Рис. 1. Небольшой фрагмент Мурчисонского метеорита весом 22 грамма. Фото с сайта meteorlab.com
Зерна звездной пыли, встречающиеся в составе метеоритов, — единственное доступное для прямого изучения материальное свидетельство раннего этапа развития нашей Галактики. Из такой пыли, заполнявшей межзвездную среду, около 4,6 млрд лет назад сформировалась Солнечная система. Результаты недавнего исследования зерен пыли, выделенных из Мурчисонского метеорита, упавшего в 1969 году в Австралии, показали, что возраст наиболее крупных из них составляет более 5 млрд лет. Это самый древний твердый материал, когда-либо попадавший в руки ученых. Образование же самой пыли происходило во время взрывов сверхновых и гибели крупных звезд, родившихся в период так называемого «звездного бэби-бума» — усиленного звездообразования, имевшего место около 7 млрд лет назад.
Материалом для хондритов — самого распространенного класса метеоритов — послужила пыль протопланетного облака, окружавшего Солнце на ранних стадиях формирования Солнечной системы. Учитывая, что возраст Солнца составляет примерно 4,6 миллиарда лет, а Земли — 4,5 миллиарда лет, возраст большинства хондритов как раз находится где-то в районе этих значений.
Некоторые хондриты, помимо протопланетной пыли, включают крошечные твердые частицы межзвездного вещества — звездной пыли, которая содержалась в межзвездном газе еще до образования газопылевого облака, из которого позже образовалось Солнце и все планеты Солнечной системы.
Считается, что звездная пыль формируется в оболочках красных гигантов — не слишком тяжелых звезд (с массами ~0,5–8 масс Солнца), находящихся на заключительных стадиях звездной эволюции. Когда в ядре такой звезды остаются только углерод и кислород, ее массы уже не хватает, чтобы «сжигать» эти элементы (см. Звездный нуклеосинтез), и термоядерные реакции происходят уже во внешних слоях. Всё это сопровождается пульсациями поверхности звезды и сильной потерей вещества за счет звездного ветра (из-за него такие звезды теряют 50–70% своей массы). Из-за этого «выдувания» вещества из красного гиганта вокруг него образуется околозвездная оболочка, температура в которой снижается по мере удаления от звезды. На внешней границе околозвездной оболочки тугоплавкие элементы (Fe, Si, Mg, С) конденсируются из газовой фазы, формируя те самые пылевые зерна.
На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезды на этой стадии своей жизни помещены в асимптотическую ветвь гигантов, а саму стадию так и называют: стадия АВГ. После нее звезда окончательно сбрасывает свои внешние слои, которые вместе с околозвездной оболочкой становятся протопланетарной туманностью, постепенно превращаясь в планетарную туманность. А вместо гиганта остается его ядро — белый карлик, который еще долго будет остывать и медленно краснеть. Остывшие частички звездной пыли разлетаются по межзвездному пространству — небольшая часть такой пыли в свое время попала в район образования Солнечной системы.
Эти досолнечные зерна — единственные материальные свидетельства периода, предшествовавшего Солнечной системе, доступные для прямого анализа. Важно, что звездная пыль сохраняется в первичных (или, как их еще называют, примитивных) метеоритах практически в неизменном виде.
Досолнечные зерна обычно составляют не более 0,1% массы метеоритов. Они идентифицируются по аномальным изотопным значениям ряда элементов — неона, ксенона, гелия, кремния, углерода, азота, кальция, — не свойственным веществу Солнечной системы.
Зерна представлены наиболее тугоплавкими минералами — алмазом и карбидом кремния, в меньшей степени — графитом (в том числе графеном), карбидом титана, нитридом кремния, корундом, шпинелью и хибонитом. Это самые высокотемпературные минералы в составе метеоритов. Их кристаллическая структура формировалась в процессе термической конденсации медленно остывающего вещества в расширяющихся оболочках красных гигантов.
В лабораторных условиях компоненты звездной пыли выделяют из нерастворимого осадка, образующегося после растворения большей части минеральной массы метеорита в концентрированной кислоте.
Впервые достоверно обнаружить частицы звездной пыли в метеоритах удалось в 1987 году (R. S. Lewis et al., 1987. Interstellar diamonds in meteorites), после того, как был разработан аналитический метод масс-спектрометрии вторичных ионов (SIMS —Secondary-Ion Mass Spectrometry) — самый чувствительный метод анализа поверхностей, способный обнаружить присутствие элемента на уровне миллиардных долей. С помощью этого метода ученые получили возможность изучать химический состав и измерять содержания изотопов в досолнечных зернах микронного размера. Для изучения структуры зерен любого размера вполне подходит электронная микроскопия, а вот их достоверное датирование представляет проблему.
