Нуклеосинтез у кілонових — процес, при якому, внаслідок злиття двох нейтронних зір (НЗ) або нейтронної зорі та чорної діри (ЧД), спалахує кілонова й утворюються хімічні елементи важчі за водень.
Типи реакцій нуклеосинтезу
Розглянемо й визначимо, який з них є найбільш істотним для аналізу для випадку подвійних систем НЗ та НЗ/ЧД[], такі п'ять типів ядерних процесів:
Процеси, в яких захоплюються протони
Природу усіх цих процесів, окрім s-процесу, зазвичай відносять до фаз вибухового горіння, які, з певною ймовірністю, пов'язують із колапсом ядра внаслідок спалаху наднової у масивних зорях. У публікації Тгієлеманна та ін. зазначено, що класичний p-процес відбувається у зовнішніх шарах зір під час вибухового горіння Ne/O, яке ініціюється проходженням ударної хвилі наднової, і діє за допомогою реакцій фотодезінтеграції, в ході реакції утворюючи сусідні, багаті протонами, ізотопи вже існуючих важких ядер, через що вважається вторинним. На додаток до цього, відомо, що та кількість багатих протонами ізотопів, яка є у природі, не може бути утворена в реакціях захоплення нейтрона. Наразі найбільш переважний механізм для тих 32 p-ізотопів між Se та Hg є фотодезінтеграція (фотоядерна реакція) середовища та важких елементів при високих температурах на пізніх стадіях еволюції масивних зір.
νp-процес, як зазначили Тгієлеманн та ін., відбувається у вибухових середовищах, коли багата протонами речовина викидається під впливом нейтрино внаслідок колапсу ядра наднової. Отже і цей процес, виходячи з логічних міркувань, не описує нуклеосинтез у кілонових[]. rp-процес так само відбувається тільки у випадку ядер, збагачених протонами. Зазвичай, такий процес може статися в подвійній системі з нейтронної зорі та зорі-донора, речовина з якої перетікає на компактний об'єкт. У такій конфігурації через великі значенні гравітаційних полів речовина з донора нагрівається до K.
Процеси захоплення нейтронів
Такі механізми поділяють на два типи — повільний (s-процес) та швидкий (r-процес). Виходячи з роботи Метзґера та ін., який, власне, увів поняття кілонової, характерний час для досягнення піку електромагнітного випромінювання внаслідок зіткнення подвійної системи визначається зі співвідношення:Оскільки час зіткнення має порядок однієї доби, то s-процес практично неможливий, бо він має характерний час перебігу порядку
років.
Перебіг r-процесу в кілонових підтверджує низка авторів. У роботі Латтімера 1974 року, після побудови простої моделі взаємодії й обрахунку кількості речовини НЗ, яка викидається до міжзоряного середовища внаслідок зіткнення НЗ та ЧД, було визначено, що викинута кількість речовини може бути доволі добре зіставлена з поширеністю елементів, які утворюються у r-процесі. Висновок роботи полягає, зокрема, у тому, що та частина речовини, яка була викинута, сильно нейтронізована, має достатні концентрації для участі у r-процесі, та, навіть, відповідає спостережній у Сонячній системі поширеності важких елементів. У роботі Ейхлера 1989 року було зазначено, що r-процес також відбувається під час зіткнення двох нейтронних зір. Такий висновок було зроблено з тих міркувань, що у нейтронної зорі-донора при досягненні деякої маси (0,09 M☉) відбувається вибухова денейтронізація, яка описується так званою моделлю «здирання» (англ. stripping) Кларка та Ердлі.
Модель «злиття»
Модель «злиття» була вперше якісно описана Фрейбурґгаусом та ін. і являє собою дві нейтронні зорі, які утворюють тісну подвійну систему, і, внаслідок втрати моменту імпульсу на випромінення гравітаційних хвиль, зближуються одна з одною. Як результат, кінцевим об'єктом злиття стає або надмасивна нейтронна зоря або чорна діра, причому частина речовини викидається з системи або у вигляді джета, або у вигляді вітру. У вищезгаданій роботі було зроблено дуже багато вагомих, для теорії кілонових, висновків[]. По-перше, знову ж таки, обрахунки підтвердили те, що викид маси при взаємодії системи з двох НЗ, який є порядку 0,001 — 0,01 M☉, повністю пояснює поширеність важких елементів r-процесу у Галактиці у випадку, коли вся ця маса є продуктом швидкого нейтронного захоплення. По-друге, визначений регіон r-процесу, який обмежується концентраціями нейтронів , на якому для найменшого обрахованого значення частки електронів
= 0,05 максимальна температура набуває значення близько 0,5
(тут і далі
K), а для найбільшого
= 0,15 — близько 1,4
. Також, за допомогою графіку нагріву для екстремально малих проміжків часу до температур ядерної статистичної рівноваги, було показано, що умови нуклеосинтезу не залежать від початкових температур викинутої речовини. Крім того, було визначено, що значення
між 0,08 та 0,15 майже ідеально збігаються зі спостережуваною поширеністю важких елементів r-процесу для А > 130. Більші або менші значення зміщують піки до неправильних значень. Така залежність від
пояснюється тим, що в моделі не враховано нейтрино та слабка взаємодія, що автори й запропонували зробити в подальших праця у цьому напрямку.
