КОСМОХРОНОЛО́ГИЯ

КОСМОХРОНОЛО́ГИЯ, вос­ста­нов­ле­ние хро­но­ло­гич. кар­ти­ны про­цес­са нук­лео­син­те­за в на­шей Га­лак­ти­ке по изу­че­нию от­но­си­тель­но­го со­дер­жа­ния дол­го­жи­ву­щих ра­дио­нук­ли­дов и про­дук­тов их рас­па­да в ве­ще­ст­ве Зем­ли, Лу­ны и ме­тео­ри­тов.

Од­ной их клю­че­вых то­чек на шка­ле вре­ме­ни в К. слу­жит мо­мент кри­стал­ли­за­ции по­род (зем­ных и лун­ных) и ве­ще­ст­ва ме­тео­ри­тов. Воз­раст Зем­ли и Лу­ны, оп­ре­де­ляе­мый как воз­раст са­мых ста­рых из ис­сле­до­ван­ных об­раз­цов зем­ных и лун­ных по­род, бли­зок к воз­рас­ту ме­тео­ри­тов, ко­то­рый со­став­ля­ет (4,6±0,1)·10⁹ лет и при­ни­ма­ет­ся в ка­че­ст­ве воз­рас­та всех твёр­дых тел Сол­неч­ной сис­те­мы. Мо­мент кри­стал­ли­за­ции по­род дос­та­точ­но на­дёж­но оп­ре­де­ля­ет­ся при по­мо­щи уран-свин­цо­во­го, ру­би­дий-строн­цие­во­го и ка­лий-ар­го­но­во­го ме­то­дов ядер­ной (изо­топ­ной) гео­хро­но­ло­гии (см. Гео­ло­ги­че­ский воз­раст

К. по­зво­ля­ет оце­нить тем­пы об­ра­зо­ва­ния нук­ли­дов в Га­лак­ти­ке в пе­ри­од, пред­ше­ст­во­вав­ший об­ра­зо­ва­нию твёр­дых тел Сол­неч­ной сис­те­мы. Вы­де­ля­ют два ти­па про­цес­сов об­ра­зо­ва­ния нук­ли­дов тя­жё­лых хи­мич. эле­мен­тов под дей­ст­ви­ем ней­тро­нов: бы­ст­рый (r-про­цесс) и мед­лен­ный (s-про­цесс). В пер­вом про­цес­се ско­рость за­хва­та ней­тро­на ядром (λ_nγ) мно­го боль­ше ско­ро­сти бе­та-рас­па­да ядер (λ_β), во вто­ром про­цес­се λ_nγ≪λ_β. Пер­вый про­цесс на­чал­ся в пе­ри­од вре­ме­ни, от­стоя­щий на ве­ли­чи­ну △= 7–9 млрд. лет от мо­мен­та об­ра­зо­ва­ния твёр­дых тел Сол­неч­ной сис­те­мы. Та­кой ре­зуль­тат по­лу­чен на ос­но­ве ана­ли­за на­блю­дае­мых зна­че­ний рас­про­стра­нён­но­сти дол­го­живу­щих нук­ли­дов ²³⁵U (пе­ри­од по­лу­рас­па­да T_1/2=7,0·10⁸ лет), ²³⁸U (T_1/2= 4,5·10⁹ лет), ²³²Th (T_1/2= 1,4· 10¹⁰ лет) и про­дук­тов их рас­па­да. С 1980-х гг. рас­смат­ри­ва­ют­ся так­же воз­мож­но­сти ис­поль­зо­ва­ния в ка­че­ст­ве т. н. кос­мо­хро­но­мет­ров нук­ли­дов ¹⁸⁷Re (T_1/2= 4,35·10¹⁰ лет) и ¹⁷⁶Lu (T_1/2= 4·10¹⁰ лет). В этом слу­чае сте­пень точ­но­сти да­ти­ров­ки кос­мо­ло­гич. со­бы­тий оп­ре­де­ля­ет­ся кор­рект­но­стью оце­нок вы­хо­да ядер Re в r-про­цес­се и рас­про­странён­но­сти ядер Os, об­ра­зую­щих­ся в s-про­цес­се, а так­же по­греш­но­стью (свя­зан­ной с те­п­ло­вы­ми эф­фек­та­ми) в зна­че­ни­ях пе­рио­да по­лу­рас­па­да ядер на раз­ных ста­ди­ях га­лак­тич. эво­лю­ции. Напр., пе­ри­од по­лу­рас­па­да яд­ра Re силь­но за­ви­сит от ве­ли­чи­ны ио­ни­за­ции ато­ма и для пол­но­стью ио­ни­зо­ван­но­го Re со­став­ля­ет T_1/2= 3,29·10¹⁰ лет. Тем не ме­нее ис­поль­зо­ва­ние изо­то­пов ре­ния так­же при­во­дит к до­воль­но близ­ко­му зна­че­нию △. Нук­лид ¹⁷⁶Lu мо­жет быть ис­поль­зо­ван для оп­ре­де­ле­ния про­дол­жи­тель­но­сти нук­лео­син­те­за в s-про­цес­се. В то же вре­мя сте­пень за­се­лён­но­сти его изо­мер­ных со­стоя­ний за­ви­сит от темп-ры и др. ус­ловий в звёз­дах и га­лак­тич. сре­де, что за­труд­ня­ет ин­тер­пре­та­цию ре­зуль­та­тов ис­поль­зо­ва­ния лю­те­ция в ка­че­ст­ве кос­мохро­но­мет­ра.

