Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Нуклеосинтез у наднових нуклеосинтез хімічних елементів під час спалаху наднової У досить масивних зорях нуклеосинтез шл

Нуклеосинтез у наднових

Нуклеосинтез у наднових

Нуклеосинтез у наднових — нуклеосинтез хімічних елементів під час спалаху наднової. У досить масивних зорях нуклеосинтез шляхом злиття легших елементів у важчі відбувається під час послідовних процесів горіння гелію, вуглецю, кисню і кремнію, коли продукти одних ядерних реакцій після стискання й нагрівання стають паливом для наступної стадії «горіння». Під час гідростатично рівноважного спалювання переважно синтезуються продукти альфа-процесу (A = 2Z). Швидке вибухове спалювання наприкінці еволюції зорі зумовлене раптовим зростанням температури внаслідок радіального проходження ударної хвилі, яка виникає внаслідок гравітаційного колапсу. В. Д. Арнетт та його колеги з університету Райса показали, що в ядерних реаціях внаслідок коллапсу не-альфа-ядерні ізотопи синтезуються ефективніше, ніж у реакціях, які відбуваються в рівноважному стані зорі, припускаючи, що очікуваний ударно-хвильовий нуклеосинтез є найважливішим шляхом нуклеосинтезу в наднових. Ударно-хвильовий нуклеосинтез та процеси гідростатично рівноважного горіння разом утворюють більшу частину ізотопів вуглецю (Z = 6), кисню (Z = 8) та елементів із Z = 10–28 (від неону до нікелю). У результаті викидання синтезованих ізотопів при вибухах наднових їхня частка у міжзоряному газі постійно збільшується. Це збільшення стало вперше очевидним для астрономів тому, що новонароджені зорі більш багаті на ці елементи, ніж старіші.

Елементи, важчі за нікель, є порівняно рідкісними через зменшення атомної маси їх ядерної енергії зв'язку на нуклон, але вони теж утворюються частково всередині наднових. Найбільший інтерес історично являв їх синтез шляхом швидкого захоплення нейтронів (r-процес). Загальноприйто, що в ядрах наднових виникають необхідні умови. Але у розділі «r-процес» нижче наведено нещодавно виявлену альтернативу. Ізотопи r-процесу приблизно в 100 000 разів менш поширені, ніж хімічні елементи, утворені ядерним синтезом в оболонках наднової. Крім того, вважається, що інші процеси нуклеосинтезу в наднових є також відповідальними за утворення інших важких елементів, зокрема, процес швидкого захоплення протонів (rp-процес), процес повільного захоплення нейтронів (s-процес) у оболонках масивних зір, що спалюють гелій, і в оболонках, що спалюють вуглець, і процес фотодизінтеграції відомий як γ-процес. Останній синтезує найлегші, найбідніші нейтронами, ізотопи елементів, важчих за залізо, з наявних важчих ізотопів.

Історія

У 1946 р. Фред Гойл запропонував, що елементи, важчі за водень і гелій, утворюються шляхом нуклеосинтезу в ядрах масивних зір. До того вважалося, що елементи сучасного Всесвіту були значною мірою утворені під час його утворення. На той час природа наднових була незрозумілою, і Гойл припустив, що ці важкі елементи розподілялись в космосі за рахунок обертової нестабільності. У 1954 р. теорія нуклеосинтезу важких елементів у масивних зорях була вдосконалена та поєднана з більшим розумінням наднових для обчислення кількості елементів від вуглецю до нікелю. Ключові елементи теорії включали: передбачення збудженого стану ядра 12 С, що дає можливість потрійній альфа реакції відбуватись резонансно до вуглецю та кисню; термоядерні продовження синтезу ядерного горіння вуглецю, що синтезують Ne, Mg і Na; і горіння кисню, що синтезує Si, Al та S. Передбачалося, що ядерне горіння кремнію відбувається як кінцева стадія синтезу у ядрі масивних зір, хоча ядерна наука тоді ще не могла точно розрахувати, як саме. Він також прогнозував, що колапс масивних зір на пізній стадії їх еволюції «неминучий» через збільшення швидкості втрат енергії за рахунок нейтрино і призведе до спалаху з подальшим нуклеосинтезом важких елементів і викиданням їх у космос.

У 1957 р. праця авторів Маргарет Бербідж, Джеффрі Бербіджа, В. А. Фаулера і Гойла розширила і вдосконалила теорію нуклеосинтезу й отримала широке визнання. Вона стала відома під назвою B²FH або BBFH, за ініціалами авторів. Попередні публікації на десятиліття лишилися забутими внаслідок того, що в B²FH не було послалання на оригінальний опис Гойла нуклеосинтезу масивних зір. Дональд Клейтон пояснив таку невідомість також тим, що праця Гойла 1954 року описувала її ключове рівняння лише на словах, а також тим, що Гойл не достатньо уважно переглянув проект публікації B²FH, отриманий ним від співавторів, які самі не вивчили належним чином роботи Гойла. Під час дискусії 1955 року в Кембриджі з його співавторами під час підготовки до першого проекту B²FH 1956 року в Пасадені, скромність Гойла завадила йому підкреслити великі досягнення його теорії 1954 року.

Через тринадцять років після публікації B²FH, В. Д. Арнетт та його колеги показали, що остаточне горіння під час ударної хвилі, розпочатої в результаті колапсу ядра, може синтезувати ізотопи не-альфа-частинок ефективніше, ніж могло б гідростатичне горіння. Це дозволило припустити, що вибуховий нуклеосинтез є найважливішим компонентом нуклеосинтезу наднових. Якщо ударна хвиля, яка відскочила від колапсу речовини на щільне ядро, досить потужна, щоб призвести до скидання оболонки наднової, то вона має забезпечити раптовий нагрів зовнішніх шарів такої зорі, необхідний для вибухового термоядерного горіння. Теоретичною складністю стало розуміння того, як ця ударна хвиля може досягти зовнішніх шарів в умовах, коли речовина продовжує падати всередину. Спостереження наднових запевнили, що це має відбуватися.

Наприкінці 1960-х рр. білі карлики були запропоновані як можливі попередники деяких типів наднових, хоча остаточного розуміння механізму спалаху та пов'язаного з ним нуклеосинтезу не було до 1980-х років. Це показало, що наднові типу Ia викидають велику кількість радіоактивного нікелю та меншу кількість інших елементів залізного піку, при цьому радіоактивний нікель швидко перетворюється на радіоактивний кобальт, а потім — на стабільне залізо.

Епоха комп'ютерних моделей

Праці Гойла 1946 і 1954 років та B²FH 1957 року були написані в докомп'ютерну епоху. Вони покладалися на ручні розрахунки, глибоке розуміння ядерної фізики і фізичну інтуїцію. Попри блискучість цих засновницьких праць, незабаром виник культурний розрив із молодим поколінням дослідників, які почали створювати комп'ютерні моделі, що врешті-решт дало відповіді на багато питань щодо пізніх стадій еволюції зір та нуклеосинтез всередині них.

Перебіг процесів

Наднова — це раптовий вибух зорі, який відбувається за двома основними сценаріями.
Перший полягає в тому, що білий карлик, який є залишком зорі низької маси, що вичерпала ядерне паливо, зазнає термоядерного вибуху після того, як його маса перевищує межу Чандрасехара внаслідок акреції речовини від більш дифузної зорі-супутника (зазвичай це червоний гігант), з якою вона перебуває у подвійній системі. Отриманий безконтрольний нуклеосинтез повністю руйнує зорю і викидає значну частину її маси в космос.
Другий і приблизно втричі поширеніший сценарій відбувається, коли масивна зоря (у 12–35 разів масивніша за Сонце), зазвичай надгігант, у критичний час, досягає ізотопу нікель-56 у своїх процесах ядерного синтезу в ядрі. Без екзотермічної енергії від синтезу ядро масивної зорі-попередника наднової втрачає тепло, необхідне для підтримки тиску, і колапсує внаслідок сильного гравітаційного тиску. Передача енергії від колапсу ядра спричиняє наднову.