Модель «здирання»
Якщо початкова система була сильно асиметрична, то існує імовірність реалізації сценарію, описаного у статі Кларка та Ердлі. У цій моделі менш масивна (0,1 M☉) і більш протяжна компактна зоря «поглинається» її важким супутником (1,4 M☉). Донор, таким чином, наближається до останньої стійкої конфігурації нейтронної зорі мінімальної маси та детонує. Інтерес до цієї моделі значно збільшився після реєстрації гравітаційного сигналу GW170817 та гамма-спалаху GRB170817A. Спостереження показали, що багато параметрів цього гамма-спалаху, який виявився доволі , близькі до передбачених моделлю «здирання». Перший змістовний розрахунок процесу нуклеосинтезу в сценарії «здирання» був висвітлений у статі Панова та Юдіна 2020 року[ ][]. Основні висновки статі наступні:
- Достатній для перебігу r-процесу рівень вільних нейтронів N >
підтримується протягом декількох сотень мілісекунд, що достатньо для створення усіх важких ядер аж до урану, для випадків, коли початкова частка електронів, що характеризує ступінь нейтронізації речовини, дорівнює приблизно 0,25 та 0,35. Для двох сценаріїв із більшою часткою електронів (до 0,45) r-процес не йде, і генерація нових елементів відбувається за рахунок (α, X) реакцій, у тому числі, при нагріві речовини ударною хвилею.
- Піки в області атомних мас з А
130 та 196 для варіантів із малою часткою електронів добре структуровані та узгоджуються зі спостереженнями.
- При утворенні третього піку «залізний» пік елементів з масовими числами близько 80 не вигорає, що відрізняється від динаміки утворення важких елементів у сценарії «злиття», у якому утворюються 2-й та 3-й піки (основний r-процес) у джетах, або формуються тільки 1-й та 2-й піки (неповний r-процес) у вітрі.
Джерела багатих на нейтрони викидів
Метзґер та ін. у статті 2010 року, окрім того, що запровадили поняття кілонової, також визначили потенційні джерела багатих на нейтрони викидів речовини з НЗ-НЗ/НЗ-ЧД «злиттів». По-перше, багата на нейтрони речовина може бути викинута припливними силами під час самого «злиття». Кількість цієї динамічно викинутої речовини залежить від НЗ-НЗ/НЗ-ЧД параметрів та рівняння стану НЗ. Оскільки така речовина походить із зовнішньої оболонки НЗ, то її типова частка електронів 0,03 — 0,1. Типова швидкість потоку v
0.1c. Другий варіант — потоки з акреційного диска на більших часових масштабах. Але, попри те, що такі потоки є, зазвичай, багатими на нейтрони, у деяких випадках вони також можуть бути багатими на протони. У такому випадку
0,1 — 0,4, асимптотична швидкість вітру v
0,1 — 0,2c.
Джерела
- Thielemann, F.-K.; Arcones, A.; Käppeli, R.; Liebendörfer, M.; Rauscher, T.; Winteler, C.; Fröhlich, C.; Dillmann, I.; Fischer, T. (2011-04). What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements? (PDF). Progress in Particle and Nuclear Physics (англ.). Т. 66, № 2. с. 346—353. doi:10.1016/j.ppnp.2011.01.032. Процитовано 8 грудня 2021.
- Woosley, S. E.; Howard, W. M. (1978-02). The p-process in supernovae. The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). Т. 36. с. 285. doi:10.1086/190501. ISSN 0067-0049. Процитовано 8 грудня 2021.
- Haensel, P. & Zdunik, J. L. (March 1990). Equation of state and structure of the crust of an accreting neutron star. Astronomy and Astrophysics (англ.). 229 (1): 117—122. Bibcode:1990A&A...229..117H. ISSN 0004-6361.