Первая попытка датировать звездную пыль из Мурчисонского метеорита по избытку изотопа 21Ne была предпринята в 1988 году (T. Ming, E. Anders, 1988. Interstellar silicon carbide: How much older than the solar system?). Тогда исследователи получили значения от 10 до 100 млн лет до образования Солнечной системы, и сами же в выводах написали о том, что это, скорее всего ошибка, и такой молодой пыль быть не может. Позже это объяснили тем, что анализировались агрегаты зерен, а не отдельные досолнечные зерна.
Первые успешные попытки определения возраста индивидуальных зерен карбида кремния из Мурчисонского метеорита были произведены в 2009 году двумя независимыми методами: по литию (было проанализировано 8 зерен) и по гелию/неону (22 зерна). Срок пребывания зерен в межзвездном пространстве по литию составил от 40 млн до 1 млрд лет (F. Gyngard et al., 2009. Interstellar exposure ages of large presolar SiC grains from the Murchison meteorite), а по гелию/неону — от 3 млн до 1,1 млрд лет (P. R. Heck et al., 2009. Interstellar residence times of presolar SiC dust grains from the Murchison carbonaceous meteorite). При этом авторы обоих исследований отмечали неоднозначность полученных значений возраста и сложность интерпретации такого их большого разброса.
В новой работе международная группа ученых из США, Швейцарии и Австралии под руководством Филиппа Хека (Philipp R. Heck), астрохимика из Чикагского университета, выполнила датирование 40 крупных досолнечных зерен карбида кремния, извлеченных из фрагментов Мурчисонского метеорита. По сравнению с предыдущими исследованиями, авторы внесли в алгоритм расчета возраста ряд дополнительных поправок. Результаты опубликованы недавно в журнале Proceedings of the National Academy of Sciences.
Для исследования авторы использовали зерна карбида кремния, так как размер досолнечных зерен алмазов составляет всего несколько нанометров и из-за этого их очень трудно анализировать. Большинство зерен карбида кремния имеют размер около одного микрона, но некоторые достигают 10 и более микрон. Такие зерна исследователи в шутку называют булыжниками. Самое крупное досолнечное зерно карбида кремния, обнаруженное в Мурчисонском метеорите, получило название Bonanza (англ. процветание, удача). Его размер составляет 30 микрон. Как минимум 12 из проанализированных зерен, по мнению авторов, ранее были частями более крупных агрегатов, образовавшихся в межзвездной среде (рис. 2).
Рис. 2. Изображения досолнечных зерен карбида кремния двух разных морфологических типов, полученные с помощью сканирующего электронного микроскопа. A — изоморфное (сохранившее структуру роста) зерно, избежавшее разрушения в межзвездной среде; B — оно же, запрессованное в золотую пластину для проведения SIMS-анализа; С — зерно обломочной формы, очевидно являвшееся когда-то частью более крупного агрегата; D — оно же, вдавленное в золото. Из сравнения фото В и D видно, что ненарушенные изоморфные зерна помимо формы отличаются от обломочных более высокой прочностью и отсутствием внутренней трещиноватости. Рисунок из обсуждаемой статьи в PNAS
Межзвездная пыль важная составляющая нашей Галактики. Хотя по массе она составляет не более одного процента от всего вещества межзвездной среды, в ней сосредоточена большая часть элементов тяжелее гелия — тех, из которых формируются планеты и которые входят в состав живых организмов. Поэтому изучение механизмов образования космической пыли очень важно для понимания эволюции Вселенной в целом и нашей Галактики в частности.
Для определения возраста зерен звездной пыли, извлеченной из Мурчисонского метеорита, авторы решили использовать так называемый метод датирования по времени поверхностного воздействия (по возрасту экспозиции), выбрав в качестве таймеров (индикаторов времени воздействия) изотопы 3He и 21Ne.
Изотопные подписи 3He и 21Ne для АВГ-звезд хорошо известны (L. Nittler, F. Ciesla, 2016. Astrophysics with extraterrestrial materials). Их авторы и приняли за первичные. В период нахождения зерен пыли в межзвездном пространстве на них действовало космическое излучение, что отразилось в изотопных значениях. По разнице между первичными и нынешними значениями можно судить о времени, проведенном пылевыми зернами в космосе, а также о том, когда они образовались (добавив 4,5–4,6 млрд лет, которые они потом провели в теле метеорита).
С помощью масс-спектрометрического анализа (наноразмерной масс-спектрометрии вторичных ионов — NanoSIMS) авторы анализировали в зернах количество космогенных нуклидов гелия и неона, образующихся при реакциях распада под действием галактических космических лучей — протонов и альфа-частиц, движущихся с высокими энергиями в космическом пространстве. Изотопы He и Ne анализировались при помощи масс-спектрометрии благородных газов.