Ізотоп нікелю-56 має чи не найбільшу енергію зв'язку на нуклон серед усіх ізотопів, і тому є останнім ізотопом, ядерний синтез якого виділяє енергію. У ізотопів з атомною масою більше A = 56 енергія зв'язку на нуклон менша; синтез таких ізотопів вже не може бути джерелом енергії.
Коли оболонка наднової колапсує та зіштовхується з напівтвердим ядром, виділяється дуже багато енергії (близько 1053 ерг), що приблизно в сто разів перевищує кінетичну енергію скинутої оболонки. Десятки дослідницьких робіт були опубліковані в спробі описати гідродинаміку того, як той невеликий відсоток енергії, що падає, передається на оболонку, що надходить на ядро з огляду на неперервний колапс. Ця невизначеність залишається в повному описі колапсу наднових.

Ядерні реакції, в яких синтезуються елементи важчі заліза, поглинають енергію, тобто є ендотермічними. Коли такі реакції починають домінувати, температура ядра знижується. Це призводить до зменшення тиску в ядрі, який підтримує зовнішні шари зорі. Під дією сили тяжіння (яка більше не врівноважується тиском) зовнішня оболонка падає на ядро. Внаслідок колапсу маса ядра зростає й воно ущільнюється. Коли густина в надрах зорі досягає густини атомного ядра, подальше ущільнення стає неможливим й оболонка «відскакує» від нього. Виникає ударна хвиля, яка рухається назовні через нерозплавлену[] речовину зовнішньої оболонки. Проходження такої ударної хвилі призводить до різкого підвищення температури і в речовині оболонки, що багата легкими елементами, починається бурхливий нуклеосинтез, який часто називають вибуховим. У цьому процесі виділяється стільки енергії, що оболонка зорі скидається в навколишній міжзоряний простір і продукти нуклеосинтезу розсіюються там.

Горіння кремнію

Після того, як зоря завершує ядерне горіння кисню, її ядро складається в основному з кремнію та сірки. Якщо зоря має достатньо високу масу, вона далі стискається, поки її ядро не досягне температури в межах 2,7–3,5 мільярда Кельвінів (230–300 )). При цих температурах кремній та інші ізотопи зазнають фотовикиду нуклонів енергійними тепловими фотонами (γ), викидаючи особливо альфа-частинки (4 He). Ядерне горіння кремнію відрізняється від попередніх стадій нуклеосинтезу тим, що має баланс між захопленнями альфа-частинок та їх зворотним фотовикидом, що утворює надлишок альфа-частинок у наведеній нижче послідовності, в якій кожному показаному захопленню альфа-частинки протистоїть його зворотня реакція, а саме фотовикид альфа-частинки численними тепловими фотонами:

28Si + 4He image 32S + γ;
32S + 4He image 36Ar + γ;
36Ar + 4He image 40Ca + γ;
40Ca + 4He image 44Ti + γ;
44Ti + 4He image 48Cr + γ;
48Cr + 4He image 52Fe + γ;
52Fe + 4He image 56Ni + γ;
56Ni + 4He image 60Zn + γ.

Альфа-частинкові ядра 44-Ti і більш масивні в останніх п'яти перерахованих реакціях, всі є радіоактивними, але вони розпадаються після їх викиду при вибухах наднової на численні ізотопи Са, Ti, Cr, Fe та Ni. Ця післявибухова радіоактивність набула великого значення для появи гамма-астрономії.

У таких фізичних умовах швидких протилежних реакцій, а саме захоплення альфа-частинок та фотовикиду альфа-частинок, кількість визначається не перерізом реакцій захоплення альфа-частинок; скоріше вона визначається відносною поширеністю реагентів (англ. abundance, що врівноважує швидкості протилежних реакцій. Встановлюються постійні співвідношення між проміжними реагентами. Цей стан називають ядерною квазірівновагою. Багато комп'ютерних обчислень, наприклад, використовуючи швидкості прямих та обернених реакцій, показали, що квазірівновага не точна, але добре характеризує обчислені поширення. Таким чином, квазірівноважний стан характеризує процес, що відбувається. Він також заповнює невизначеність теорії Гойла 1954 року. Квазірівновага порушується накопиченням 56Ni, оскільки захоплення альфа-частинок стає повільнішим, тоді як фотовикиди з важчих ядер стають швидшими. Ядра, що не містять альфа-частинок, також беруть участь у багатьох реакціях, подібних до 36Ar + нейтрон ⇌ 37Ar + фотон та обернених реакціях, які встановлюють постійні співвідношення між ізотопами не-альфа-частинок, де густина вільних протонів та нейтронів також досягає квазірівноваги. Однак частка вільних нейтронів пропорційна надлишку нейтронів над протонами у складі масивної зорі; як приклад, частка 37Ar у викидах пізніших масивних зір більша, ніж у викидах ранніх зір, які складались лише з H та He; тому 37Cl, до якого 37Ar розпадається після нуклеосинтезу, називають «вторинним ізотопом». Горіння кремнію в зорі відбувається через часову послідовність такої ядерної квазірівноваги, в якій частка 28Si повільно зменшується, а частка 56 Ni поступово зростає. Це дорівнює зміні ядерного поширення 2 28Si ≫ 56Ni, яку в ядерному розумінні можна вважати горінням кремнію в нікель. В інтересах економіки перестановку фотодизінтеграції та досягнення ядерної квазірівноваги називають горінням кремнію. Процес горіння кремнію в ядрі масивної зорі, яка зазнає стиснення, триває близько одного дня і припиняється після того, як частка 56Ni стає домінуючою. Остаточне вибухове горіння, коли ударна хвиля проходить через шар горіння кремнію, триває лише секунди, але підвищення температури приблизно на 50 % спричиняє шалене ядерне горіння, яке стає головним фактором нуклеосинтезу в діапазоні 28–60 атомних одиниць маси. У подальшому ядерному синтезі енергія вже не виділяється, оскільки ядро з 56 нуклонами має найменшу масу на нуклон серед усіх елементів. Наступним кроком у ланцюзі альфа-реакцій є 60 Zn, який має трохи більшу масу на нуклон і, таким чином, реакція термодинамічно менш сприятлива. 56Ni (який має 28 протонів) має період напіврозпаду 6,02 дня і розпадається через β<sup id="mwATY">+</sup> розпад до 56Co (27 протонів), що, в свою чергу, має період напіврозпаду 77,3 доби і перетворюється на 56Fe (26 протонів). Але 56Ni не встигає розпастися в надрах масивної зорі, бо коллапс триває лічені хвилини. Тому 56Ni є найбільш розповсюдженим радіоактивним ядром, створеним таким чином. Його радіоактивність дає енергією світіння після спалаху наднової та створює можливості для гамма-астрономії. Дивіться криву блиску SN 1987A для демонстрації наслідків цієї можливості. Клейтон і Мейєр нещодавно ще більше узагальнили цей процес тим, що вони назвали машину вторинної наднової, приписуючи зростаючу радіоактивність, яка забезпечує енергією пізні етапи наднових, для зберігання зростаючої кулонівської енергії в квазірівноважному ядрі, названому вище як зсув квазірівноважний зсув від переважно 28Si до переважно 56Ni. Видимі ефекти наднових живляться від розпаду цієї надлишкової кулонівської енергії.

Під час стискання ядра потенційна енергія гравітаційного поля перетворюється на теплову й нагріває внутрішню частину приблизно до трьох мільярдів Кельвінів, що підтримує тиск і на короткий час запобігає подальшому стисканню ядра. Однак, у реакціях нуклеосинтезу енергія вже не вивільняться, і остаточне стискання стає неминучим. Воно прискорюється до колапсу, який триватиме лише кілька секунд. Центральна частина зорі перетворюється або на нейтронну зорю, або, якщо зоря досить масивна, — на чорну діру. Під дією ударної хвилі, яка рухається назовні, зовнішні шари зорі скидаються в навколишній простір. Це явище відоме як спалах наднової типу II. Його прояви тривають дні до місяців. На початку спалаху в оболонці, що буде скинута в навколишній простір, наявна велика щільність вільних нейтронів; за лічені секунди там відбувається процес швидкого захоплення нейтронів, відомий під назвою r-процес. У цьому процесі синтезуються елементи, важчі заліза. Вважається, що саме таким шляхом утворилася приблизно половина цих елементів у Всесвіті.