- Metzger, B. D.; Martínez-Pinedo, G.; Darbha, S.; Quataert, E.; Arcones, A.; Kasen, D.; Thomas, R.; Nugent, P.; Panov, I. V. (1 червня 2010). Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Т. 406, № 4. с. 2650—2662. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 8 грудня 2021.
- Lattimer, J. M. & Schramm, D. N. (Sept. 15, 1974). Black-hole-neutron-star collisions. Astrophysical Journal (pt. 2) (англ.). 192: 145—147. Bibcode:1974ApJ...192L.145L.
- Eichler, David; Livio, Mario; Piran, Tsvi; Schramm, David N. (1989-07). Nucleosynthesis, neutrino bursts and γ-rays from coalescing neutron stars. Nature (англ.). Т. 340, № 6229. с. 126—128. doi:10.1038/340126a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 8 грудня 2021.
- Clark, J. P. A.; Eardley, D. M. (1977-07). Evolution of close neutron star binaries. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 215. с. 311. doi:10.1086/155360. ISSN 0004-637X. Процитовано 8 грудня 2021.
- Freiburghaus, C.; Rosswog, S.; Thielemann, F.-K. (10 листопада 1999). r-Process in Neutron Star Mergers. The Astrophysical Journal. Т. 525, № 2. с. L121—L124. doi:10.1086/312343. Процитовано 8 грудня 2021.
- Панов, И. В.; Юдин, А. В. (2020). Образование тяжелых элементов при взрыве маломассивной нейтронной звезды в тесной двойной системе. Письма в астрономический журнал: Астрономия и космическая астрофизика. Т. 46, № 08. с. 552—561. doi:10.31857/s0320010820080033. ISSN 0320-0108. Процитовано 8 грудня 2021.
- LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration; Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P. (16 жовтня 2017). GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral. Physical Review Letters. Т. 119, № 16. с. 161101. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101. Процитовано 8 грудня 2021.
- Yudin, A. V.; Razinkova, T. L.; Blinnikov, S. I. (2019-12). Low-Mass Neutron Stars with Rotation. Astronomy Letters. Т. 45, № 12. с. 847—854. doi:10.1134/s1063773719120077. ISSN 1063-7737. Процитовано 8 грудня 2021.
- Rosswog, S.; Price, D. (11 серпня 2007). MAGMA: a three-dimensional, Lagrangian magnetohydrodynamics code for merger applications. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 379, № 3. с. 915—931. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11984.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 8 грудня 2021.
- Barzilay, Yudith; Levinson, Amir (2008-08). Structure and nuclear composition of general relativistic, magnetohydrodynamic outflows from neutrino-cooled disks. New Astronomy (англ.). Т. 13, № 6. с. 386—394. doi:10.1016/j.newast.2007.12.002. Процитовано 8 грудня 2021.
Ця стаття може містити . |
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Nukleosintez u kilonovih proces pri yakomu vnaslidok zlittya dvoh nejtronnih zir NZ abo nejtronnoyi zori ta chornoyi diri ChD spalahuye kilonova j utvoryuyutsya himichni elementi vazhchi za voden Tipi reakcij nukleosintezuRozglyanemo j viznachimo yakij z nih ye najbilsh istotnim dlya analizu dlya vipadku podvijnih sistem NZ ta NZ ChD originalne doslidzhennya taki p yat tipiv yadernih procesiv s proces r proces p proces rozshifruvati abreviaturu rp proces Procesi v yakih zahoplyuyutsya protoni Prirodu usih cih procesiv okrim s procesu zazvichaj vidnosyat do faz vibuhovogo gorinnya yaki z pevnoyu jmovirnistyu pov yazuyut iz kolapsom yadra vnaslidok spalahu nadnovoyi u masivnih zoryah U publikaciyi Tgiyelemanna ta in zaznacheno sho klasichnij p proces vidbuvayetsya u zovnishnih sharah zir pid chas vibuhovogo gorinnya Ne O yake iniciyuyetsya prohodzhennyam udarnoyi hvili