✖


Jump to content

Нуклеосинтез сверхновой

Нуклеосинтез сверхновых — это нуклеосинтез химических элементов при взрывах сверхновых .

В достаточно массивных звездах нуклеосинтез путем слияния более легких элементов с более тяжелыми происходит в ходе последовательных гидростатических процессов горения, называемых горением гелия , горением углерода , горением кислорода и горением кремния , при которых побочные продукты одного ядерного топлива после нагрева сжатия становятся топливо для последующей стадии горения. В этом контексте слово «горение» относится к ядерному синтезу, а не к химической реакции.

Во время гидростатического горения эти виды топлива синтезируют в основном альфа-нуклиды ( A = 2 Z ), ядра, состоящие из целых чисел ядер гелия-4. Первоначально два ядра гелия-4 сливаются в одно ядро ​​бериллия-8 . Присоединение к бериллию еще одного ядра гелия 4 дает углерод-12 , за ним следует кислород-16 , неон-20 и так далее, каждый раз добавляя к растущему ядру 2 протона и 2 нейтрона. Быстрое окончательное взрывное горение [1] вызван внезапным скачком температуры вследствие прохождения радиально движущейся ударной волны, вызванной гравитационным коллапсом ядра. У.Д. Арнетт и его из Университета Райса коллеги [2] [1] продемонстрировал, что окончательное ударное горение будет синтезировать неальфа-ядерные изотопы более эффективно, чем гидростатическое горение, [3] [4] предполагая, что ожидаемый ударно-волновой нуклеосинтез является важным компонентом нуклеосинтеза сверхновых. Вместе ударно-волновой нуклеосинтез и процессы гидростатического горения создают большую часть изотопов элементов углерода ( Z =6 ), кислорода ( Z =8 ) и элементов с Z =10 до 28 (от неона до никеля ). [4] [5] В результате выброса вновь синтезированных изотопов химических элементов при взрывах сверхновых их содержание в межзвездном газе неуклонно возрастало. Это увеличение стало очевидным для астрономов по тому, что начальная численность молодых звезд превышала таковую у звезд, родившихся ранее.

Элементы тяжелее никеля сравнительно редки из-за уменьшения с атомным весом их энергии связи ядра на нуклон, но они тоже частично создаются в сверхновых. Наибольший исторический интерес представлял их синтез путем быстрого захвата нейтронов в ходе r - процесса , что отражает распространенное убеждение, что ядра сверхновых, вероятно, обеспечат необходимые условия. Однако новые исследования предложили многообещающую альтернативу (см. r-процесс ниже). Изотопы r -процесса примерно в 100 000 раз менее распространены, чем первичные химические элементы, слитые в оболочках сверхновых, представленных выше. Кроме того, считается, что другие процессы нуклеосинтеза в сверхновых также ответственны за некоторый нуклеосинтез других тяжелых элементов, в частности, процесс захвата протонов , известный как rp -процесс , медленный захват нейтронов ( s -процесс ) в оболочках, горящих гелием. и в горящих углеродных оболочках массивных звезд, а также процесс фотораспада, известный как γ - процесс. (гамма-процесс). Последний синтезирует самые легкие и бедные нейтронами изотопы элементов тяжелее железа из ранее существовавших более тяжелых изотопов.

История

[ редактировать ]

В 1946 году Фред Хойл предположил, что элементы тяжелее водорода и гелия будут производиться путем нуклеосинтеза в ядрах массивных звезд. [6] Раньше считалось, что элементы, которые мы видим в современной Вселенной, в основном были произведены во время ее формирования. В то время природа сверхновых была неясна, и Хойл предположил, что эти тяжелые элементы распространялись в космосе за счет вращательной нестабильности. В 1954 году теория нуклеосинтеза тяжелых элементов в массивных звездах была уточнена и объединена с более глубоким пониманием сверхновых для расчета содержания элементов от углерода до никеля. [7] Ключевые элементы теории включали:

  • предсказание возбужденного состояния в 12 Ядро C, которое позволяет процессу тройного альфа резонансно сгорать с образованием углерода и кислорода;
  • термоядерные последствия сжигания углерода с синтезом Ne, Mg и Na; и
  • сжигание кислорода с синтезом кремния, алюминия и серы.