Нукліди, які синтезуються

image
Складене зображення наднової Кеплера з зображень космічних телескопів Спітцера, Габбл та рентгенівської обсерваторії Чандра.

Зорі з початковою масою менше приблизно у вісім разів від Сонця ніколи не розвивають ядро, яке є достатньо великим для колапсу, і вони врешті-решт втрачають свою атмосферу, щоб стати білими карликами, стабільними сферами вуглецю, що охолоджується, підтримуваними тиском вироджених електронів. Тому нуклеосинтез у цих легших зір обмежений нуклідами, які були синтезовані у матеріалі, розташованому над кінцевим білим карликом. Це обмежує їх скромні викиди, повернуті у міжзоряний газ, до вуглецю-13 та азоту-14, і до ізотопів, важчих за залізо, в результаті повільного захоплення нейтронів (s -процес).

Однак значна частина білих карликів вибухне, або тому, що вони перебувають на бінарній орбіті із зорею-супутником, яка втрачає масу до сильнішого гравітаційного поля білого карлика, або через злиття з іншим білим карликом. В результаті утворюється білий карлик, який перетинає межу Чандрасекара і вибухає як наднова типу Іа, синтезуючи навколо радіоактивні ізотопи 56Ni загальною масою до однієї маси Сонця разом із меншою кількістю інших елементів піку заліза. Наступний радіоактивний розпад нікелю до заліза зберігає тип Ia оптично дуже яскравим протягом тижнів і створює більше половини всього заліза у Всесвіті.

Практично весь залишок зоряного нуклеосинтезу відбувається, однак, у зорях, які є достатньо масивними, щоб завершити існування як наднові з колапсом ядра. У масивній зорі-попереднику наднової це включає послідовне спалення гелію, вуглецю, кисню та кремнію. Значна частина результатів горіння ніколи не зможе залишити зорю, а натомість зникає в її колапсованому ядрі. Елементи, які викидаються, фактично утворюються в останню секунду при вибуховому спалюванні, спричиненому ударною хвилею, запущеною колапсом ядра. До колапсу ядра утворення елементів між кремнієм і залізом відбувається лише в найбільших зорях, і то в обмеженій кількості. Таким чином, нуклеосинтез поширених первинних елементів (які визначається як ті, які можна було б синтезувати в зорях, що спочатку складались лише з водню та гелію, що утворились під час Великого вибуху), фактично суттєво обмежений нуклеосинтезом під час колапсу ядра наднової.

R-процес

Докладніше: r-процес
image
Версія періодичної таблиці з зазначенням основного походження елементів, знайдених на Землі. Усі елементи пізніше плутонію (елемент 94) — техногенні.

Під час нуклеосинтезу наднових r-процес створює дуже багаті нейтронами важкі ізотопи, які розпадаються після події до першого стійкого ізотопу, тим самим створюючи багаті на нейтрони стійкі ізотопи всіх важких елементів. Цей процес захоплення нейтронів відбувається в умовах високої нейтронної щільності при високих температурних умовах. У r-процесі будь-які важкі ядра бомбардуються великим потоком нейтронів, утворюючи високостабільні ядра, багаті нейтронами, які дуже швидко зазнають бета-розпаду, утворюючи більш стійкі ядра з більшим атомним числом і однаковою атомною масою. Щільність нейтронів надзвичайно висока, близько 10 22-24 нейтронів на кубічний сантиметр. Перший розрахунок розвитку r-процесу, що показував еволюцію обчислених результатів із часом, також припустив, що поширення при r-процесі — це суперпозиція різних нейтронних флюенсів. Невеликий флюенс створює перший пік поширення r-процесу довкола атомної маси A = 130, але не має актиноїдів, тоді як великий флюенс утворює актиноїди урану та торію, але більше не містить піку A = 130. Ці процеси відбуваються за період від частки секунди до декількох секунд, залежно від деталей. Сотні наступних опублікованих робіт використали цей залежний від часу підхід. Єдина сучасна наднова 1987A, розташована астрономічно недалеко, не продемонструвала поширення при r-процесі. Сучасне мислення полягає в тому, що результати r-процесу можуть викидатися з одних наднових, а в інших поглинатися як частина залишкової нейтронної зорі або чорної діри.

Цілком нові астрономічні дані про r-процес були виявлені 2017 року, коли гравітаційно-хвильові обсерваторії LIGO та Virgo виявили злиття двох нейтронних зір, які раніше оберталися одна навколо іншої Це може статися, коли обидві масивні зорі на бінарній орбіті стають надновими з колапсом ядра, залишаючи після вибуху нейтронні зорі. Кожен міг «почути» повтор зростаючої орбітальної частоти, оскільки орбіта ставала меншою та швидшою через втрату енергії гравітаційними хвилями. Локалізація на небі джерела цих гравітаційних хвиль, випромінюваних орбітальним колапсом і злиттям двох нейтронних зір, які створили чорну діру, але зі значним викидом маси сильно нейтронізованої речовини, дала змогу декільком командам виявити та вивчити решти оптичний залишок після злиття, і знайти спектроскопічні докази r-процесової речовини, викинутої нейтронними зорями, які злились Основна частина цього матеріалу, як видається, складається з двох типів: гаряча синя маса високорадіоактивних r -процесових речовин важких ядер нижнього масиву (A < 140) і більш холодна червона маса більш важчих r-процесових ядер (A > 140), багата на лантаніди (такі як уран, торій, каліфорній тощо). Вивільняючись з величезного внутрішнього тиску нейтронної зірки, ці нейтралізовані викиди розширюються і випромінюють виявлене оптичне світло протягом приблизно тижня. Така тривалість свічення не була б можливою без нагрівання шляхом внутрішнього радіоактивного розпаду, що забезпечується r-процесовими ядрами поблизу їх точок очікування. Дві різні масові області A < 140 і A > 140 для результатів r-процесу були відомі з часів перших залежних від часу розрахунків r-процесу. Через ці спектроскопічні особливості висунуто припущення, що стверджувалося, що r-процесний нуклеосинтез у Чумацькому Шляху, можливо, був в основному викинутим при злитті нейтронних зір, а не з наднових.