nadnovoyi i diye za dopomogoyu reakcij fotodezintegraciyi v hodi reakciyi utvoryuyuchi susidni bagati protonami izotopi vzhe isnuyuchih vazhkih yader cherez sho vvazhayetsya vtorinnim Na dodatok do cogo vidomo sho ta kilkist bagatih protonami izotopiv yaka ye u prirodi ne mozhe buti utvorena v reakciyah zahoplennya nejtrona Narazi najbilsh perevazhnij mehanizm dlya tih 32 p izotopiv mizh Se ta Hg ye fotodezintegraciya fotoyaderna reakciya seredovisha ta vazhkih elementiv pri visokih temperaturah na piznih stadiyah evolyuciyi masivnih zir np proces yak zaznachili Tgiyelemann ta in vidbuvayetsya u vibuhovih seredovishah koli bagata protonami rechovina vikidayetsya pid vplivom nejtrino vnaslidok kolapsu yadra nadnovoyi Otzhe i cej proces vihodyachi z logichnih mirkuvan ne opisuye nukleosintez u kilonovih dzherelo rp proces tak samo vidbuvayetsya tilki u vipadku yader zbagachenih protonami Zazvichaj takij proces mozhe statisya v podvijnij sistemi z nejtronnoyi zori ta zori donora rechovina z yakoyi peretikaye na kompaktnij ob yekt U takij konfiguraciyi cherez veliki znachenni gravitacijnih poliv rechovina z donora nagrivayetsya do 10 8 textstyle 10 8 K Procesi zahoplennya nejtroniv Taki mehanizmi podilyayut na dva tipi povilnij s proces ta shvidkij r proces Vihodyachi z roboti Metzgera ta in yakij vlasne uviv ponyattya kilonovoyi harakternij chas dlya dosyagnennya piku elektromagnitnogo viprominyuvannya vnaslidok zitknennya podvijnoyi sistemi viznachayetsya zi spivvidnoshennya t p e a k 0 5 d v 0 1 c 1 2 M e j 10 2 M 1 2 displaystyle t peak approx 0 5d left dfrac v 0 1c right 1 2 left dfrac M ej 10 2 M odot right 1 2 Oskilki chas zitknennya maye poryadok odniyeyi dobi to s proces praktichno nemozhlivij bo vin maye harakternij chas perebigu poryadku 10 3 textstyle 10 3 rokiv Perebig r procesu v kilonovih pidtverdzhuye nizka avtoriv U roboti Lattimera 1974 roku pislya pobudovi prostoyi modeli vzayemodiyi j obrahunku kilkosti rechovini NZ yaka vikidayetsya do mizhzoryanogo seredovisha vnaslidok zitknennya NZ ta ChD bulo viznacheno sho vikinuta kilkist rechovini mozhe buti dovoli dobre zistavlena z poshirenistyu elementiv yaki utvoryuyutsya u r procesi Visnovok roboti polyagaye zokrema u tomu sho ta chastina rechovini yaka bula vikinuta silno nejtronizovana maye dostatni koncentraciyi dlya uchasti u r procesi ta navit vidpovidaye sposterezhnij u Sonyachnij sistemi poshirenosti vazhkih elementiv U roboti Ejhlera 1989 roku bulo zaznacheno sho r proces takozh vidbuvayetsya pid chas zitknennya dvoh nejtronnih zir Takij visnovok bulo zrobleno z tih mirkuvan sho u nejtronnoyi zori donora pri dosyagnenni deyakoyi masi 0 09 M vidbuvayetsya vibuhova denejtronizaciya yaka opisuyetsya tak zvanoyu modellyu zdirannya angl stripping Klarka ta Erdli Model zlittya Model zlittya bula vpershe yakisno opisana Frejburggausom ta in i yavlyaye soboyu dvi nejtronni zori yaki utvoryuyut tisnu podvijnu sistemu i vnaslidok vtrati momentu impulsu na viprominennya gravitacijnih hvil zblizhuyutsya odna z odnoyu Yak rezultat kincevim ob yektom zlittya staye abo nadmasivna nejtronna zorya abo chorna dira prichomu chastina rechovini vikidayetsya z sistemi abo u viglyadi dzheta abo u viglyadi vitru U vishezgadanij roboti bulo zrobleno duzhe bagato vagomih dlya teoriyi kilonovih visnovkiv originalne doslidzhennya Po pershe znovu zh taki obrahunki pidtverdili te sho vikid masi pri vzayemodiyi sistemi z dvoh NZ yakij ye poryadku 0 001 0 01 M povnistyu poyasnyuye poshirenist vazhkih elementiv r procesu u Galaktici u vipadku koli vsya cya masa ye produktom shvidkogo