PCR_06.

31-я ВККЛ, Москва, МГУ, 2010
ПКЛ / PCR_06
Эффекты ускорения космических лучей в реликтовых зернах
наноалмаза хондритов
Г. К. Устинова
Институт геохимии и аналитической химии имени В.И.Вернадского, РАН, Москва; ustinova@dubna.net.ru
Аннотация
Указан новый механизм и определены закономерности формирования изотопных соотношений
аномальной компоненты Xe-HL в зернах наноалмаза хондритов. Показано, что эта компонента могла
формироваться и захватываться одновременно с синтезом наноалмаза в условиях распространения
взрывных ударных волн от вспышек сверхновых. Специфичность изотопного состава компоненты XeHL обусловлена высокой жесткостью спектра ядерноактивных частиц на фронте ударной волны и его
обогащенностью тяжелыми изотопами.
1 Наноалмаз в хондритах
Идентифицированные в углистых и неравновесных обыкновенных хондритах зерна наноалмаза, являются
наиболее распространенными реликтовыми зернами, для которых, наряду с карбидом кремния и
графитом, предполагается досолнечное происхождение [1]. Они могли образоваться при неравновесной
конденсации в холодных атмосферах звезд или в экстремальных PT-условиях переработки вещества
ударными волнами при вспышках сверхновых [2]. Предположение досолнечной природы зерен
наноалмаза основывается на характерных для этих зерен изотопных аномалиях благородных газов,
которые были или захвачены ими в процессе образования и роста, или имплантированы в них позднее.
Медианное значение размеров метеоритного алмаза ~ 3 нм, что в 10-1000 раз меньше других
межзвездных частиц. Существенно, что распределение алмазных зерен по размерам является не
степенным, а логнормальным, что свидетельствует скорее об их росте, а не фрагментации, а также о
коротком времени пребывания в межзвездной среде [1, 2]. Наноалмаз с аналогичным распределением по
размерам зафиксирован в околозвездных дисках в системах эмиссионных звезд Хербига HD97048 и Elias
1, в богатых углеродом протопланетных облаках и даже в межпланетной пыли [3]. Экспериментально
искусственные наноалмазы получены в процессах детонационного синтеза, методом химического
парового отложения атомов углерода (CVD-процесс) и при облучении углеродистых материалов лазером,
ультрафиолетовым излучением и потоками частиц высоких энергий [2]. 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,
и, 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. Действительно, анализ наблюдений межзвездной экстинкции
показывает, что до 10% межзвездного углерода может быть связано в межзвездном алмазе [4].
2
Ксенон в досолнечном алмазе
Для досолнечных алмазов наблюдается бимодальный характер выделения ксенона: в основном, в виде
компоненты Xe-P3 с практически солнечным изотопным составом при температуре 200-900°C и
аномальной компоненты Xe-HL с экзотическим изотопным составом при 1100-1600°C [1]. По сравнению
с солнечным ксеноном, компонента Xe-HL обогащена примерно в 2 раза легкими нейтронодефицитными
изотопами 124Xe, 126Xe и тяжелыми нейтроноизбыточными изотопами 134Xe, 136Xe. В 9-изотопной системе
ксенона тяжелые нейтроноизбыточные изотопы 131,132,134,136Xe являются продуктами r-процесса
нуклеосинтеза (захвата быстрых нейтронов) и, кроме того, они могли образовываться при делении 244Pu и
238
U. Изотопы 128-130Xe – продукты s-процесса нуклеосинтеза (захвата медленных нейтронов), но 129Xe
может быть также радиогенным, благодаря распаду вымершего радионуклида 129I. Наконец, легкие
нейтронодефицитные изотопы 124,126Xe – скорее продукты p-процесса нуклеосинтеза (реакций с участием
1
протонов). В то же время все изотопы ксенона могут иметь космогенные компоненты, образованные в
реакциях расщепления близлежащих ядер Ba, Cs, Ce и La частицами высоких энергий.
