волн, и требуется дополнительный нуклеогенетический источник. • Действительно, при синтезе наноалмаза в ударной волне от вспышки Sn Ia захватывался не только ксенон, образованный в реакциях расщепления ускоренными ударной волной протонами, а также тяжелые изотопы ксенона от предшествующих вспышек сверхновых, которыми фронт волны был обогащен, что, по-видимому, и сформировало аномальную компоненту Xe-HL.

22. МГД-условия в ранней Солнечной системе • Аномалии ксенона в наноалмазе хондритов, как и многие другие изотопные аномалии в тугоплавких включениях метеоритов указывают на чрезвычайно жесткие МГД-условия при образовании Солнечной системы: • по крайней мере, на стадии свободного разлета взрывной ударной волны от вспышки Sn Ia формировался степенной спектр ускоренных частиц с  ~ 1, а степень сжатия вещества на фронте волны составляла σ ~ 31, что при σ M3/4 соответствует числу Маха M ~ 97[Устинова, 2011 ]. • При этом, пропорциональное степени сжатия межзвездное магнитное поле (B ~ 10–5 Гс) на фронте ударной волны возрастало в 31 раз, и во столько же раз возрастала пропорциональная магнитному полю максимальная энергия ускоренных частиц вплоть до энергии “колена” ~31015 эВ. • Это лишний раз подтверждает важнейшую роль механизма диффузионного ускорения частиц в происхождении первичных космических лучей [Бережко, Крымский, 1988] .

23. Происхождение Li, Be и B • Для Li, BeиBхарактерны низкие распространенности в Солнечной системе. Предполагается, что они не были синтезированы термоядерными процессами в звездах, поскольку быстро разрушаются в экзотермических (p,α)- и (p,d)-реакциях. • Другой источник легких элементов – это реакции расщепления, чему, начиная с пионерской работы [Fowler et al., 1955], посвящено множество работ. • Эти исследования доказали определяющую роль реакций расщепления в синтезе легких элементов, но не смогли полностью объяснить наблюдаемые соотношения их изотопов, в частности, наблюдаемые высокие отношения 7Li/6Li. • Любая попытка увеличить выход 7Li приводит к нарушению, как соотношений других изотопов легких элементов, так и вымерших радионуклидов (см. Рис.5) Рис.5

24. Загадка 7Li • Для 7Li, существуют сильные различия распространенностей в разных объектах: В звездах главной последовательности поздних спектральных классов лития меньше, чем в молодых звездах или в звездах главной последовательности ранних спектральных классов: на поверхности Солнца Li/H ~ 10–11(при 7Li/6Li ~ 2.5) , а в звездах типа T-Тельца (и в веществе Солнечной системы ) Li/H ~ 10–9 (при 7Li/6Li = 12.5 ± 0.3), т.е. с течением времени 7Li разрушается. • Однако, на поверхности древних звезд-карликов с очень низкой металличностью населения II галактического гало распространенность лития, состоящего в основном из 7Li (7Li/6Li > 10), соответствует 7Li/H ~ (0.7–1.8)  10–10), что практически совпадает с его космологическим значением в стандартной модели горячей Вселенной при барионной плотности Ω ~ 0.02 [Wagoner,1973; et al.]. • Возникает вопрос, каким механизмом в процессе звездной эволюции распространенность 7Liв звездах населения I галактического диска увеличилось в ~ 10 раз по сравнению с космологическим значением в звездах населнеия II галактического гало ?

25. Генерация Li, Be и B при диффузионном ускорении частиц в ударных волнах • Учет диффузионного ускорения частиц в ударных волнах полностью снимает трудности генерации Li, Be и B в реакциях расщепления. • На рис.6 демонстрируется зависимость результатов формирования распространенностей изотопов Li, Be и B от спектрального индекса γ. • Хорошо видно, что при жестких радиационных условиях в ранней Солнечной системе (γ ~ 1) изотопы легких элементов (включая 7Li) должны были образовываться в количествах, которые даже выше, чем их космические распространенности и наблюдаемые содержания в метеоритах. Рис.6

26. Последующие эволюционные процессы • Наблюдаемые соотношения изотопов и элементов определяются не только соотношением скоростей их образования, но во многом обусловлены разной скоростью их разрушения в экстремальных PT-условиях при вспышке сверхновой. Так что загадка скорее не в том, почему образовалось так много 7Li, а в том, почему он сохранился лучше других изотопов. Следует отметить два фактора. • Во-первых, скорость разрушения 7Li в среде, обогащенной протонами, в 2.5, 2.3, 5.1 и ~100 раз ниже, чем 9Be, 10B, 11B, and 6Li, соответственно [Bernaset al., 1967 ]. • Во-вторых, 7Li испытывает самое сильное ускорение в ударных волнах из-за самого высокого отношения A/Z, а именно: A/Z = 2 для 6Li и 10B; 2.2 для 11B; 2.25 для 9Be и 2.33 для 7Li. Благодаря преимущественному ускорению, 7Li быстрее выносится в холодные (T < 2  106K) внешние зоны среды и избегает разрушения[Устинова, 1996 ]..