nejtronnogo zahoplennya Po druge viznachenij region r procesu yakij obmezhuyetsya koncentraciyami nejtroniv 10 23 10 33 c m 3 textstyle 10 23 10 33 cm 3 na yakomu dlya najmenshogo obrahovanogo znachennya chastki elektroniv Y e displaystyle Y e 0 05 maksimalna temperatura nabuvaye znachennya blizko 0 5 T 9 displaystyle T 9 tut i dali T n T 10 n displaystyle T n T 10 n K a dlya najbilshogo Y e displaystyle Y e 0 15 blizko 1 4 T 9 displaystyle T 9 Takozh za dopomogoyu grafiku nagrivu dlya ekstremalno malih promizhkiv chasu do temperatur yadernoyi statistichnoyi rivnovagi bulo pokazano sho umovi nukleosintezu ne zalezhat vid pochatkovih temperatur vikinutoyi rechovini Krim togo bulo viznacheno sho znachennya Y e displaystyle Y e mizh 0 08 ta 0 15 majzhe idealno zbigayutsya zi sposterezhuvanoyu poshirenistyu vazhkih elementiv r procesu dlya A gt 130 Bilshi abo menshi znachennya zmishuyut piki do nepravilnih znachen Taka zalezhnist vid Y e displaystyle Y e poyasnyuyetsya tim sho v modeli ne vrahovano nejtrino ta slabka vzayemodiya sho avtori j zaproponuvali zrobiti v podalshih pracya u comu napryamku Model zdirannya Yaksho pochatkova sistema bula silno asimetrichna to isnuye imovirnist realizaciyi scenariyu opisanogo u stati Klarka ta Erdli U cij modeli mensh masivna 0 1 M i bilsh protyazhna kompaktna zorya poglinayetsya yiyi vazhkim suputnikom 1 4 M Donor takim chinom nablizhayetsya do ostannoyi stijkoyi konfiguraciyi nejtronnoyi zori minimalnoyi masi ta detonuye Interes do ciyeyi modeli znachno zbilshivsya pislya reyestraciyi gravitacijnogo signalu GW170817 ta gamma spalahu GRB170817A Sposterezhennya pokazali sho bagato parametriv cogo gamma spalahu yakij viyavivsya dovoli blizki do peredbachenih modellyu zdirannya Pershij zmistovnij rozrahunok procesu nukleosintezu v scenariyi zdirannya buv visvitlenij u stati Panova ta Yudina 2020 roku sumnivno pervinne dzherelo Osnovni visnovki stati nastupni Dostatnij dlya perebigu r procesu riven vilnih nejtroniv N gt 10 22 textstyle 10 22 c m 3 textstyle cm 3 pidtrimuyetsya protyagom dekilkoh soten milisekund sho dostatno dlya stvorennya usih vazhkih yader azh do uranu dlya vipadkiv koli pochatkova chastka elektroniv sho harakterizuye stupin nejtronizaciyi rechovini dorivnyuye priblizno 0 25 ta 0 35 Dlya dvoh scenariyiv iz bilshoyu chastkoyu elektroniv do 0 45 r proces ne jde i generaciya novih elementiv vidbuvayetsya za rahunok a X reakcij u tomu chisli pri nagrivi rechovini udarnoyu hvileyu Piki v oblasti atomnih mas z A displaystyle sim 130 ta 196 dlya variantiv iz maloyu chastkoyu elektroniv dobre strukturovani ta uzgodzhuyutsya zi sposterezhennyami Pri utvorenni tretogo piku zaliznij pik elementiv z masovimi chislami blizko 80 ne vigoraye sho vidriznyayetsya vid dinamiki utvorennya vazhkih elementiv u scenariyi zlittya u yakomu utvoryuyutsya 2 j ta 3 j piki osnovnij r proces u dzhetah abo formuyutsya tilki 1 j ta 2 j piki nepovnij r proces u vitri Dzherela bagatih na nejtroni vikidivMetzger ta in u statti 2010 roku okrim togo sho zaprovadili ponyattya kilonovoyi takozh viznachili potencijni dzherela bagatih na nejtroni vikidiv rechovini z NZ NZ NZ ChD zlittiv Po pershe bagata na nejtroni rechovina mozhe buti vikinuta priplivnimi silami pid chas samogo zlittya Kilkist ciyeyi dinamichno vikinutoyi rechovini zalezhit vid NZ NZ NZ ChD parametriv ta rivnyannya stanu NZ Oskilki taka rechovina pohodit iz zovnishnoyi obolonki NZ to yiyi tipova chastka elektroniv Y e displaystyle Y e sim 0 03 0 1 Tipova shvidkist potoku v displaystyle sim 0 1c Drugij variant potoki z akrecijnogo diska na bilshih