Пресолнечные зерна — это межзвездное твердое вещество в виде крошечных твердых зерен, возникшее еще до образования Солнца . Пресолнечные зерна образовались внутри истекающих и остывающих газов от более ранних досолнечных звезд. Изучение предсолнечных зерен обычно считается частью области космохимии и метеоритики .
Звездный нуклеосинтез , происходивший внутри каждой предсолнечной звезды, придает каждой грануле изотопный состав, уникальный для этой родительской звезды, который отличается от изотопного состава вещества Солнечной системы , а также от среднего по галактике. Эти изотопные сигнатуры часто отражают очень специфические астрофизические ядерные процессы [1] , которые происходили внутри родительской звезды или события формирования, и доказывают их досолнечное происхождение. [2] [3]
Пресолнечные зерна — это отдельные твердые зерна, которые конденсировались вокруг далеких звезд или в составе новых , а также потенциально истечения сверхновых , которые аккрецировались в ранней солнечной туманности и остаются в относительно неизмененных хондритических метеоритах . Поскольку они образовались до формирования Солнечной системы, они должны быть досолнечными . Пресолнечные зерна существуют также в межзвездной среде . [4] Исследователи иногда используют термин «звездная пыль» для обозначения досолнечных зерен, особенно в научных сообщениях , хотя в научной литературе этот термин иногда используется как синоним.
В 1960-х годах было обнаружено необычное изотопное соотношение благородных газов неона [5] и ксенона [6] в примитивных метеоритах; их происхождение и тип материи, содержащей их, оставались загадкой. Эти открытия были сделаны путем испарения основного образца метеорита в масс-спектрометре , чтобы подсчитать относительное содержание изотопов очень небольшого количества благородных газов, захваченных в виде включений. В 1970-х годах аналогичные эксперименты обнаружили больше компонентов захваченных изотопов ксенона. [7] Выдвигались конкурирующие предположения о происхождении изотопных компонентов ксенона, все в рамках существующей парадигмы, согласно которой вариации были созданы процессами внутри изначально однородного солнечного газового облака.
Новая теоретическая основа интерпретации была предложена в 1970-х годах, когда Дональд Д. Клейтон отверг популярное среди метеоритистов убеждение, что Солнечная система возникла как однородный горячий газ. [8] Вместо этого он предсказал, что необычный, но предсказуемый изотопный состав будет обнаружен в термически конденсированных межзвездных зернах, которые конденсировались во время потери массы звездами разных типов. Он утверждал, что такие зерна существуют по всей межзвездной среде. [8] [9] Первые работы Клейтона, использующие эту идею в 1975 году, изображали межзвездную среду, населенную зернами сверхновых, которые богаты радиогенными изотопами Ne и Xe, которые определили потухшую радиоактивность. [10] Клейтон определил несколько типов предсолнечных зерен, которые, вероятно, будут открыты: звездная пыль красных гигантов, солнечные кононы (аббревиатура от SU per NO va CON densates) из сверхновых , небконы из небулярной конденсации в результате аккреции газообразных атомов и молекул холодных облаков и новаконы от конденсации новых . [8] Несмотря на энергичное и постоянное активное развитие этой картины, предположения Клейтона оставались без поддержки других в течение десятилетия, пока такие зерна не были обнаружены внутри метеоритов.
Первое однозначное следствие существования досолнечных зерен внутри метеоритов было получено в лаборатории Эдварда Андерса в Чикаго [11] , который с помощью традиционной масс-спектрометрии обнаружил, что изотопы ксенона содержатся в нерастворимом в кислоте углеродистом остатке, оставшемся после метеоритной массы. был растворен в кислотах, что почти точно соответствовало предсказаниям для изотопного ксенона в конденсате пыли красных гигантов . [9] Тогда казалось очевидным, что пресолнечные зерна содержались в нерастворимом в кислоте остатке Андерса. Найти настоящие предсолнечные зерна и задокументировать их было гораздо более сложной задачей, требующей локализации зерен и демонстрации того, что их изотопы соответствуют изотопам звезды красного гиганта. Последовало десятилетие интенсивных экспериментальных поисков с попытками выделить отдельные зерна носителей ксенона. Но что действительно было необходимо для открытия досолнечных зерен, так это масс-спектрометр нового типа, который мог бы измерять меньшее количество атомов в одном зерне. Несколько лабораторий использовали ионные зонды для распыления, пытаясь продемонстрировать такой инструмент. Но современные ионные зонды должны были быть намного лучше технологически.