Наблюдаемая в метеоритах популяция наноалмаза чаще всего связывается с синтезом при
вспышке сверхновой SnII, что позволяет объяснить аномальную компоненту Xe-HL обогащенностью
продуктами p- и r-процессов [5] (хотя близкий к солнечному изотопный состав углерода наноалмаза не
укладывается в эту концепцию). Действительно, протосолнечное облако за ~ 10 млн. лет своего
существования до коллапса в протосолнце равномерно перемешалось сверхзвуковой турбулентностью с
продуктами нуклеосинтеза и популяций наноалмаза около десятка SnII. Однако, превращение
газопылевого облака в звезду сопровождается гигантскими изменениями физического состояния
вещества, что вызывает серию его трансформаций до состояния релятивистской плазмы [6]. Естественно
поэтому ожидать, что наблюдаемая в метеоритах популяция наноалмаза с аномальной компонентой XeHL синтезировалась при вспышке лишь последней сверхновой при формировании Солнечной системы:
все ранее синтезированные зерна наноалмаза, если и сохранились, то все же потеряли все свои
благородные газы. Последняя же сверхновая не была SnII. Отсутствие тяжелых вымерших
радионуклидов (продуктов r-процесса) в тугоплавких включениях CAI углистых хондритов с
интервалом образования ~ 1 млн. лет свидетельствует о том, что последней сверхновой при
формировании Солнечной системы была углеродно-детонационная сверхновая SnIa, лишенная как
тяжелого ядра, так и водородной оболочки [7]. При ее вспышке образуются все породообразующие
элементы до железного пика, но продукты r-процесса отсутствуют.
Из-за разной локализации и разной температуры высвобождения считается, что компоненты Xe-HL
и Xe-P3 сформировались как отдельные компоненты до внедрения их в зерна алмаза, которое, к тому же,
было не одинаковым по времени: если внедрение Xe-HL было скорее одномоментным, то внедрение XeP3 было растянуто по времени [8]. Из этого может следовать, что резервуар Xe-HL был кратковременным,
тогда как резервуар Xe-P3 существовал постоянно. Поскольку компонента Xe-HL наблюдается только в
наноалмазе метеоритов и отсутствует в других досолнечных реликтах, естественно предположить, что эта
компонента 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 особенности изменения изотопных соотношений и закономерности
фракционирования благородных газов при прохождении сильных ударных волн [7] могли стать
причиной экзотического изотопного состава Xe-HL.
3 Эффекты ударных волн в изотопных системах элементов
Существует два ключевых фактора влияния ударных волн на изотопный состав среды их прохождения:
на фронте ударных волн происходит (1) усиление жесткости спектра ядерноактивных частиц и (2) его
обогащение тяжелыми ионами.
(1) Грандиозные взрывные ударные волны и сверхзвуковая турбулентность приводят к ускорению
частиц в космической плазме с формированием степенного энергетического спектра F(>E0) ~ E-γ очень
высокой жесткости (γ→1) [9,10]. Качественная картина этого магнитогидродинамического процесса
состоит в выбивании ударной волной новых частиц из фоновой плазмы и в перекачивании частиц из
низкоэнергичной области спектра в его высокоэнергичную часть. Это приводит к увеличению потоков
ядерноактивных частиц выше пороговой энергии ядерных реакций на один-два порядка величины, и
соответственно, на столько же увеличиваются скорости образования изотопов в реакциях расщепления,
[7]. Изменение энергетического спектра ядерноактивных частиц приводит к изменению
средневзвешенных по спектру сечений образования многих изотопов, функции возбуждения которых
чувствительны к форме спектра частиц. В результате, в резервуарах, переработанных ударными волнами,
например, в расширяющихся оболочках сверхновых, формируются совершенно другие соотношения
изотопов и элементов, чем в веществе, не затронутом такой переработкой.
(2) Другим замечательным свойством магнитогидродинамического ускорения частиц на фронте
ударных волн является обогащение спектра тяжелыми ионами. В случае многозарядных ионов, поскольку
их пробег до рассеяния является функцией жесткости R=p/Ze (где p - импульс частиц, пропорциональный
A; Ze - заряд иона), эффективность ускорения зависит от отношения A/Z: ионы с большим отношением
A/Z (большим пробегом) смогут с более далеких расстояний проникать в область предфронта волны
(область ускорения) и, следовательно, будут ускоряться чаще [11, 12]. Результаты современной
нелинейной кинетической теории ускорения частиц ударными волнами в остатках сверхновых [10, 12]
показывают, что обогащение спектров частиц тяжелыми ядрами зависит и от параметров сверхновых
(количества продуктов нуклеосинтеза с данными значениями A и Z), и от параметров (мощности)
2
взрывных (бесстолкновительных) ударных волн, например, от темпа инжекции частиц в режим
ускорения, который также является функцией жесткости частиц, а, следовательно, и функцией A/Z.