Теория предсказывала, что горение кремния произойдет как заключительная стадия синтеза ядра массивных звезд, хотя ядерная наука тогда не могла точно рассчитать, как именно. [6] Хойл также предсказал, что коллапс эволюционировавших ядер массивных звезд был «неизбежен» из-за возрастающей скорости потери энергии нейтрино и что возникающие в результате взрывы приведут к дальнейшему нуклеосинтезу тяжелых элементов и выбросу их в космос. [7]

В 1957 году статья авторов Э. М. Бербиджа , Г. Р. Бербиджа , В. А. Фаулера и Хойла расширила и уточнила теорию и получила широкое признание. [8] Она стала известна как статья B²FH или BBFH по инициалам ее авторов. Более ранние статьи оказались в безвестности на несколько десятилетий после того, как более известная статья B²FH не приписывала оригинальное описание Хойла нуклеосинтеза в массивных звездах. Дональд Д. Клейтон также объяснил эту неясность статьей Хойла 1954 года, описывающей ее ключевое уравнение только на словах: [9] и отсутствие тщательного рассмотрения Хойлом проекта B²FH соавторами, которые сами недостаточно изучили статью Хойла. [10] Во время обсуждений в Кембридже в 1955 году со своими соавторами при подготовке первого проекта B²FH в 1956 году в Пасадене, [11] Скромность Хойла помешала ему подчеркнуть великие достижения его теории 1954 года.

Через тринадцать лет после публикации статьи B²FH У. Д. Арнетт и его коллеги [2] [1] продемонстрировал, что окончательное горение в проходящей ударной волне, вызванной коллапсом активной зоны, может синтезировать изотопы, не являющиеся альфа-частицами, более эффективно, чем гидростатическое горение, [3] [4] предполагая, что взрывной нуклеосинтез является важным компонентом нуклеосинтеза сверхновых. Ударная волна, отскочившая от коллапса вещества на плотное ядро, если бы была достаточно сильной, чтобы привести к массовому выбросу мантии сверхновых, то обязательно была бы достаточно сильной, чтобы обеспечить внезапный нагрев оболочек массивных звезд, необходимый для взрывного термоядерного горения внутри мантии. . Понимание того, как эта ударная волна может достичь мантии, несмотря на продолжающееся падение на нее, стало теоретической трудностью. Наблюдения за сверхновыми подтвердили, что это должно произойти.

Белые карлики были предложены как возможные прародители некоторых сверхновых в конце 1960-х годов. [12] хотя хорошее понимание механизма и процесса нуклеосинтеза не возникло до 1980-х годов. [13] Это показало, что сверхновые типа Ia выбрасывали очень большое количество радиоактивного никеля и меньшие количества других элементов железного пика, при этом никель быстро распадался на кобальт, а затем на железо. [14]

Эра компьютерных моделей

[ редактировать ]

Статьи Хойла (1946), Хойла (1954) и Б²ФХ (1957) были написаны этими учеными до наступления эпохи компьютеров. Они полагались на ручные расчеты, глубокую мысль, физическую интуицию и знание деталей ядерной физики. Какими бы блестящими ни были эти основополагающие документы, вскоре возник культурный разрыв с молодым поколением ученых, которые начали создавать компьютерные программы. [15] это в конечном итоге даст численные ответы на вопрос о продвинутой эволюции звезд. [16] и нуклеосинтез внутри них. [17] [18] [19] [20]

Причина

[ редактировать ]
Основная статья: Сверхновая

Сверхновая — это мощный взрыв звезды, который происходит по двум основным сценариям. Во-первых, - белый карлик звезда , являющаяся остатком маломассивной звезды, исчерпавшей свое ядерное топливо, подвергается термоядерному взрыву после того, как ее масса превышает предел Чандрасекара за счет аккреции массы ядерного топлива от более диффузного компаньона. звезда (обычно красный гигант ), с которой она находится на двойной орбите. В результате безудержного нуклеосинтеза звезда полностью разрушается, а ее масса выбрасывается в космос. Второй и примерно в три раза более распространенный сценарий возникает, когда массивная звезда (в 12–35 раз массивнее Солнца), обычно являющаяся сверхгигантом в критический момент, достигает никеля-56 своего ядра в процессе ядерного синтеза (или горения) . Без экзотермической энергии термоядерного синтеза ядро ​​массивной звезды перед сверхновой теряет тепло, необходимое для поддержания давления, и разрушается из-за сильного гравитационного притяжения. Передача энергии от коллапса ядра вызывает появление сверхновой. [21]