Див. також

Примітки

  1. Woosley, S. E.; Arnett, W. D.; Clayton, D. D. (1973). The Explosive burning of oxygen and silicon. The Astrophysical Journal Supplement Series. 26: 231—312. Bibcode:1973ApJS...26..231W. doi:10.1086/190282.
  2. Arnett, W. D.; Clayton, D. D. (1970). Explosive Nucleosynthesis in Stars. Nature. 227 (5260): 780—784. Bibcode:1970Natur.227..780A. doi:10.1038/227780a0. PMID 16058157.
  3. Див. мал.1, 3 і 4 у Arnett & Clayton (1970) та мал. 2, ст. 241 у Woosley, Arnett та Clayton, 1973
  4. Woosley, S. E.; Weaver, T. A. (1995). The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis. . 101: 181. Bibcode:1995ApJS..101..181W. doi:10.1086/192237.
  5. Thielemann, Fr.-K.; Nomoto, K.; Hashimoto, M.-A. (1996). Core-Collapse Supernovae and Their Ejecta. The Astrophysical Journal. 460: 408. Bibcode:1996ApJ...460..408T. doi:10.1086/176980.
  6. Hoyle, F. (1954). On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel. The Astrophysical Journal Supplement Series. 1: 121. Bibcode:1954ApJS....1..121H. doi:10.1086/190005.
  7. Hoyle, F. (1946). The Synthesis of the Elements from Hydrogen. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 106 (5): 343—383. Bibcode:1946MNRAS.106..343H. doi:10.1093/mnras/106.5.343.
  8. Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W.A.; Hoyle, F. (1957). Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547—650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
  9. Clayton, D. D. (2007). Hoyle's Equation. Science. 318 (5858): 1876—1877. doi:10.1126/science.1151167. PMID 18096793.
  10. Дивись прим.1 у Clayton, 2008
  11. Дивись працю B²FH
  12. Finzi, A.; Wolf, R. A. (1967). Type I Supernovae. The Astrophysical Journal. 150: 115. Bibcode:1967ApJ...150..115F. doi:10.1086/149317.
  13. Nomoto, Ken'Ichi (1980). White dwarf models for type I supernovae and quiet supernovae, and presupernova evolution. Space Science Reviews. 27 (3–4): 563. Bibcode:1980SSRv...27..563N. doi:10.1007/BF00168350.
  14. Nomoto, K.; Thielemann, F.-K.; Yokoi, K. (1984). Accreting white dwarf models of Type I supernovae. III - Carbon deflagration supernovae. The Astrophysical Journal. 286: 644. doi:10.1086/162639.
  15. Donald D. Clayton. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. — McGraw-Hill. — 1968. — Chapter 6. Calculation of Stellar Structure.
  16. див. приклад опису горіння гелію у I. Iben, Jr. Astrophys J. 147, 624 (1967)
  17. Woosley, S. E.; Weaver, T. A. (1995). «The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis». The Astrophysical Journal Supplement Series. 101: 181. doi:10.1086/192237.
  18. Thielemann, Fr.-K.; Nomoto, K.; Hashimoto, M.-A. (1996). «Core-Collapse Supernovae and Their Ejecta». The Astrophysical Journal. 460: 408. doi:10.1086/176980.
  19. Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). How Massive Single Stars End Their Life. The Astrophysical Journal. 591 (1): 288—300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341.
  20. Clayton, D. D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. с. 519–524.
  21. Clayton, D. D.; Colgate, S. A.; Fishman, G. J. (1969). Gamma-Ray Lines from Young Supernova Remnants. The Astrophysical Journal. 155: 75. Bibcode:1969ApJ...155...75C. doi:10.1086/149849.
  22. Bodansky, D.; Clayton, D. D.; Fowler, W. A. (1968). Nucleosynthesis During Silicon Burning. Physical Review Letters. 20 (4): 161—164. Bibcode:1968PhRvL..20..161B. doi:10.1103/PhysRevLett.20.161.
  23. Bodansky, D.; Clayton, D. D.; Fowler, W. A. (1968). Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning. . 16: 299. Bibcode:1968ApJS...16..299B. doi:10.1086/190176.
  24. Clayton, D. D. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. Chapter 7.
  25. Clayton, D. D.; Meyer, B. S. (2016). The secondary supernova machine: Gravitational compression, stored Coulomb energy, and SNII displays. . 71: 1—8. Bibcode:2016NewAR..71....1C. doi:10.1016/j.newar.2016.03.002.
  26. Clayton, D. D. (2003). Handbook of Isotopes in the Cosmos. Cambridge University Press.
  27. François, P.; Matteucci, F.; Cayrel, R.; Spite, M.; Spite, F.; Chiappini, C. (2004). The evolution of the Milky Way fromits earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis. . 421 (2): 613—621. arXiv:astro-ph/0401499. Bibcode:2004A&A...421..613F. doi:10.1051/0004-6361:20034140.
  28. Clayton, D. D. (2008). Fred Hoyle, primary nucleosynthesis and radioactivity. . 52 (7–10): 360—363. Bibcode:2008NewAR..52..360C. doi:10.1016/j.newar.2008.05.007.
  29. Seeger, P. A.; Fowler, W. A.; Clayton, D. D. (1965). Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture. The Astrophysical Journal Supplement Series. 11: 121—126. Bibcode:1965ApJS...11..121S. doi:10.1086/190111.
  30. Abbott, B. P. та ін. (2017). GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral. Physical Review Letters. 119 (16): 161101. arXiv:1710.05832. Bibcode:2017PhRvL.119p1101A. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101. PMID 29099225.
  31. Arcavi, I. та ін. (2017). Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger. Nature. 551 (7678): 64—66. arXiv:1710.05843. Bibcode:2017Natur.551...64A. doi:10.1038/nature24291.
  32. Pian, E. та ін. (2017). Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger. Nature. 551 (7678): 67—70. arXiv:1710.05858. Bibcode:2017Natur.551...67P. doi:10.1038/nature24298. PMID 29094694.
  33. Smartt, S. J. та ін. (2017). A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source. Nature. 551 (7678): 75—79. arXiv:1710.05841. Bibcode:2017Natur.551...75S. doi:10.1038/nature24303. PMID 29094693.
  34. Kasen, D.; Metzger, B.; Barnes, J.; Quataert, E.; Ramirez-Ruiz, E. (2017). Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event. Nature. 551 (7678): 80—84. arXiv:1710.05463. Bibcode:2017Natur.551...80K. doi:10.1038/nature24453. PMID 29094687.

Інше читання

Посилання

  • Atom Smashers Shed Light on Supernovae, Big Bang Online, April 22, 2005
  • Gonzalez, G.; Brownlee, D.; Ward, P. (2001). The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution. Icarus. 152 (1): 185—200. arXiv:astro-ph/0103165. Bibcode:2001Icar..152..185G. doi:10.1006/icar.2001.6617.