4 Формирование Xe-HL в наноалмазе хондритов
На рис. 1 приведены результаты моделирования скоростей образования изотопов ксенона в реакциях
расщепления близлежащих ядер Ba, Cs, Ce и La протонами высоких энергий с разной жесткостью спектра
(при вариации γ от ~1 до 6) [7]. Хорошо видно, что увеличение скоростей образования изотопов Xe с
усилением жесткости спектра инициирующих частиц (уменьшением γ) является общей закономерностью,
однако темп увеличения для разных изотопов различен, так что соотношения изотопов меняются.
Получено (см. строки 3 и 6 таблицы 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 аномальной, так и
нормальной компонент ксенона и указывает на разную жесткость энергетического спектра
ядерноактивных частиц как на основную причину различия их изотопных систем. Действительно, расчет
был выполнен для среднего интегрального потока протонов в ранней Солнечной системе (резервуар
Xe-P3): Ip(>15 МэВ) = 1.62 × 1019 см-2 при γ = 2.5 и α/p = 0.0102, который следует из радиоактивности
вымерших радионуклидов и средней распространенности 9Be и 6Li [13]. При ускорении на фронте
ударных волн поток протонов мог увеличиваться на ~ два порядка величины при γ→1 [7] (резервуар XeHL). Можно сказать, что p-процесс при вспышке SnIa проходил преимущественно через реакции
расщепления протонами из ресурсов протосолнечного облака.
3
100
10
131Xe/132Xe
1
10
10
-3
10
10
129Xe/132Xe
-1
10
10
10
-5
131
Xe
129
Xe
128
Xe
130,132
Xe
126
Xe
124
Xe
134
Xe
136
-7
-9
iXe / 132 Xe
6
P, атом / 10 Si
10
1
2
3
γ
4
5
1
126Xe/132Xe
0.1
124Xe/132Xe
0.01
Xe
-11
128Xe/132Xe
130Xe/132Xe
134Xe/132Xe
136Xe/132Xe
0.001
1
6
2
3
γ
4
5
6
Рис.1 - Зависимость скоростей образования P изотопов ксенона (левый график) и изотопных отношений
ксенона iXe/132Xe (правый график) от спектрального индекса γ энергетического спектра ускоренных в
ударных волнах ядерноактивных частиц (вертикальный штрих-пунктир разделяет области жесткого (γ <
2.5) и мягкого (γ > 2.5) облучения).
Из таблицы 1 следует, что только для генерации самых тяжелых изотопов 134Xe и 136Xe реакций
расщепления недостаточно и требуется дополнительный нуклеогенетический источник. Однако наиболее
благоприятный для синтеза наноалмаза фронт взрывной ударной волны был обогащен этими изотопами
из-за преимущественного ускорения на ударном фронте именно тяжелых изотопов среды [12], в
частности, продуктов r-процесса от предшествующих вспышек SnII. Таким образом, именно вспышка
SnIa создала необходимые благоприятные условия для синтеза при коллапсе протосолнечного облака (и
на базе его ресурсов) наблюдаемой в метеоритах популяции наноалмаза с аномальной компонентой XeHL. Одновременно мог захватываться и Xe-P3, но, скорее всего, эта компонента имплантировалась
позднее при однородном перемешивании сверхзвуковой турбулентностью вещества сверхновой и
протосолнечного облака, что могло продолжаться вплоть до аккреции родительских тел метеоритов.
Поскольку эта популяция наноалмаза синтезировалась при формировании Солнечной системы, ее нельзя
считать досолнечной. Это согласуется с отсутствием наноалмазов в пыли комет и уменьшением их
распространенности с увеличением гелиоцентрического расстояния [14], а также с наблюдениями
наноалмазов вблизи ряда звезд с аккреционными дисками [3]. Существенно, что вспышка SnIa
3
происходила в среде обогащенной углеродом, что создавало условия для синтеза наноалмаза с
практически солнечным изотопным составом углерода [15].