Хронологическая модель r-процесса нуклеосинтеза (по У. А. Фаулеру): S – всплеск интенсивности процесса обогащения вещества протосолнечного газового облака продуктами r-процесса нуклеосинтеза.

Темп обо­га­ще­ния ве­ще­ст­ва Га­лак­ти­ки тя­жё­лы­ми эле­мен­та­ми был наи­бо­лее вы­сок в на­чаль­ный пе­ри­од её воз­ник­но­ве­ния. Од­на­ко дан­ные, по­лу­чен­ные с по­мо­щью от­но­си­тель­но ко­рот­ко­жи­ву­щих кос­мо­хро­но­мет­ров ¹²⁹I и ²⁴⁴Pu (T_1/2=1,7·10⁷ лет и T_1/2=8,2·10⁷ лет со­от­вет­ст­вен­но), по­ка­зы­ва­ют, что этот про­цесс про­дол­жал­ся и во вре­мя, не­по­сред­ст­вен­но пред­ше­ст­во­вав­шее об­ра­зо­ва­нию Сол­неч­ной сис­те­мы. Пре­кра­ще­ние про­цес­са обо­га­ще­ния тя­жё­лы­ми эле­мен­та­ми ве­ще­ст­ва про­то­сол­неч­но­го га­зо­во­го об­ла­ка и его обо­соб­ле­ние от га­лак­тич. га­за про­изош­ли за 150 млн. лет (δ на рис.) до об­ра­зо­ва­ния пер­вых ро­ди­тель­ских тел ме­тео­ри­тов. Ряд ар­гу­мен­тов сви­де­тель­ст­ву­ет в поль­зу то­го, что мо­мен­ту обо­соб­ле­ния про­то­сол­неч­но­го га­зо­во­го об­ла­ка не­по­сред­ст­вен­но пред­ше­ст­во­вал всплеск ин­тен­сив­но­сти нук­лео­син­те­за, но­сив­ший, ско­рее все­го, ло­каль­ный ха­рак­тер (напр., взры­вы близ­ких сверх­но­вых звёзд) и при­вед­ший к об­ра­зо­ва­нию ок. 1% от об­ще­го ко­ли­че­ст­ва тя­жё­лых эле­мен­тов в ве­ще­ст­ве Сол­неч­ной сис­те­мы. Воз­мож­но, что вспыш­ка близ­кой сверх­но­вой звез­ды по­слу­жи­ла так­же толч­ком для фор­ми­ро­ва­ния Сол­неч­ной сис­те­мы (см. Кос­мо­го­ния

По дан­ным ме­то­да уран-то­рие­вых со­от­но­ше­ний воз­раст Га­лак­ти­ки со­став­ля­ет 13–15 млрд. лет, что на­хо­дит­ся в хо­ро­шем со­от­вет­ст­вии с рас­чё­та­ми, по­лу­чен­ны­ми на ос­но­ве ас­тро­но­мич. ме­то­дов. Умень­ше­ние по­греш­но­сти в оп­ре­де­ле­нии воз­рас­та Га­лак­ти­ки мо­жет быть до­стиг­ну­то за счёт по­вы­ше­ния точ­но­сти дан­ных, не­об­хо­ди­мых для тео­ре­тич. ис­сле­до­ва­ния про­цес­са нук­лео­син­те­за, и бо­лее глу­бо­ко­го по­ни­ма­ния про­цес­са хи­мич. эво­лю­ции га­лак­тич. ве­ще­ст­ва.

Экс­пе­рим. дан­ные о рас­про­стра­нён­но­сти дол­го­жи­ву­щих нук­ли­дов тя­жё­лых эле­мен­тов и про­дук­тов их рас­па­да со­гла­су­ют­ся с пред­по­ло­же­ни­ем об экс­по­нен­ци­аль­ном па­де­нии тем­па га­лак­тич. нук­лео­син­те­за с ха­рак­тер­ным вре­ме­нем за­ту­ха­ния (3±2)·10⁹ лет. Су­ще­ст­вен­но, что вы­бор кон­крет­ной мо­де­ли га­лак­тич. нук­лео­син­те­за ма­ло ска­зы­ва­ет­ся на оп­ре­де­ле­нии вре­ме­ни на­ча­ла про­цес­са об­ра­зо­ва­ния изо­то­пов тя­жё­лых эле­мен­тов в r-про­цес­се.

Пе­ре­чис­лен­ные вы­во­ды слу­жат экс­пе­рим. ос­но­вой по­строе­ния эво­люц. кар­ти­ны нук­лео­син­те­за в Га­лак­ти­ке и убе­ди­тель­но сви­де­тель­ст­ву­ют о том, что мас­сив­ные звёз­ды пер­вых по­ко­ле­ний, за­вер­шав­шие свою эво­лю­цию вы­бро­сом в меж­звёзд­ное про­стран­ст­во пе­ре­ра­бо­тан­но­го в их не­драх ве­ще­ст­ва, яви­лись глав­ным ис­точ­ни­ком фор­ми­ро­ва­ния на­блю­дае­мо­го изо­топ­но­го со­ста­ва Га­лак­ти­ки.