В 1987 году было обнаружено, что алмазные зерна [12] и зерна карбида кремния [13] в изобилии содержатся в тех же нерастворимых в кислоте остатках, а также содержат большие концентрации благородных газов. Значительные изотопные аномалии, в свою очередь, были измерены благодаря усовершенствованиям вторичной ионной масс-спектрометрии (ВИМС) в структурных химических элементах этих зерен. [14] Усовершенствованные эксперименты SIMS показали, что изотопы кремния в каждом зерне SiC имеют не солнечные изотопные отношения, а скорее те, которые ожидаются у некоторых звезд красных гигантов. Таким образом, открытие пресоляра датируется 1987 годом. [13] Для измерения соотношений содержания изотопов структурных элементов (например, кремния в зерне SiC) в микроскопических пресолярных зернах потребовалось два сложных технологических и научных шага: 1) обнаружение пресоляра микронного размера. зерна в подавляющей массе метеорита; 2) развитие технологии SIMS до достаточно высокого уровня для измерения соотношений содержания изотопов в зернах микронного размера. Эрнст Циннер стал важным лидером в области применения ВИМС к микроскопическим зернам. [15] [16]
В январе 2020 года анализ метеорита Мерчисон , найденного в Австралии в 1969 году, показал, что 40 зерен досолнечного карбида кремния образовались 5–7 миллиардов лет назад, старше, чем Солнце Земли возрастом 4,6 миллиарда лет, что делает эти зерна самым старым твердым материалом, когда-либо обнаруженным на Земле. Земля. [17] [18]
Пресолнечные зерна — это твердое вещество, которое содержалось в межзвездном газе до образования Солнца. Пресолнечный компонент может быть идентифицирован в лаборатории по аномальному содержанию изотопов и состоит из тугоплавких минералов , переживших коллапс солнечной туманности и последующее образование планетезималей . [19]
Для исследователей метеоритов термин «пресолнечные зерна» стал означать досолнечные зерна, обнаруженные в метеоритах, 99% которых представляют собой звездную пыль . Многие другие виды космической пыли в метеоритах не обнаружены. Пресолнечные зерна составляют лишь около 0,1 процента от общей массы твердых частиц, обнаруженных в метеоритах. Такие зерна представляют собой изотопно-различимый материал , обнаруженный в мелкозернистой матрице метеоритов , таких как примитивные хондриты . [20] Их изотопные различия с окружающим метеоритом позволяют предположить, что они возникли еще до Солнечной системы . Кристалличность этих кластеров варьируется от кристаллов карбида кремния микрометрового размера (до 10 13 атомов) до кристаллов алмаза нанометрового размера (около 1000 атомов) и неслоистых кристаллов графена менее 100 атомов. Тугоплавкие зерна приобрели свою минеральную структуру путем термической конденсации в медленно остывающих расширяющихся газах сверхновых и звезд красных гигантов . [20]
Пресолнечные зерна исследуются с помощью сканирующих или просвечивающих электронных микроскопов (SEM/TEM) и масс-спектрометрических методов (масс-спектрометрия благородных газов, масс-спектрометрия с резонансной ионизацией (RIMS), масс-спектрометрия вторичных ионов (SIMS, NanoSIMS)). Пресолнечные зерна, состоящие из алмазов, имеют размер всего несколько нанометров и поэтому называются наноалмазами. Из-за небольшого размера наноалмазы трудно исследовать, и, хотя они являются одними из первых обнаруженных досолнечных зерен, о них известно относительно мало. Типичные размеры других пресолнечных зерен находятся в диапазоне микрометров.
На данный момент идентифицированы пресолярные зерна, состоящие из следующих минералов:
Изучение предсолнечных зерен дает информацию о нуклеосинтезе и звездной эволюции . [3] Зерна, несущие изотопные признаки нуклеосинтеза « r-процесса » ( быстрый захват нейтронов) и альфа-процесса (альфа-захват), полезны при тестировании моделей взрывов сверхновых . [30]
1% пресолнечных зерен (зерен сверхновых) имеют очень большой избыток кальция-44 , стабильного изотопа кальция, который обычно составляет только 2% общего содержания кальция. Кальций в некоторых предсолнечных зернах состоит в основном из 44 Ca, который, предположительно, является остатками вымершего радионуклида титана-44 , изотопа титана, который в изобилии образуется в сверхновых типа II , таких как SN 1987A, после быстрого захвата четырех альфа-частиц 28 Si обычно начинается после процесса горения кремния и до взрыва сверхновой. [31] Однако период полураспада 44 Ti составляет всего 59 лет, и поэтому вскоре он полностью превращается в 44 Ca. В таких зернах также обнаружены избытки продуктов распада более долгоживущих, но вымерших нуклидов кальция-41 (период полураспада 99 400 лет) и алюминия-26 (730 000 лет). Изотопные аномалии быстрых процессов в этих зернах включают относительный избыток азота-15 и кислорода-18 по сравнению с содержанием в Солнечной системе, а также избыток богатых нейтронами стабильных нуклидов 42 Ca и 49 Ti. [32]
Другие предсолнечные зерна предоставляют изотопную и физическую информацию о симптотических звездах гигантской ветви (звездах AGB ) , которые произвели наибольшую часть тугоплавких элементов легче железа в галактике. Поскольку элементы в этих частицах были созданы в разное время (и в разных местах) раннего Млечного Пути , набор собранных частиц дополнительно дает представление об эволюции галактики до формирования Солнечной системы. [33]
Помимо предоставления информации о нуклеосинтезе элементов зерна, твердые зерна предоставляют информацию о физико-химических условиях, при которых они конденсировались, и о событиях, последовавших за их образованием. [33] Например, рассмотрим красные гиганты , которые производят большую часть углерода в нашей галактике. Их атмосфера достаточно прохладна для того, чтобы происходили процессы конденсации, приводящие к осаждению твердых частиц (т.е. множественных скоплений атомов таких элементов, как углерод) в их атмосфере. Это не похоже на атмосферу Солнца , которая слишком горячая, чтобы атомы могли образовывать более сложные молекулы. Эти твердые фрагменты материи затем впрыскиваются в межзвездную среду под действием радиационного давления . Следовательно, частицы, несущие признаки звездного нуклеосинтеза, предоставляют информацию о (i) процессах конденсации в атмосферах красных гигантов, (ii) процессах излучения и нагрева в межзвездной среде и (iii) типах частиц, которые несли элементы, из которых мы находимся. через всю галактику до Солнечной системы. [34]