Не следует ожидать, что наноалмазы не претерпели никаких изменений с момента их
формирования и до момента их исследования в хондритах, и что ксенон сохранился с теми же
изотопными соотношениями, с которыми он был генерирован. В таблице 1 сравниваются наблюдаемые
изотопные соотношения ксенона в компоненте Xe-HL с теоретическими при γ ~ 1 (строчка 7) и в
компоненте Xe-P3 с теоретическими при γ =3 (строчка 8). Хорошо видно, что сохранившийся в
наноалмазе ксенон существенно тяжелее, чем первоначально генерированный, причем практически в
одинаковой степени для обоих компонент. Последнее говорит о том, что приведшие к такому
утяжелению процессы произошли уже после формирования этих компонент. Во-первых, это могло
случиться при захвате ксенона зернами наноалмаза при относительно низких скоростях имплантации,
(например, при синтезе наноалмаза в CVD-процессе), поскольку тяжелые ионы легче застревают в
решетках кристаллов [16]. Во-вторых, мощные нестационарные процессы на стадии молодого Солнца
приводили к многократным актам частичной рекристаллизации зерен наноалмаза. Это сопровождалось
диффузией и улетучиванием ксенона из разрушенных ловушек, трещин и других устраняемых
рекристаллизацией нарушений кристаллической решетки и, как следствие, к постепенному обогащению
изотопной системы сохранившегося ксенона тяжелыми изотопами, в сравнении с его исходной изотопной
системой при генерации.
Таблица 1 - Изотопные соотношения ксенона в наблюдаемых компонентах Xe-HL и Xe-P3 в
наноалмазе хондритов (* - по данным [1]) и при его генерации ускоренными в ударных волнах
ядерноактивными частицами с разной жесткостью спектра (γ~1 и γ=3).
124
Xe
Xe
126
Xe
Xe
128
Xe
Xe
129
Xe
Xe
130
Xe
Xe
131
Xe
Xe
134
Xe
Xe
136
Xe
Xe
N
Компоненты Xe
1
Xe-HL*
0.0084
0.0057
0.091
1.06
0.154
0.844
0.636
0.7
2
Xe-P3*
0.0045
0.004
0.081
1.04
0.159
0.823
0.377
0.31
3
Xe − HL *
Xe − P3 *
1.86
1.43
1.12
1.02
0.97
1.03
1.85
2.26
4
Xe (γ ~ 1)
0.58
1.38
3.16
4.16
1.29
9.61
0.036
0.0065
5
Xe (γ = 3)
0.31
0.90
2.69
4.44
1.18
10.44
0.026
0.0045
6
Xe (γ ~ 1)
Xe (γ = 3)
1.87
1.53
1.17
0.94
1.09
0.92
1.38
1.44
7
Xe ( γ ~ 1)
Xe − HL *
69.05
242.11
34.73
3.92
8.38
11.39
0.057
0.0093
8
Xe ( γ = 3)
Xe − P3 *
68.89
225.00
33.21
4.27
7.42
12.69
0.069
0.0145
132
132
132
132
132
132
132
132
5 Заключение
Полученные результаты впервые демонстрируют количественные оценки эффектов регулярного
ускорения космических лучей ударными волнами в первичном веществе Солнечной системы.
Возможность точного расчета этих эффектов в скоростях образования изотопов и их соотношениях, т.е.,
возможность количественной оценки изотопных аномалий, предоставляет тонкий инструмент
исследования процессов в ранней Солнечной системе в виде целенаправленного поиска таких аномалий
и их источников, например, в виде идентификации свежесинтезированного вещества сверхновой. Анализ
всего лишь одной изотопной аномалии ксенона в наноалмазе хондритов указывает на реальность
основных прогнозируемых этапов формирования Солнечной системы. Это, прежде всего, близкая
вспышка сверхновой, которая, скорей всего, спровоцировала коллапс протосолнечного облака, а ее
взрывная волна привела к ускорению космических лучей с формированием степенного спектра очень
высокой жесткости (γ ~ 1). Это сильно увеличило скорости образования изотопов в реакциях
расщепления, поскольку значительно (до двух порядков величины) увеличились потоки ядерноактивных частиц выше пороговых энергий. В частности, именно реакции расщепления в жестких
4
радиационных условиях ранней Солнечной системы ответственны за наблюдаемые распространенности
изотопов легких элементов Li, Be и B. Выполаживание энергетического спектра ускоренных в ударных
волнах частиц приводило к изменению средневзвешенных по спектру сечений образования многих
изотопов, функции возбуждения которых чувствительны к форме спектра частиц, что является причиной
мелкомасштабной изотопной гетерогенности первичного вещества особенно в резервуарах интенсивного
перемешивания вещества протосолнечного облака и свежесинтезированного вещества сверхновой.