Изотоп никель-56 имеет одну из самых больших энергий связи на нуклон среди всех изотопов и, следовательно, является последним изотопом, синтез которого во время горения кремния в ядре выделяет энергию путем ядерного синтеза экзотермически . Энергия связи на нуклон уменьшается для атомов с массой более A = 56 , что положило конец истории термоядерного синтеза, обеспечивающего звезду тепловой энергией. Тепловая энергия, выделяющаяся при столкновении падающей мантии сверхновой с полутвердым ядром, очень велика — около 10 53 эргов, что примерно в сто раз превышает энергию, выделяемую сверхновой, как кинетическую энергию ее выброшенной массы. Десятки исследовательских работ были опубликованы в попытках описать гидродинамику того, как этот небольшой процент падающей энергии передается вышележащей мантии в условиях непрерывного падения на ядро. Эта неопределенность остается и в полном описании сверхновых с коллапсом ядра. [ нужна ссылка ]

Реакции ядерного синтеза, в результате которых образуются элементы тяжелее железа, поглощают ядерную энергию и называются эндотермическими реакциями. Когда такие реакции доминируют, внутренняя температура, поддерживающая внешние слои звезды, падает. Поскольку внешняя оболочка больше не поддерживается в достаточной степени радиационным давлением, гравитация звезды быстро тянет ее мантию внутрь. Когда звезда коллапсирует, эта мантия яростно сталкивается с растущим несжимаемым звездным ядром, плотность которого почти равна плотности атомного ядра, создавая ударную волну, которая отражается наружу через несплавленный материал внешней оболочки. Повышение температуры при прохождении этой ударной волны достаточно, чтобы вызвать синтез этого материала, который часто называют взрывным нуклеосинтезом . [2] [22] Энергия, выделяемая ударной волной, каким-то образом приводит к взрыву звезды, рассеивая расплавленное вещество мантии над ядром в межзвездное пространство .

Горение кремния

[ редактировать ]

После того, как звезда завершает процесс горения кислорода , ее ядро ​​состоит в основном из кремния и серы. [23] Если он имеет достаточно большую массу, он продолжает сжиматься, пока его ядро ​​не достигнет температуры в диапазоне 2,7–3,5 миллиарда К ( 230–300 кэВ ). При этих температурах кремний и другие изотопы подвергаются фотовыбросу нуклонов энергичными тепловыми фотонами ( γ ), выбрасывающими особенно альфа-частицы ( 4 Он). [23] Ядерный процесс горения кремния отличается от более ранних стадий термоядерного нуклеосинтеза тем, что он влечет за собой баланс между захватом альфа-частиц и их обратным фотовыбросом, который устанавливает содержание всех элементов альфа-частиц в следующей последовательности, в которой показан захват каждого альфа-частицы: противостоит его обратная реакция, а именно фотовыброс альфа-частицы обильными тепловыми фотонами:

28 И + 4 Он ⇌ 32 С + с
32 С + 4 Он ⇌ 36 С + с
36 С + 4 Он ⇌ 40 Что + с
40 Что + 4 Он ⇌ 44 Из + с
44 Из + 4 Он ⇌ 48 Кр + с
48 Кр + 4 Он ⇌ 52 Фе + с
52 Фе + 4 Он ⇌ 56 В + с
56 В + 4 Он ⇌ 60 Зн + с

Ядра альфа-частиц 44 Титан и более массивные вещества в последних пяти перечисленных реакциях все радиоактивны, но они распадаются после выброса при взрывах сверхновых на многочисленные изотопы Ca, Ti, Cr, Fe и Ni. Эта постсверхновая радиоактивность имела большое значение для возникновения астрономии гамма-линий. [24]