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 nadnovih nukleosintez himichnih elementiv pid chas spalahu nadnovoyi U dosit masivnih zoryah nukleosintez shlyahom zlittya legshih elementiv u vazhchi vidbuvayetsya pid chas poslidovnih procesiv gorinnya geliyu vuglecyu kisnyu i kremniyu koli produkti odnih yadernih reakcij pislya stiskannya j nagrivannya stayut palivom dlya nastupnoyi stadiyi gorinnya Pid chas gidrostatichno rivnovazhnogo spalyuvannya perevazhno sintezuyutsya produkti alfa procesu A 2Z Shvidke vibuhove spalyuvannya naprikinci evolyuciyi zori zumovlene raptovim zrostannyam temperaturi vnaslidok radialnogo prohodzhennya udarnoyi hvili yaka vinikaye vnaslidok gravitacijnogo kolapsu V D Arnett ta jogo kolegi z universitetu Rajsa pokazali sho v yadernih reaciyah vnaslidok kollapsu ne alfa yaderni izotopi sintezuyutsya efektivnishe nizh u reakciyah yaki vidbuvayutsya v rivnovazhnomu stani zori pripuskayuchi sho ochikuvanij udarno hvilovij nukleosintez ye najvazhlivishim shlyahom nukleosintezu v nadnovih Udarno hvilovij nukleosintez ta procesi gidrostatichno rivnovazhnogo gorinnya razom utvoryuyut bilshu chastinu izotopiv vuglecyu Z 6 kisnyu Z 8 ta elementiv iz Z 10 28 vid neonu do nikelyu U rezultati vikidannya sintezovanih izotopiv pri vibuhah nadnovih yihnya chastka u mizhzoryanomu gazi postijno zbilshuyetsya Ce zbilshennya stalo vpershe ochevidnim dlya astronomiv tomu sho novonarodzheni zori bilsh bagati na ci elementi nizh starishi Elementi vazhchi za nikel ye porivnyano ridkisnimi cherez zmenshennya atomnoyi masi yih yadernoyi energiyi zv yazku na nuklon ale voni tezh utvoryuyutsya chastkovo vseredini nadnovih Najbilshij interes istorichno yavlyav yih sintez shlyahom shvidkogo zahoplennya nejtroniv r proces Zagalnoprijto sho v yadrah nadnovih vinikayut neobhidni umovi Ale u rozdili r proces nizhche navedeno neshodavno viyavlenu alternativu Izotopi r procesu priblizno v 100 000 raziv mensh poshireni nizh himichni elementi utvoreni yadernim sintezom v obolonkah nadnovoyi Krim togo vvazhayetsya sho inshi procesi nukleosintezu v nadnovih ye takozh vidpovidalnimi za utvorennya inshih vazhkih elementiv zokrema proces shvidkogo zahoplennya protoniv rp proces proces povilnogo zahoplennya nejtroniv s proces u obolonkah masivnih zir sho spalyuyut gelij i v obolonkah sho spalyuyut vuglec i proces fotodizintegraciyi vidomij yak g proces Ostannij sintezuye najlegshi najbidnishi nejtronami izotopi elementiv vazhchih za zalizo z nayavnih vazhchih izotopiv IstoriyaU 1946 r Fred Gojl zaproponuvav sho elementi vazhchi za voden i gelij utvoryuyutsya shlyahom nukleosintezu v yadrah masivnih zir Do togo vvazhalosya sho elementi suchasnogo Vsesvitu buli znachnoyu miroyu utvoreni pid chas jogo utvorennya Na toj chas priroda nadnovih bula nezrozumiloyu i Gojl pripustiv sho ci vazhki elementi rozpodilyalis v kosmosi za rahunok obertovoyi nestabilnosti U 1954 r teoriya nukleosintezu vazhkih elementiv u masivnih zoryah bula vdoskonalena ta poyednana z bilshim rozuminnyam nadnovih dlya obchislennya kilkosti elementiv vid vuglecyu do nikelyu Klyuchovi elementi teoriyi vklyuchali peredbachennya zbudzhenogo stanu yadra 12 S sho daye mozhlivist potrijnij alfa reakciyi vidbuvatis rezonansno do vuglecyu ta kisnyu termoyaderni prodovzhennya sintezu yadernogo gorinnya vuglecyu sho sintezuyut Ne Mg i Na i gorinnya kisnyu sho sintezuye Si Al ta S Peredbachalosya sho yaderne gorinnya kremniyu vidbuvayetsya yak kinceva stadiya sintezu u yadri masivnih zir hocha yaderna nauka todi she ne mogla tochno rozrahuvati yak same Vin takozh prognozuvav sho kolaps masivnih zir na piznij stadiyi yih evolyuciyi neminuchij cherez zbilshennya shvidkosti vtrat energiyi za rahunok nejtrino i prizvede do spalahu z podalshim nukleosintezom vazhkih elementiv i vikidannyam yih u kosmos U 1957 r pracya avtoriv Margaret Berbidzh Dzheffri Berbidzha V A Faulera i Gojla rozshirila i vdoskonalila teoriyu nukleosintezu j otrimala shiroke viznannya Vona stala vidoma pid nazvoyu B FH abo BBFH za inicialami avtoriv Poperedni publikaciyi na desyatilittya lishilisya zabutimi vnaslidok togo sho v B FH ne bulo poslalannya na originalnij opis Gojla nukleosintezu masivnih zir Donald Klejton poyasniv taku nevidomist takozh tim sho pracya Gojla 1954 roku opisuvala yiyi klyuchove rivnyannya lishe na slovah a takozh tim sho Gojl ne dostatno uvazhno pereglyanuv proekt publikaciyi B FH otrimanij nim vid spivavtoriv yaki sami ne vivchili nalezhnim chinom roboti Gojla Pid chas diskusiyi 1955 roku v Kembridzhi z jogo spivavtorami pid chas pidgotovki do pershogo proektu B FH 1956 roku v Pasadeni skromnist Gojla zavadila jomu pidkresliti veliki dosyagnennya jogo teoriyi 1954 roku Cherez trinadcyat rokiv pislya publikaciyi B FH V D Arnett ta jogo kolegi pokazali sho ostatochne gorinnya pid chas udarnoyi hvili rozpochatoyi v rezultati kolapsu yadra mozhe sintezuvati izotopi ne alfa chastinok efektivnishe nizh moglo b gidrostatichne gorinnya Ce dozvolilo pripustiti sho vibuhovij nukleosintez ye najvazhlivishim komponentom nukleosintezu nadnovih Yaksho udarna hvilya yaka vidskochila vid kolapsu rechovini na shilne yadro dosit potuzhna shob prizvesti do skidannya obolonki nadnovoyi to vona maye zabezpechiti raptovij nagriv zovnishnih shariv takoyi zori neobhidnij dlya vibuhovogo termoyadernogo gorinnya Teoretichnoyu skladnistyu stalo rozuminnya togo yak cya udarna hvilya mozhe dosyagti zovnishnih shariv v umovah koli rechovina prodovzhuye padati vseredinu Sposterezhennya nadnovih zapevnili sho ce maye vidbuvatisya Naprikinci 1960 h rr bili karliki buli zaproponovani yak mozhlivi poperedniki deyakih tipiv nadnovih hocha ostatochnogo rozuminnya mehanizmu spalahu ta pov yazanogo z nim nukleosintezu ne bulo do 1980 h rokiv Ce pokazalo sho nadnovi tipu Ia vikidayut veliku kilkist radioaktivnogo nikelyu ta menshu kilkist inshih elementiv zaliznogo piku pri comu radioaktivnij nikel shvidko peretvoryuyetsya na radioaktivnij kobalt a potim na stabilne zalizo Epoha komp yuternih modelejPraci Gojla 1946 i 1954 rokiv ta B FH 1957 roku buli napisani v dokomp yuternu epohu Voni pokladalisya na ruchni rozrahunki gliboke rozuminnya yadernoyi fiziki i fizichnu intuyiciyu Popri bliskuchist cih zasnovnickih prac nezabarom vinik kulturnij rozriv iz molodim pokolinnyam doslidnikiv yaki pochali stvoryuvati komp yuterni modeli sho vreshti resht dalo vidpovidi na bagato pitan shodo piznih stadij evolyuciyi zir ta nukleosintez vseredini nih Perebig procesivNadnova ce raptovij vibuh zori yakij vidbuvayetsya za dvoma osnovnimi scenariyami Pershij polyagaye v tomu sho bilij karlik yakij ye zalishkom zori nizkoyi masi sho vicherpala yaderne palivo zaznaye termoyadernogo vibuhu pislya togo yak jogo masa perevishuye mezhu Chandrasehara vnaslidok akreciyi rechovini vid bilsh difuznoyi zori suputnika zazvichaj ce chervonij gigant z yakoyu vona perebuvaye