Обогащение в процессах ускорения изотопных систем элементов тяжелыми изотопами предоставляет
ключ к раскрытию особенностей формирования как отдельных реликтов, например, наноалмазов
хондритов, так и таких крупномасштабных объектов, как планеты и планетарные атмосферы. Наконец,
новые косвенные свидетельства в пользу того, что последней сверхновой перед коллапсом
протосолнечного облака была углеродно-детонационная сверхновая SnIa, указывают на необходимость
пересмотра многих существующих концепций происхождения Солнечной системы [7]. Это, прежде
всего, связано с сильной обогащенностью продуктов взрыва SnIa железом, впрыскивание которого в
протосолнечное облако приводило к магнитогидродинамической сепарации металл-силикат намного
раньше магматической сепарации, что позволяет понять происхождение немагматических железных
метеоритов и выстроить непротиворечивые магнитогидродинамические модели формирования планет.
Список литературы
[1] Huss G.R., Lewis R.S. Presolar diamond, SiC, and graphite in primitive chondrites: Abundances as a
function of meteorite class and petrologic type // Geochim. Cosmochim. Acta. 1995. V. 59 (1). P. 115-160.
[2] Daulton T.L. Nanodiamonds in the cosmos // Synthesis, properties and applications of ultrananocrystalline
diamond (Eds. D.M. Gruen, O.A.Shenderova and A.Ya. Vul’). Netherlands: Springer, 2005. P. 49-62.
[3] Van Kerckhoven C., Tielens A.G.G.M, Waelkens C. Nanodiamonds around HD 97048 and Elias1 // Astron.
Astrophys. 2002. V. 384. P. 568-584.
[4] Lewis R.S., Anders E., Draine B.T. Properties, detectability and origin of interstellar diamonds in
meteorites // Nature. 1989. V. 339 (6220). P. 117-121.
[5] Clayton D.D., Meyer B.S., Sanderson C.I., et al. Carbon and nitrogen isotopes in type II supernova
diamonds // Astrophys. J. 1995. V. 447. P. 894-905.
[6] Фортов В.Е. Экстремальные состояния вещества на Земле и в космосе // УФН. 2009. Т. 179 (6). С.
653-687.
[7] Устинова Г.К. К проблеме происхождения Солнечной системы: Закономерности фракционирования
благородных газов в ударных волнах // Астрон. вестник. 2007. Т. 41 (3). С. 252-277.
[8] Koscheev A.P., Gromov M.D., Mohapatra R.K., Ott. U. History of trace gases in presolar diamonds inferred
from ion-implantation experiments // Nature. 2001. V. 412. P. 615-617.
[9] Ellison D.C., Eichler D. Monte Carlo shock-like solutions to the Boltzmann equation with collective
scattering // Astrophys.J. 1984. V. 256 (15). P. 691-701.
[10] Бережко Е.Г., Елшин В.К., Ксенофонтов Л.Т. Ускорение космических лучей в остатках
сверхновых // ЖЭТФ. 1996. Т. 109 (1). С. 3-43.
[11] Eichler D., Hainebach K. Abundance enhancements in cosmic rays produced by collisionless shocks //
Phys.Rev.Lett. 1981. V. 47 (21). P. 1560-1563.
[12] Бережко Е.Г., Ксенофонтов Л.Т. Состав космических лучей, ускоренных в остатках сверхновых //
ЖЭТФ. 1999. Т. 116 (3). С. 737-759.
[13] Устинова Г.К. К проблеме происхождения Li, Be и B в ранней Солнечной системе // Астрон.
вестник. 1996. Т. 30 (6). С. 483-495.
[14] Dai Z.R., Bradley J.P., Joswiak D.J., et al. Possible in situ formation of meteoritic nanodiamonds in the
early solar system // Nature. 2002. V. 418. P. 157-159.
[15] Jorgensen U.G. Formation of Xe-HL-enriched diamond grains in stellar environments // Nature. 1988.
V.332. P. 702-705.
[16] Ponganis K.V., Graf Th., Marti K. Isotopic fractionation in low-energy ion implantation // J. Geophys. Res.
1997. V.102 (E8). P. 19335-19343.
5