В этих физических обстоятельствах быстрых противоположных реакций, а именно захвата альфа-частиц и фотовыброса альфа-частиц, их содержание не определяется сечениями захвата альфа-частиц; скорее они определяются значениями, которые должно принять содержание, чтобы сбалансировать скорости быстрых потоков противоположных реакций. Каждое изобилие принимает стационарное значение , обеспечивающее этот баланс. Эта картина называется ядерным квазиравновесием . [25] [26] [27] Многие компьютерные расчеты, например, [28] использование численных скоростей каждой реакции и их обратных реакций показало, что квазиравновесие не является точным, но хорошо характеризует вычисленные содержания. Таким образом, картина квазиравновесия представляет собой понятную картину того, что происходит на самом деле. Это также дополняет неопределенность теории Хойла 1954 года. Образование квазиравновесия прекращается после 56 Ni, потому что захват альфа-частиц становится медленнее, тогда как фотовыброс из более тяжелых ядер становится быстрее. Ядра, не относящиеся к альфа-частицам, также участвуют, используя множество реакций, подобных

36 Ар + нейтрон ⇌ 37 Ар + фотон

и его инверсия, которая устанавливает стационарное содержание изотопов, не являющихся альфа-частицами, где свободные плотности протонов и нейтронов также устанавливаются квазиравновесием. Однако содержание свободных нейтронов пропорционально и избытку нейтронов над протонами в составе массивной звезды; поэтому обилие 37 Ar, если использовать его в качестве примера, больше в выбросах недавних массивных звезд, чем в ранних звездах, состоящих только из H и He; поэтому 37 кл, к которому 37 Ar распадается после нуклеосинтеза и называется «вторичным изотопом».

Для краткости следующая стадия — сложная перестройка фоторасщепления и ядерное квазиравновесие, которого она достигает, — называется горением кремния .Горение кремния в звезде протекает через временную последовательность таких ядерных квазиравновесий, в которых содержание 28 Si медленно снижается, а 56 Ni медленно увеличивается. Это равносильно изменению ядерного изобилия 2 28 И ≫ 56 Ni, который можно рассматривать как перегорание кремния в никель («горение» в ядерном смысле).Вся последовательность горения кремния длится около суток в ядре сжимающейся массивной звезды и прекращается после 56 Ni стал доминирующим по содержанию. вызванное прохождением ударной волны сверхновой через горящую кремниевую оболочку, длится всего несколько секунд, но повышение температуры примерно на 50% вызывает яростное ядерное горение, которое становится основным фактором нуклеосинтеза в диапазоне масс 28–60 а.е.м. Окончательное взрывное горение , [1] [25] [26] [29]

После финала 56 На стадии Ni звезда больше не может выделять энергию посредством ядерного синтеза, поскольку ядро ​​с 56 нуклонами имеет наименьшую массу на нуклон среди всех элементов последовательности. Следующим шагом в цепочке альфа-частиц будет 60 Зн. Однако 60 Zn имеет немного большую массу на нуклон, чем 56 Ni, и, таким образом, потребовались бы термодинамические потери энергии , а не ее прирост , как это происходило на всех предыдущих стадиях ядерного горения.

56 Ni (который имеет 28 протонов) имеет период полураспада 6,02 дня и распадается через β. + распадаться на 56 Co (27 протонов), который, в свою очередь, имеет период полураспада 77,3 дня при распаде до 56 Fe (26 протонов). Однако для этого доступны только минуты. 56 Ni распадается в ядре массивной звезды.

Это устанавливает 56 Ni как наиболее распространенное из радиоактивных ядер, созданных таким образом. поздней сверхновой Его радиоактивность активизирует кривую блеска и открывает новаторские возможности для астрономии гамма-линий. [24] См. кривую блеска SN 1987A, чтобы узнать о последствиях этой возможности.

Клейтон и Мейер [28] недавно обобщили этот процесс еще дальше, назвав его машиной вторичной сверхновой , приписывая возрастающую радиоактивность, которая активирует проявления поздних сверхновых, накоплению возрастающей кулоновской энергии внутри квазиравновесных ядер, названных выше, когда квазиравновесия смещаются от первичного 28 Si в первую очередь 56 Ни. Видимые дисплеи питаются за счет распада избыточной кулоновской энергии.