chasovih masshtabah Ale popri te sho taki potoki ye zazvichaj bagatimi na nejtroni u deyakih vipadkah voni takozh mozhut buti bagatimi na protoni U takomu vipadku Y e displaystyle Y e sim 0 1 0 4 asimptotichna shvidkist vitru v displaystyle sim 0 1 0 2c DzherelaThielemann F K Arcones A Kappeli R Liebendorfer M Rauscher T Winteler C Frohlich C Dillmann I Fischer T 2011 04 What are the astrophysical sites for the r process and the production of heavy elements PDF Progress in Particle and Nuclear Physics angl T 66 2 s 346 353 doi 10 1016 j ppnp 2011 01 032 Procitovano 8 grudnya 2021 Woosley S E Howard W M 1978 02 The p process in supernovae The Astrophysical Journal Supplement Series angl T 36 s 285 doi 10 1086 190501 ISSN 0067 0049 Procitovano 8 grudnya 2021 Haensel P amp Zdunik J L March 1990 Equation of state and structure of the crust of an accreting neutron star Astronomy and Astrophysics angl 229 1 117 122 Bibcode 1990A amp A 229 117H ISSN 0004 6361 Metzger B D Martinez Pinedo G Darbha S Quataert E Arcones A Kasen D Thomas R Nugent P Panov I V 1 chervnya 2010 Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r process nuclei Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T 406 4 s 2650 2662 doi 10 1111 j 1365 2966 2010 16864 x ISSN 0035 8711 Procitovano 8 grudnya 2021 Lattimer J M amp Schramm D N Sept 15 1974 Black hole neutron star collisions Astrophysical Journal pt 2 angl 192 145 147 Bibcode 1974ApJ 192L 145L Eichler David Livio Mario Piran Tsvi Schramm David N 1989 07 Nucleosynthesis neutrino bursts and g rays from coalescing neutron stars Nature angl T 340 6229 s 126 128 doi 10 1038 340126a0 ISSN 0028 0836 Procitovano 8 grudnya 2021 Clark J P A Eardley D M 1977 07 Evolution of close neutron star binaries The Astrophysical Journal angl T 215 s 311 doi 10 1086 155360 ISSN 0004 637X Procitovano 8 grudnya 2021 Freiburghaus C Rosswog S Thielemann F K 10 listopada 1999 r Process in Neutron Star Mergers The Astrophysical Journal T 525 2 s L121 L124 doi 10 1086 312343 Procitovano 8 grudnya 2021 Panov I V Yudin A V 2020 Obrazovanie tyazhelyh elementov pri vzryve malomassivnoj nejtronnoj zvezdy v tesnoj dvojnoj sisteme Pisma v astronomicheskij zhurnal Astronomiya i kosmicheskaya astrofizika T 46 08 s 552 561 doi 10 31857 s0320010820080033 ISSN 0320 0108 Procitovano 8 grudnya 2021 LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration Abbott B P Abbott R Abbott T D Acernese F Ackley K Adams C Adams T Addesso P 16 zhovtnya 2017 GW170817 Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral Physical Review Letters T 119 16 s 161101 doi 10 1103 PhysRevLett 119 161101 Procitovano 8 grudnya 2021 Yudin A V Razinkova T L Blinnikov S I 2019 12 Low Mass Neutron Stars with Rotation Astronomy Letters T 45 12 s 847 854 doi 10 1134 s1063773719120077 ISSN 1063 7737 Procitovano 8 grudnya 2021 Rosswog S Price D 11 serpnya 2007 MAGMA a three dimensional Lagrangian magnetohydrodynamics code for merger applications Monthly Notices of the Royal Astronomical Society angl T 379 3 s 915 931 doi 10 1111 j 1365 2966 2007 11984 x ISSN 0035 8711 Procitovano 8 grudnya 2021 Barzilay Yudith Levinson Amir 2008 08 Structure and nuclear composition of general relativistic magnetohydrodynamic outflows from neutrino cooled disks New Astronomy angl T 13 6 s 386 394 doi 10 1016 j newast 2007 12 002 Procitovano 8 grudnya 2021 Cya stattya mozhe mistiti originalne doslidzhennya Bud laska udoskonalte yiyi perevirivshi sumnivni tverdzhennya j dodavshi posilannya na dzherela Tverdzhennya yaki mistyat lishe originalne doslidzhennya mayut buti vilucheni