27. Необходимость коррекции модели происхождения Солнечной системы ? • Феномен Sn Ia ставит, по-видимому, вопрос о необходимости пересмотра существующих моделей происхождения Солнечной системы[Устинова, 2007]. • Действительно, привнос большого количества железа в протосолнечное облако является еще одним фактором, способствовавшим созданию в нем плотного ядра и его коллапсу в протосолнце. • Далее, на стадии формирования разного масштаба тел Солнечной системы очевидна возможность изначальной МГД-сепарации металл-силикат, что объясняет происхождение немагматических железных метеоритов. • Наконец, существующим конденсационным моделям формирования планет с металлическими ядрами (которые формируются в результате выплавления металла при разогревании тел из-за распада радионуклидов, в первую очередь, 26Al, и его аккумуляции гравитацией в центре планет) естественно противопоставить МГД-модели изначального формирования металлических центров аккреции в вершинах гигантских вихрей, неизбежно возникавших в протопланетном облаке при развитии турбулентности из-за внесения момента количества движения от вспышки сверхновой и ее обогащенного железом вещества.

28. Что рациональнее ? • Представленная концепция не является альтернативой традиционным моделям аккреции. Основная контролирующая роль за формированием Солнечной системы принадлежит протосолнцу, его термодинамическим и гравитационным рычагам управления аккрецией, успешно разработанным существующими моделями. Речь идет лишь о необходимости и важности учета рассмотренных МГД-процессов и закономерностей формирования тел и первичного вещества в условиях инжекции специфического вещества Sn Ia, что может привести к более полному и адекватному решению проблемы происхождения Солнечной системы. • Закономерен, однако, вопрос, что рациональнее: учитывать ли инжекцию вещества Sn Ia и МГД-сепарацию вещества в рамках традиционных моделей аккреции или строить изначально МГД- модель формирования Солнечной системы с учетом уже хорошо изученных существующими моделями закономерностей аккреции?

29. Литература • Е. Г. Бережко, Г. Ф. Крымский, УФН 154, 49 (1988) • Г. К. Устинова, Астрон. вестник 30, 483 (1996) • Г. К. Устинова, Геохимия,№ 9, 915 (2002) • Г. К. Устинова, Астрон. вестник 41, 252 (2007) • Г. К. Устинова, Геохимия 6, 581 (2011) • Д. Шрам, в сб. Протозвезды и планеты (Мир, Москва,1982), с. 440 • E. Anders and N. Grevesse, Geochim. Cosmochim. Acta 53, 197 (1989) • R. Bernas, E. Gradsztajn, H. Reeves, and E. Schatzman, Ann. Phys. 44, 426 (1967) • A. G. W. Cameron and J. W. Truran, Icarus 30, 447 (1977) • D. Eichler and K. Hainebach, Phys. Rev. Lett. 47, 1560 (1981). • K. M. Ferriere, Rev. Mod. Phys. 73, 1031 (2001); astro-ph/0106359 • W. A. Fowler, G. R. Burbidge, and E. M. Burbidge, Astrophys. J. Suppl. Ser. 2 (17), 167 (1955). • V. N. Gamezo, et al., Science 299, 77 (2003) • G. R. Huss and R. S. Lewis, Geochim. Cosmochim. Acta 59, 115 (1995) • W. M. Irvine, Space Sci. Rev. 90, 203 (1999) • C. J. Lada and F. Y. Shu, Science 248, 564 (1990). • R. B. Larson, Mon. Not. Roy.Astron. Soc. 194, 809 (1981) • Lindner, CERN Courier 41, 17 (2001). • K. Lodders and A. G. W. Cameron, in Lunar Planet. Sci. XXXV (LPI, Houston, 2004), #1186. • R. O. Pepin, R. H. Becker, and P. E. Rider, Geochim. Cosmochim. Acta 59, 4997 (1995) • S. M. Read and V. E. Viola, Atomic Data and Nuclear Data Tables 31, 359 (1984) • B. Srinivasan et al. Geochim. Cosmochim. Acta 60, 1823 (1996) • F. -K. Thielemann, et al. in: Proc. 22nd Intern. Nucl. Phy. Conf. (Elsevier, Goteborg, 2005), p. 301. • G. K. Ustinova, in Lunar Planet. Sci. XXXIII (LPI, Houston, 2002), #1015 • R. V. Wagoner, Astrophys. J. 179, 343 (1973)

30. С п а с и б о !