Во время этой фазы сжатия ядра потенциальная энергия гравитационного сжатия нагревает внутреннюю часть примерно до трех миллиардов Кельвинов, что на короткое время поддерживает поддержку давления и препятствует быстрому сжатию ядра. Однако, поскольку никакая дополнительная тепловая энергия не может быть выработана посредством новых реакций синтеза, окончательное беспрепятственное сжатие быстро перерастает в коллапс, продолжающийся всего несколько секунд. В этот момент центральная часть звезды сжимается либо в нейтронную звезду , либо, если звезда достаточно массивна, в черную дыру .

Внешние слои звезды сдуваются в результате взрыва, вызванного движущейся наружу ударной волной сверхновой, известной как типа II сверхновая , проявления которой продолжаются от нескольких дней до месяцев. Выходящая часть ядра сверхновой может изначально содержать большую плотность свободных нейтронов, которые могут примерно за одну секунду, находясь внутри звезды, синтезировать примерно половину элементов во Вселенной, которые тяжелее железа, с помощью механизма быстрого захвата нейтронов. известный как r - процесс . См. ниже.

Синтезированные нуклиды

[ редактировать ]
Составное изображение сверхновой Кеплера , полученное с помощью снимков космического телескопа «Спитцер» , космического телескопа «Хаббл» и рентгеновской обсерватории «Чандра» .

Звезды с первоначальной массой примерно в восемь раз меньше солнечной никогда не развивают достаточно большое ядро, чтобы коллапсировать, и в конечном итоге они теряют свою атмосферу, превращаясь в белых карликов, стабильные охлаждающиеся сферы углерода, поддерживаемые давлением вырожденных электронов . Таким образом, нуклеосинтез внутри этих более легких звезд ограничивается нуклидами , которые были слиты в материале, расположенном над последним белым карликом. Это ограничивает их скромные выходы, возвращаемые в межзвездный газ, до углерода-13 и азота-14 , а также до изотопов тяжелее железа за счет медленного захвата нейтронов ( s -процесс ).

Однако значительное меньшинство белых карликов взорвется либо потому, что они находятся на двойной орбите со звездой-компаньоном, которая теряет массу из-за более сильного гравитационного поля белого карлика, либо из-за слияния с другим белым карликом. В результате получается белый карлик, который превышает свой предел Чандрасекара и взрывается как сверхновая типа Ia , синтезируя около солнечной массы радиоактивные вещества. 56 Изотопы Ni вместе с меньшими количествами других элементов пика железа . Последующий радиоактивный распад никеля на железо сохраняет оптическую яркость типа Ia в течение нескольких недель и создает более половины всего железа во Вселенной. [30]

Однако практически весь оставшийся звездный нуклеосинтез происходит в звездах, которые достаточно массивны, чтобы закончиться коллапсом ядра сверхновых . [29] [30] В массивной звезде перед сверхновой это включает горение гелия, горение углерода, горение кислорода и горение кремния. Большая часть этой энергии, возможно, никогда не покинет звезду, а вместо этого исчезнет в ее коллапсирующем ядре. Выброшенная энергия по существу расплавляется во время взрывного горения в последнюю секунду, вызванного ударной волной, вызванной коллапсом ядра . [1] До коллапса ядра синтез элементов между кремнием и железом происходит только в самых крупных звездах, и то в ограниченных количествах. Таким образом, нуклеосинтез многочисленных первичных элементов [31] определяемые как те, которые могли быть синтезированы в звездах, первоначально состоящих только из водорода и гелия (оставшихся после Большого взрыва), существенно ограничиваются нуклеосинтезом сверхновой с коллапсом ядра.

r -процесс нуклеосинтеза

[ редактировать ]
Основная статья: r-процесс
Версия таблицы Менделеева, указывающая основное происхождение элементов, обнаруженных на Земле. Все элементы, кроме плутония (элемент 94), созданы человеком.

