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