u podvijnij sistemi Otrimanij bezkontrolnij nukleosintez povnistyu rujnuye zoryu i vikidaye znachnu chastinu yiyi masi v kosmos Drugij i priblizno vtrichi poshirenishij scenarij vidbuvayetsya koli masivna zorya u 12 35 raziv masivnisha za Sonce zazvichaj nadgigant u kritichnij chas dosyagaye izotopu nikel 56 u svoyih procesah yadernogo sintezu v yadri Bez ekzotermichnoyi energiyi vid sintezu yadro masivnoyi zori poperednika nadnovoyi vtrachaye teplo neobhidne dlya pidtrimki tisku i kolapsuye vnaslidok silnogo gravitacijnogo tisku Peredacha energiyi vid kolapsu yadra sprichinyaye nadnovu Izotop nikelyu 56 maye chi ne najbilshu energiyu zv yazku na nuklon sered usih izotopiv i tomu ye ostannim izotopom yadernij sintez yakogo vidilyaye energiyu U izotopiv z atomnoyu masoyu bilshe A 56 energiya zv yazku na nuklon mensha sintez takih izotopiv vzhe ne mozhe buti dzherelom energiyi Koli obolonka nadnovoyi kolapsuye ta zishtovhuyetsya z napivtverdim yadrom vidilyayetsya duzhe bagato energiyi blizko 1053 erg sho priblizno v sto raziv perevishuye kinetichnu energiyu skinutoyi obolonki Desyatki doslidnickih robit buli opublikovani v sprobi opisati gidrodinamiku togo yak toj nevelikij vidsotok energiyi sho padaye peredayetsya na obolonku sho nadhodit na yadro z oglyadu na neperervnij kolaps Cya neviznachenist zalishayetsya v povnomu opisi kolapsu nadnovih Yaderni reakciyi v yakih sintezuyutsya elementi vazhchi zaliza poglinayut energiyu tobto ye endotermichnimi Koli taki reakciyi pochinayut dominuvati temperatura yadra znizhuyetsya Ce prizvodit do zmenshennya tisku v yadri yakij pidtrimuye zovnishni shari zori Pid diyeyu sili tyazhinnya yaka bilshe ne vrivnovazhuyetsya tiskom zovnishnya obolonka padaye na yadro Vnaslidok kolapsu masa yadra zrostaye j vono ushilnyuyetsya Koli gustina v nadrah zori dosyagaye gustini atomnogo yadra podalshe ushilnennya staye nemozhlivim j obolonka vidskakuye vid nogo Vinikaye udarna hvilya yaka ruhayetsya nazovni cherez nerozplavlenu utochniti rechovinu zovnishnoyi obolonki Prohodzhennya takoyi udarnoyi hvili prizvodit do rizkogo pidvishennya temperaturi i v rechovini obolonki sho bagata legkimi elementami pochinayetsya burhlivij nukleosintez yakij chasto nazivayut vibuhovim U comu procesi vidilyayetsya stilki energiyi sho obolonka zori skidayetsya v navkolishnij mizhzoryanij prostir i produkti nukleosintezu rozsiyuyutsya tam Gorinnya kremniyuPislya togo yak zorya zavershuye yaderne gorinnya kisnyu yiyi yadro skladayetsya v osnovnomu z kremniyu ta sirki Yaksho zorya maye dostatno visoku masu vona dali stiskayetsya poki yiyi yadro ne dosyagne temperaturi v mezhah 2 7 3 5 milyarda Kelviniv 230 300 Pri cih temperaturah kremnij ta inshi izotopi zaznayut fotovikidu nukloniv energijnimi teplovimi fotonami g vikidayuchi osoblivo alfa chastinki 4 He Yaderne gorinnya kremniyu vidriznyayetsya vid poperednih stadij nukleosintezu tim sho maye balans mizh zahoplennyami alfa chastinok ta yih zvorotnim fotovikidom sho utvoryuye nadlishok alfa chastinok u navedenij nizhche poslidovnosti v yakij kozhnomu pokazanomu zahoplennyu alfa chastinki protistoyit jogo zvorotnya reakciya a same fotovikid alfa chastinki chislennimi teplovimi fotonami 28Si 4He 32S g 32S 4He 36Ar g 36Ar 4He 40Ca g 40Ca 4He 44Ti g 44Ti 4He 48Cr g 48Cr 4He 52Fe g 52Fe 4He 56Ni g 56Ni 4He 60Zn g Alfa chastinkovi yadra 44 Ti i bilsh masivni v ostannih p yati pererahovanih reakciyah vsi ye radioaktivnimi ale voni rozpadayutsya pislya yih vikidu pri vibuhah nadnovoyi na chislenni izotopi Sa Ti Cr Fe ta Ni Cya pislyavibuhova radioaktivnist nabula velikogo znachennya dlya poyavi gamma astronomiyi U takih fizichnih umovah shvidkih protilezhnih reakcij a same zahoplennya alfa chastinok ta fotovikidu alfa chastinok kilkist viznachayetsya ne pererizom reakcij zahoplennya alfa chastinok skorishe vona viznachayetsya vidnosnoyu poshirenistyu reagentiv angl abundance sho vrivnovazhuye shvidkosti protilezhnih reakcij Vstanovlyuyutsya postijni spivvidnoshennya mizh promizhnimi reagentami Cej stan nazivayut yadernoyu kvazirivnovagoyu Bagato komp yuternih obchislen napriklad vikoristovuyuchi shvidkosti pryamih ta obernenih reakcij pokazali sho kvazirivnovaga ne tochna ale dobre harakterizuye obchisleni poshirennya Takim chinom kvazirivnovazhnij stan harakterizuye proces sho vidbuvayetsya Vin takozh zapovnyuye neviznachenist teoriyi Gojla 1954 roku Kvazirivnovaga porushuyetsya nakopichennyam 56Ni oskilki zahoplennya alfa chastinok staye povilnishim todi yak fotovikidi z vazhchih yader stayut shvidshimi Yadra sho ne mistyat alfa chastinok takozh berut uchast u bagatoh reakciyah podibnih do 36Ar nejtron 37Ar foton ta obernenih reakciyah yaki vstanovlyuyut postijni spivvidnoshennya mizh izotopami ne alfa chastinok de gustina vilnih protoniv ta nejtroniv takozh dosyagaye kvazirivnovagi Odnak chastka vilnih nejtroniv proporcijna nadlishku nejtroniv nad protonami u skladi masivnoyi zori yak priklad chastka 37Ar u vikidah piznishih masivnih zir bilsha nizh u vikidah rannih zir yaki skladalis lishe z H ta He tomu 37Cl do yakogo 37Ar rozpadayetsya pislya nukleosintezu nazivayut vtorinnim izotopom Gorinnya kremniyu v zori vidbuvayetsya cherez chasovu poslidovnist takoyi yadernoyi kvazirivnovagi v yakij chastka 28Si povilno zmenshuyetsya a chastka 56 Ni postupovo zrostaye Ce dorivnyuye zmini yadernogo poshirennya 2 28Si 56Ni yaku v yadernomu rozuminni mozhna vvazhati gorinnyam kremniyu v nikel V interesah ekonomiki perestanovku fotodizintegraciyi ta dosyagnennya yadernoyi kvazirivnovagi nazivayut gorinnyam kremniyu Proces gorinnya kremniyu v yadri masivnoyi zori yaka zaznaye stisnennya trivaye blizko odnogo dnya i pripinyayetsya pislya togo yak chastka 56Ni staye dominuyuchoyu Ostatochne vibuhove gorinnya koli udarna hvilya prohodit cherez shar gorinnya kremniyu trivaye lishe sekundi ale pidvishennya temperaturi priblizno na 50 sprichinyaye shalene yaderne gorinnya yake staye golovnim faktorom nukleosintezu v diapazoni 28 60 atomnih odinic masi U podalshomu yadernomu sintezi energiya vzhe ne vidilyayetsya oskilki yadro z 56 nuklonami maye najmenshu masu na nuklon sered usih elementiv Nastupnim krokom u lancyuzi alfa reakcij ye 60 Zn yakij maye trohi bilshu masu na nuklon i takim chinom reakciya termodinamichno mensh spriyatliva 56Ni yakij maye 28 protoniv maye period napivrozpadu 6 02 dnya i rozpadayetsya cherez b lt sup id mwATY gt lt sup gt rozpad do 56Co 27 protoniv sho v svoyu chergu maye period napivrozpadu 77 3 dobi i peretvoryuyetsya na 56Fe 26 protoniv Ale 56Ni ne vstigaye rozpastisya v nadrah masivnoyi zori bo kollaps trivaye licheni hvilini Tomu 56Ni ye najbilsh rozpovsyudzhenim radioaktivnim yadrom stvorenim takim chinom Jogo radioaktivnist daye energiyeyu svitinnya pislya spalahu nadnovoyi ta stvoryuye mozhlivosti dlya gamma astronomiyi Divitsya krivu blisku SN 1987A dlya demonstraciyi naslidkiv