Для оценки скорости накопления космогенных нуклидов в досолнечных зернах ученые использовали модель из статьи R. Trappitsch, I. Leya, 2016. Production and recoil loss of cosmogenic nuclides in presolar grains, основанную на данных, собранных на границе гелиосферы космическим зондом «Вояджер-1». При этом они добавили в модельные данные поправку, учитывающую возможное воздействие на досолнечные зерна потока частиц от раннего активного Солнца.
Также ученые делали поправку на размер, учитывая, что многие зерна в период облучения находились в составе более крупных агрегатов, которые потом разрушились, поэтому не вся их поверхность была подвергнута максимальному облучению. Большинство современных теоретических моделей определяют время жизни межзвездных зерен до разрушения в диапазоне от 100 миллионов до 1 миллиарда лет, а размеры пыли, образующейся на АВГ-стадии звезд, — от долей микрона до одного миллиметра (O. C. Jones et al., 2015. The dustiest post-main sequence stars in the Magellanic Clouds).
Авторы определили возраст экспозиции 3He и 21Ne в 30 и 24 зернах соответственно, причем для 18 зерен были получены оба значения. Анализ результатов показал, что метод оценки времени пребывания зерен в межзвездном пространстве по 21Ne значительно достовернее и не требует введения дополнительных поправок (рис. 3).
Рис. 3. Возраст экспозиции досолнечных зерен по 3He и 21Ne, в миллионах лет. Серые кружочки — без учета поправок, красные — с учетом поправок. Рисунок из обсуждаемой статьи в PNAS
Полученный возраст зерен колеблется в широком диапазоне от 3,9 ± 1,6 млн лет до 3 ± 2 млрд лет до момента образования Солнечной системы, принятого за 4,6 млрд лет. При этом возраст экспозиции большинства досолнечных зерен составляет около 300 млн лет и лишь три особо крупных зерна дают возраст более 1 млрд лет (рис. 4).
Рис. 4. Гистограмма распределения досолнечных зерен по возрасту. Рисунок из обсуждаемой статьи в PNAS
Авторы предполагают, что источниками пыли были АВГ-звезды с начальной массой от 1,6 до 1,9 солнечных масс, образовавшиеся во время второго периода усиленного звездообразования, имевшего место 7 млрд лет назад (первый был 9 млрд лет назад, см. H.J. Rocha-Pinto et al., 1999. An intermittent star formation history in a «normal» disk galaxy: The Milky Way).
По мнению авторов, многочисленные более мелкие звезды имеют слишком длинный эволюционный цикл, чтобы достичь фазы АВГ до образования Солнечной системы, а более редкие массивные звезды вряд ли могли быть источником зерен карбида кремния, для роста которых нужно определенное время пребывания в околозвездном облаке, а давление массивных звезд не позволяет пылевым облакам долго оставаться около материнской звезды.
Полученные авторами данные хорошо согласуются с моделью, основанной на наблюдениях за химическим составом звезд в нашей галактике (M. Noguchi, 2018. The formation of solar-neighbourhood stars in two generations separated by 5 billion years). Она предполагает, что примерно 7 млрд лет назад имел место пик звездообразования, связанный с тем, что потоки холодной материи из гало накапливались в галактическом диске. В период между 4,9 и 4,6 млрд лет звезды, рожденные во время звездного «бэби-бума», достигли АВГ-фазы, когда начали активно продуцировать звездную пыль, небольшая часть из которой была захвачена телами, формирующимися в молодой Солнечной системе.
Недавно другая группа исследователей во главе с Ольгой Правдивцевой из Университета Вашингтона в Сент-Лиусе сообщила об обнаружении досолнечных зерен в метеорите Альенде (O. Pravdivtseva et al., 2020. Evidence of presolar SiC in the Allende Curious Marie calcium–aluminium-rich inclusion). Этот крупнейший найденный на Земле углистый метеорит весом около 5 тонн упал все в том же 1969 году в Мексике.
В нем есть многочисленные крупные тугоплавкие включения, богатые кальцием и алюминием (см. Ca–Al-rich inclusion), которые считаются одними из древнейших объектов, сформировавшихся в Солнечной системе. Они состоят из первых твердых частиц, сконденсировавшихся из остывающего протопланетного диска. В одном из таких включений, названном «Любопытная Мэри» (Curious Marie) в честь Марии Кюри, и были найдены досолнечные зерна. Проведя масс-спектрометрический анализ 20 граммов вещества из этого включения, авторы сначала выявили в нем изотопные аномалии благородных газов, характерные для досолнечных зерен, а потом и сами зерна, представленные карбидом кремния.
Источник: elementy.ru