Во время нуклеосинтеза сверхновых r -процесс создает очень богатые нейтронами тяжелые изотопы, которые после события распадаются до первого стабильного изотопа , тем самым создавая богатые нейтронами стабильные изотопы всех тяжелых элементов. Этот процесс захвата нейтронов происходит при высокой плотности нейтронов и в условиях высоких температур.

В r -процессе любые тяжелые ядра бомбардируются большим потоком нейтронов с образованием крайне нестабильных ядер, богатых нейтронами , которые очень быстро подвергаются бета-распаду с образованием более стабильных ядер с более высоким атомным номером и той же атомной массой . Плотность нейтронов чрезвычайно высока, около 10 22–24 нейтронов на кубический сантиметр.

Первоначальные расчеты развивающегося r -процесса, показывающие эволюцию расчетных результатов со временем, [32] также предположил, что распространенность r -процесса представляет собой суперпозицию различных флюенсов нейтронов . Малая флюенс дает первый пик содержания r -процесса около атомного веса A = 130 , но без актинидов , тогда как большая флюенс дает актиниды урана и тория , но больше не содержит пика содержания A = 130 . Эти процессы происходят за доли секунды до нескольких секунд, в зависимости от деталей. В сотнях последующих опубликованных статей использовался этот зависящий от времени подход. Единственная современная близкая сверхновая, 1987A , не выявила обогащения r -процесса. Современное мнение состоит в том, что продукты r -процесса могут быть выброшены одними сверхновыми, но поглощены другими как часть остаточной нейтронной звезды или черной дыры.

Совершенно новые астрономические данные о r -процессе были обнаружены в 2017 году , когда LIGO и Virgo гравитационно-волновые обсерватории обнаружили слияние двух нейтронных звезд , ранее вращавшихся вокруг друг друга . [33] Это может произойти, когда обе массивные звезды, находящиеся на орбите друг друга, станут сверхновыми с коллапсом ядра, оставив после себя остатки нейтронных звезд.

Локализация на небе источника гравитационных волн, излучаемых в результате коллапса орбит и слияния двух нейтронных звезд, создавшего черную дыру, но со значительной выброшенной массой высоконейтронизованной материи , позволила нескольким командам [34] [35] [36] обнаружить и изучить оставшийся оптический аналог слияния, найдя спектроскопические доказательства наличия материала r -процесса, выброшенного сливающимися нейтронными звездами.