ciyeyi mozhlivosti Klejton i Mejyer neshodavno she bilshe uzagalnili cej proces tim sho voni nazvali mashinu vtorinnoyi nadnovoyi pripisuyuchi zrostayuchu radioaktivnist yaka zabezpechuye energiyeyu pizni etapi nadnovih dlya zberigannya zrostayuchoyi kulonivskoyi energiyi v kvazirivnovazhnomu yadri nazvanomu vishe yak zsuv kvazirivnovazhnij zsuv vid perevazhno 28Si do perevazhno 56Ni Vidimi efekti nadnovih zhivlyatsya vid rozpadu ciyeyi nadlishkovoyi kulonivskoyi energiyi Pid chas stiskannya yadra potencijna energiya gravitacijnogo polya peretvoryuyetsya na teplovu j nagrivaye vnutrishnyu chastinu priblizno do troh milyardiv Kelviniv sho pidtrimuye tisk i na korotkij chas zapobigaye podalshomu stiskannyu yadra Odnak u reakciyah nukleosintezu energiya vzhe ne vivilnyatsya i ostatochne stiskannya staye neminuchim Vono priskoryuyetsya do kolapsu yakij trivatime lishe kilka sekund Centralna chastina zori peretvoryuyetsya abo na nejtronnu zoryu abo yaksho zorya dosit masivna na chornu diru Pid diyeyu udarnoyi hvili yaka ruhayetsya nazovni zovnishni shari zori skidayutsya v navkolishnij prostir Ce yavishe vidome yak spalah nadnovoyi tipu II Jogo proyavi trivayut dni do misyaciv Na pochatku spalahu v obolonci sho bude skinuta v navkolishnij prostir nayavna velika shilnist vilnih nejtroniv za licheni sekundi tam vidbuvayetsya proces shvidkogo zahoplennya nejtroniv vidomij pid nazvoyu r proces U comu procesi sintezuyutsya elementi vazhchi zaliza Vvazhayetsya sho same takim shlyahom utvorilasya priblizno polovina cih elementiv u Vsesviti Nuklidi yaki sintezuyutsyaSkladene zobrazhennya nadnovoyi Keplera z zobrazhen kosmichnih teleskopiv Spitcera Gabbl ta rentgenivskoyi observatoriyi Chandra Zori z pochatkovoyu masoyu menshe priblizno u visim raziv vid Soncya nikoli ne rozvivayut yadro yake ye dostatno velikim dlya kolapsu i voni vreshti resht vtrachayut svoyu atmosferu shob stati bilimi karlikami stabilnimi sferami vuglecyu sho oholodzhuyetsya pidtrimuvanimi tiskom virodzhenih elektroniv Tomu nukleosintez u cih legshih zir obmezhenij nuklidami yaki buli sintezovani u materiali roztashovanomu nad kincevim bilim karlikom Ce obmezhuye yih skromni vikidi povernuti u mizhzoryanij gaz do vuglecyu 13 ta azotu 14 i do izotopiv vazhchih za zalizo v rezultati povilnogo zahoplennya nejtroniv s proces Odnak znachna chastina bilih karlikiv vibuhne abo tomu sho voni perebuvayut na binarnij orbiti iz zoreyu suputnikom yaka vtrachaye masu do silnishogo gravitacijnogo polya bilogo karlika abo cherez zlittya z inshim bilim karlikom V rezultati utvoryuyetsya bilij karlik yakij peretinaye mezhu Chandrasekara i vibuhaye yak nadnova tipu Ia sintezuyuchi navkolo radioaktivni izotopi 56Ni zagalnoyu masoyu do odniyeyi masi Soncya razom iz menshoyu kilkistyu inshih elementiv piku zaliza Nastupnij radioaktivnij rozpad nikelyu do zaliza zberigaye tip Ia optichno duzhe yaskravim protyagom tizhniv i stvoryuye bilshe polovini vsogo zaliza u Vsesviti Praktichno ves zalishok zoryanogo nukleosintezu vidbuvayetsya odnak u zoryah yaki ye dostatno masivnimi shob zavershiti isnuvannya yak nadnovi z kolapsom yadra U masivnij zori poperedniku nadnovoyi ce vklyuchaye poslidovne spalennya geliyu vuglecyu kisnyu ta kremniyu Znachna chastina rezultativ gorinnya nikoli ne zmozhe zalishiti zoryu a natomist znikaye v yiyi kolapsovanomu yadri Elementi yaki vikidayutsya faktichno utvoryuyutsya v ostannyu sekundu pri vibuhovomu spalyuvanni sprichinenomu udarnoyu hvileyu zapushenoyu kolapsom yadra Do kolapsu yadra utvorennya elementiv mizh kremniyem i zalizom vidbuvayetsya lishe v najbilshih zoryah i to v obmezhenij kilkosti Takim chinom nukleosintez poshirenih pervinnih elementiv yaki viznachayetsya yak ti yaki mozhna bulo b sintezuvati v zoryah sho spochatku skladalis lishe z vodnyu ta geliyu sho utvorilis pid chas Velikogo vibuhu faktichno suttyevo obmezhenij nukleosintezom pid chas kolapsu yadra nadnovoyi R procesDokladnishe r proces Versiya periodichnoyi tablici z zaznachennyam osnovnogo pohodzhennya elementiv znajdenih na Zemli Usi elementi piznishe plutoniyu element 94 tehnogenni Pid chas nukleosintezu nadnovih r proces stvoryuye duzhe bagati nejtronami vazhki izotopi yaki rozpadayutsya pislya podiyi do pershogo stijkogo izotopu tim samim stvoryuyuchi bagati na nejtroni stijki izotopi vsih vazhkih elementiv Cej proces zahoplennya nejtroniv vidbuvayetsya v umovah visokoyi nejtronnoyi shilnosti pri visokih temperaturnih umovah U r procesi bud yaki vazhki yadra bombarduyutsya velikim potokom nejtroniv utvoryuyuchi visokostabilni yadra bagati nejtronami yaki duzhe shvidko zaznayut beta rozpadu utvoryuyuchi bilsh stijki yadra z bilshim atomnim chislom i odnakovoyu atomnoyu masoyu Shilnist nejtroniv nadzvichajno visoka blizko 10 22 24 nejtroniv na kubichnij santimetr Pershij rozrahunok rozvitku r procesu sho pokazuvav evolyuciyu obchislenih rezultativ iz chasom takozh pripustiv sho poshirennya pri r procesi ce superpoziciya riznih nejtronnih flyuensiv Nevelikij flyuens stvoryuye pershij pik poshirennya r procesu dovkola atomnoyi masi A 130 ale ne maye aktinoyidiv todi yak velikij flyuens utvoryuye aktinoyidi uranu ta toriyu ale bilshe ne mistit piku A 130 Ci procesi vidbuvayutsya za period vid chastki sekundi do dekilkoh sekund zalezhno vid detalej Sotni nastupnih opublikovanih robit vikoristali cej zalezhnij vid chasu pidhid Yedina suchasna nadnova 1987A roztashovana astronomichno nedaleko ne prodemonstruvala poshirennya pri r procesi Suchasne mislennya polyagaye v tomu sho rezultati r procesu mozhut vikidatisya z odnih nadnovih a v inshih poglinatisya yak chastina zalishkovoyi nejtronnoyi zori abo chornoyi diri Cilkom novi astronomichni dani pro r proces buli viyavleni 2017 roku koli gravitacijno hvilovi observatoriyi LIGO ta Virgo viyavili zlittya dvoh nejtronnih zir yaki ranishe obertalisya odna navkolo inshoyi Ce mozhe statisya koli obidvi masivni zori na binarnij orbiti stayut nadnovimi z kolapsom yadra zalishayuchi pislya vibuhu nejtronni zori Kozhen mig pochuti povtor zrostayuchoyi orbitalnoyi chastoti oskilki orbita stavala menshoyu ta shvidshoyu cherez vtratu energiyi gravitacijnimi hvilyami Lokalizaciya na nebi dzherela cih gravitacijnih hvil viprominyuvanih orbitalnim kolapsom i zlittyam dvoh nejtronnih zir yaki stvorili chornu diru ale zi znachnim vikidom masi silno nejtronizovanoyi rechovini dala zmogu dekilkom komandam viyaviti ta vivchiti reshti optichnij zalishok pislya zlittya i znajti spektroskopichni dokazi r procesovoyi rechovini vikinutoyi nejtronnimi zoryami yaki zlilis Osnovna chastina cogo materialu yak vidayetsya skladayetsya z dvoh tipiv garyacha sinya masa visokoradioaktivnih r procesovih rechovin vazhkih yader nizhnogo masivu A lt 140 i bilsh holodna chervona masa bilsh vazhchih r procesovih yader A gt 140 bagata na lantanidi taki yak uran torij kalifornij tosho Vivilnyayuchis