Основная часть этого материала, по-видимому, состоит из двух типов: горячие синие массы высокорадиоактивного вещества r -процесса тяжелых ядер с меньшим массовым диапазоном ( A < 140 -процесса с более высоким массовым числом r ) и более холодные красные массы ядер ( A > 140 ), богатых актинидами (такими как уран, торий, калифорний и т. д.). Высвободившись из-под огромного внутреннего давления нейтронной звезды, этот богатый нейтронами сферический выброс [37] [38] расширяется и излучает обнаруженный оптический свет в течение примерно недели. Такая продолжительность светимости была бы невозможна без нагрева за счет внутреннего радиоактивного распада, который обеспечивается ядрами r -процесса вблизи точек их ожидания. Две различные области масс ( A <140 и A >140 ) для выходов r -процесса были известны со времени первых расчетов r -процесса, зависящих от времени. [32] Из-за этих спектроскопических особенностей утверждалось, что нуклеосинтез r -процесса в Млечном Пути мог быть в основном результатом выбросов нейтронных звезд, а не сверхновых. [39]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с д и Вусли, ЮВ; Арнетт, штат Вашингтон; Клейтон, Д.Д. (1973). «Взрывное горение кислорода и кремния». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 26 : 231–312. Бибкод : 1973ApJS...26..231W . дои : 10.1086/190282 . hdl : 2152/43099 . S2CID   222372611 .
  2. ^ Перейти обратно: а б с Арнетт, штат Вашингтон; Клейтон, Д.Д. (1970). «Взрывной нуклеосинтез в звездах». Природа . 227 (5260): 780–784. Бибкод : 1970Natur.227..780A . дои : 10.1038/227780a0 . ПМИД   16058157 . S2CID   38865963 .
  3. ^ Перейти обратно: а б См. рисунки 1, 3 и 4 в работе Arnett & Clayton (1970) и рис. 2, с. 241 в Вусли, Арнетт и Клейтон, 1973 г.
  4. ^ Перейти обратно: а б с Вусли, ЮВ; Уивер, Т. А. (1995). «Эволюция и взрыв массивных звезд. II. Взрывная гидродинамика и нуклеосинтез» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 101 : 181. Бибкод : 1995ApJS..101..181W . дои : 10.1086/192237 . Архивировано из оригинала 13 января 2023 г. Проверено 11 июля 2019 г.
  5. ^ Тилеманн, фр.-К.; Номото, К.; Хашимото, М.-А. (1996). «Сверхновые с коллапсом ядра и их выбросы». Астрофизический журнал . 460 : 408. Бибкод : 1996ApJ...460..408T . дои : 10.1086/176980 .
  6. ^ Перейти обратно: а б Хойл, Ф. (1946). «Синтез элементов из водорода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 106 (5): 343–383. Бибкод : 1946MNRAS.106..343H . дои : 10.1093/mnras/106.5.343 .
  7. ^ Перейти обратно: а б Хойл, Ф. (1954). «О ядерных реакциях, происходящих в очень горячих звездах. I. Синтез элементов от углерода до никеля». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 1 : 121. Бибкод : 1954ApJS....1..121H . дои : 10.1086/190005 .
  8. ^ Бербидж, Эмпайр ; Бербидж, Греция ; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
  9. ^ Клейтон, Д.Д. (2007). «Уравнение Хойла». Наука . 318 (5858): 1876–1877. дои : 10.1126/science.1151167 . ПМИД   18096793 . S2CID   118423007 .
  10. ^ См. Клейтон 2008 , с. 363, сноска 1
  11. ^ См . бумажную статью B²FH.
  12. ^ Финци, А.; Вольф, Р.А. (1967). «Сверхновые типа I» . Астрофизический журнал . 150 : 115. Бибкод : 1967ApJ...150..115F . дои : 10.1086/149317 .
  13. ^ Номото, Кен'Ичи (1980). «Модели белых карликов для сверхновых типа I и тихих сверхновых, а также эволюция предсверхновых». Обзоры космической науки . 27 (3–4): 563. Бибкод : 1980ССРв...27..563Н . дои : 10.1007/BF00168350 . S2CID   120969575 .
  14. ^ Номото, К.; Тилеманн, Ф.-К.; Ёкои, К. (1984). «Аккрецирующие модели белых карликов сверхновых I типа. III — Сверхновые с дефлаграцией углерода» . Астрофизический журнал . 286 : 644. Бибкод : 1984ApJ...286..644N . дои : 10.1086/162639 .
  15. ^ Клейтон, Дональд Д. (1983) [1968]. «Глава 6. Расчет звездной структуры» . Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN  9780226109534 . Архивировано из оригинала 13 января 2023 г. Проверено 30 марта 2022 г.
  16. ^ например Ибен, И. младший (1967). «Звездная эволюция. VI. Эволюция от Главной последовательности к ветви красных гигантов для звезд масс 1 M☉, 1,25 M☉ и 1,5 M☉ * ". Astrophysical Journal . 147 : 624. Bibcode : 1967ApJ...147..624I . doi : 10.1086/149040 . который содержит описание горения гелия.