z velicheznogo vnutrishnogo tisku nejtronnoyi zirki ci nejtralizovani vikidi rozshiryuyutsya i viprominyuyut viyavlene optichne svitlo protyagom priblizno tizhnya Taka trivalist svichennya ne bula b mozhlivoyu bez nagrivannya shlyahom vnutrishnogo radioaktivnogo rozpadu sho zabezpechuyetsya r procesovimi yadrami poblizu yih tochok ochikuvannya Dvi rizni masovi oblasti A lt 140 i A gt 140 dlya rezultativ r procesu buli vidomi z chasiv pershih zalezhnih vid chasu rozrahunkiv r procesu Cherez ci spektroskopichni osoblivosti visunuto pripushennya sho stverdzhuvalosya sho r procesnij nukleosintez u Chumackomu Shlyahu mozhlivo buv v osnovnomu vikinutim pri zlitti nejtronnih zir a ne z nadnovih Div takozhPervinnij nukleosintez Kritichna masa Podil yadra Yadernij sintez Nukleosintez Pervinnij nuklid Radioaktivnist Zoryanij nukleosintez Portal Astronomiya PrimitkiWoosley S E Arnett W D Clayton D D 1973 The Explosive burning of oxygen and silicon The Astrophysical Journal Supplement Series 26 231 312 Bibcode 1973ApJS 26 231W doi 10 1086 190282 Arnett W D Clayton D D 1970 Explosive Nucleosynthesis in Stars Nature 227 5260 780 784 Bibcode 1970Natur 227 780A doi 10 1038 227780a0 PMID 16058157 Div mal 1 3 i 4 u Arnett amp Clayton 1970 ta mal 2 st 241 u Woosley Arnett ta Clayton 1973 Woosley S E Weaver T A 1995 The Evolution and Explosion of Massive Stars II Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis 101 181 Bibcode 1995ApJS 101 181W doi 10 1086 192237 Thielemann Fr K Nomoto K Hashimoto M A 1996 Core Collapse Supernovae and Their Ejecta The Astrophysical Journal 460 408 Bibcode 1996ApJ 460 408T doi 10 1086 176980 Hoyle F 1954 On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS I The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel The Astrophysical Journal Supplement Series 1 121 Bibcode 1954ApJS 1 121H doi 10 1086 190005 Hoyle F 1946 The Synthesis of the Elements from Hydrogen Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 106 5 343 383 Bibcode 1946MNRAS 106 343H doi 10 1093 mnras 106 5 343 Burbidge E M Burbidge G R Fowler W A Hoyle F 1957 Synthesis of the Elements in Stars Reviews of Modern Physics 29 4 547 650 Bibcode 1957RvMP 29 547B doi 10 1103 RevModPhys 29 547 Clayton D D 2007 Hoyle s Equation Science 318 5858 1876 1877 doi 10 1126 science 1151167 PMID 18096793 Divis prim 1 u Clayton 2008 Divis pracyu B FH Finzi A Wolf R A 1967 Type I Supernovae The Astrophysical Journal 150 115 Bibcode 1967ApJ 150 115F doi 10 1086 149317 Nomoto Ken Ichi 1980 White dwarf models for type I supernovae and quiet supernovae and presupernova evolution Space Science Reviews 27 3 4 563 Bibcode 1980SSRv 27 563N doi 10 1007 BF00168350 Nomoto K Thielemann F K Yokoi K 1984 Accreting white dwarf models of Type I supernovae III Carbon deflagration supernovae The Astrophysical Journal 286 644 doi 10 1086 162639 Donald D Clayton Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis McGraw Hill 1968 Chapter 6 Calculation of Stellar Structure div priklad opisu gorinnya geliyu u I Iben Jr Astrophys J 147 624 1967 Woosley S E Weaver T A 1995 The Evolution and Explosion of Massive Stars II Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis The Astrophysical Journal Supplement Series 101 181 doi 10 1086 192237 Thielemann Fr K Nomoto K Hashimoto M A 1996 Core Collapse Supernovae and Their Ejecta The Astrophysical Journal 460 408 doi 10 1086 176980 Heger A Fryer C L Woosley S E Langer N Hartmann D H 2003 How Massive Single Stars End Their Life The Astrophysical Journal 591 1 288 300 arXiv astro ph 0212469 Bibcode 2003ApJ 591 288H doi 10 1086 375341 Clayton D D 1983 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis University of Chicago Press s 519 524 Clayton D D Colgate S A Fishman G J 1969 Gamma Ray Lines from Young Supernova Remnants The Astrophysical Journal 155 75 Bibcode 1969ApJ 155 75C doi 10 1086 149849 Bodansky D Clayton D D Fowler W A 1968 Nucleosynthesis During Silicon Burning Physical Review Letters 20 4 161 164 Bibcode 1968PhRvL 20 161B doi 10 1103 PhysRevLett 20 161 Bodansky D Clayton D D Fowler W A 1968 Nuclear Quasi Equilibrium during Silicon Burning 16 299 Bibcode 1968ApJS 16 299B doi 10 1086 190176 Clayton D D 1968 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis University of Chicago Press Chapter 7 Clayton D D Meyer B S 2016 The secondary supernova machine Gravitational compression stored Coulomb energy and SNII displays 71 1 8 Bibcode 2016NewAR 71 1C doi 10 1016 j newar 2016 03 002 Clayton D D 2003 Handbook of Isotopes in the Cosmos Cambridge University Press Francois P Matteucci F Cayrel R Spite M Spite F Chiappini C 2004 The evolution of the Milky Way fromits earliest phases Constraints on stellar nucleosynthesis Astronomy amp Astrophysics 421 2 613 621 arXiv astro ph 0401499 Bibcode 2004A amp A 421 613F doi 10 1051 0004 6361 20034140 Clayton D D 2008 Fred Hoyle primary nucleosynthesis and radioactivity 52 7 10 360 363 Bibcode 2008NewAR 52 360C doi 10 1016 j newar 2008 05 007 Seeger P A Fowler W A Clayton D D 1965 Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture The Astrophysical Journal Supplement Series 11 121 126 Bibcode 1965ApJS 11 121S doi 10 1086 190111 Abbott B P ta in 2017 GW170817 Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral Physical Review Letters 119 16 161101 arXiv 1710 05832 Bibcode 2017PhRvL 119p1101A doi 10 1103 PhysRevLett 119 161101 PMID 29099225 Arcavi I ta in 2017 Optical emission from a kilonova following a gravitational wave detected neutron star merger Nature 551 7678 64 66 arXiv 1710 05843 Bibcode 2017Natur 551 64A doi 10 1038 nature24291 Pian E ta in 2017 Spectroscopic identification of r process nucleosynthesis in a double neutron star merger Nature 551 7678 67 70 arXiv 1710 05858 Bibcode 2017Natur 551 67P doi 10 1038 nature24298 PMID 29094694 Smartt S J ta in 2017 A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational wave source Nature 551 7678 75 79 arXiv 1710 05841 Bibcode 2017Natur 551 75S doi 10 1038 nature24303 PMID 29094693 Kasen D Metzger B Barnes J Quataert E Ramirez Ruiz E 2017 Origin of the heavy elements in binary neutron star mergers from a gravitational wave event Nature 551 7678 80 84 arXiv 1710 05463 Bibcode 2017Natur 551 80K doi 10 1038 nature24453 PMID 29094687 Inshe chitannyaBurbidge E M Burbidge G R Fowler W A Hoyle F 1957 Synthesis of the Elements in Stars PDF Reviews of Modern Physics 29 4 547 650 Bibcode 1957RvMP 29 547B doi 10 1103 RevModPhys 29 547 Clayton D 2003 Handbook of isotopes in the cosmos Cambridge University Press ISBN 978 0 521 82381 4 PosilannyaAtom Smashers Shed Light on Supernovae Big Bang Sky amp Telescope Online April 22 2005 Gonzalez G Brownlee D Ward P 2001 The Galactic Habitable Zone Galactic Chemical Evolution Icarus 152 1 185 200 arXiv astro ph 0103165 Bibcode 2001Icar 152 185G doi 10 1006 icar 2001 6617

Дата публікації:
Топ