  17. ^ Вусли, ЮВ; Уивер, Т. А. (1995). «Эволюция и взрыв массивных звезд. II. Взрывная гидродинамика и нуклеосинтез» (PDF) . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 101 : 181. Бибкод : 1995ApJS..101..181W . дои : 10.1086/192237 . Архивировано (PDF) из оригинала 13 января 2023 г. Проверено 24 июня 2021 г.
  18. ^ Тилеманн, фр.-К.; Номото, К.; Хашимото, М.-А. (1996). «Сверхновые с коллапсом ядра и их выбросы». Астрофизический журнал . 460 : 408. Бибкод : 1996ApJ...460..408T . дои : 10.1086/176980 .
  19. ^ Меззакаппа, Энтони (июнь 2020 г.). «На пути к реалистичным моделям коллапса ядра сверхновых: краткий обзор». Труды Международного астрономического союза . 16 (С362): 215–227. arXiv : 2205.13438 . дои : 10.1017/S1743921322001831 .
  20. ^ «Нейтрино как драйверы сверхновых» . www.mpg.de. ​26 июня 2017 г.
  21. ^ Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H . дои : 10.1086/375341 . S2CID   59065632 .
  22. ^ Клейтон, Д.Д.; Вусли, ЮВ (1974). «Термоядерная астрофизика» . Обзоры современной физики . 46 (4): 755–771. Бибкод : 1974РвМП...46..755С . дои : 10.1103/RevModPhys.46.755 . Архивировано из оригинала 13 января 2023 г. Проверено 18 февраля 2018 г.
  23. ^ Перейти обратно: а б Клейтон, Д.Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . стр. 519–524 . ISBN  0226109534 – через Archive.org.
  24. ^ Перейти обратно: а б Клейтон, Д.Д.; Колгейт, ЮАР; Фишман, Дж.Дж. (1969). «Гамма-линии от остатков молодых сверхновых» . Астрофизический журнал . 155 : 75. Бибкод : 1969ApJ...155...75C . дои : 10.1086/149849 . Архивировано из оригинала 13 января 2023 г. Проверено 4 ноября 2018 г.
  25. ^ Перейти обратно: а б Боданский, Д.; Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон (1968). «Нуклеосинтез при горении кремния» . Письма о физических отзывах . 20 (4): 161–164. Бибкод : 1968PhRvL..20..161B . дои : 10.1103/PhysRevLett.20.161 . Архивировано из оригинала 13 января 2023 г. Проверено 11 июля 2019 г.
  26. ^ Перейти обратно: а б Боданский, Д.; Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон (1968). «Ядерное квазиравновесие при горении кремния» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 16 : 299. Бибкод : 1968ApJS...16..299B . дои : 10.1086/190176 .
  27. ^ Клейтон, Д.Д. (1968). «Глава 7». Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета.
  28. ^ Перейти обратно: а б Клейтон, Д.Д.; Мейер, Б.С. (2016). «Вторичная машина сверхновой: гравитационное сжатие, запасенная кулоновская энергия и дисплеи SNII». Новые обзоры астрономии . 71 : 1–8. Бибкод : 2016НовыйAR..71....1C . дои : 10.1016/j.newar.2016.03.002 .
  29. ^ Перейти обратно: а б Клейтон, Д.Д. (2003). Справочник изотопов в космосе . Издательство Кембриджского университета .
  30. ^ Перейти обратно: а б Франсуа, П.; Маттеуччи, Ф.; Кайрел, Р.; Злоба, М.; Злоба, Ф.; Кьяппини, К. (2004). «Эволюция Млечного Пути с самых ранних этапов: ограничения звездного нуклеосинтеза». Астрономия и астрофизика . 421 (2): 613–621. arXiv : astro-ph/0401499 . Бибкод : 2004A&A...421..613F . дои : 10.1051/0004-6361:20034140 . S2CID   16257700 .
  31. ^ Клейтон, Д.Д. (2008). «Фред Хойл, первичный нуклеосинтез и радиоактивность». Новые обзоры астрономии . 52 (7–10): 360–363. Бибкод : 2008НовыйAR..52..360C . дои : 10.1016/j.newar.2008.05.007 .
  32. ^ Перейти обратно: а б Сигер, Пенсильвания; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д.Д. (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов путем нейтронного захвата» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 11 : 121–126. Бибкод : 1965ApJS...11..121S . дои : 10.1086/190111 . Архивировано из оригинала 28 апреля 2021 г. Проверено 11 июля 2019 г.
  33. ^ Эбботт, BP; и др. (2017). «GW170817: Наблюдение гравитационных волн от спирали двойной нейтронной звезды». Письма о физических отзывах . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Бибкод : 2017PhRvL.119p1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101 . ПМИД   29099225 . S2CID   217163611 .
  34. ^ Аркави, И.; и др. (2017). «Оптическое излучение килоновой звезды после слияния нейтронной звезды, обнаруженного с помощью гравитационных волн». Природа . 551 (7678): 64–66. arXiv : 1710.05843 . Бибкод : 2017Natur.551...64A . дои : 10.1038/nature24291 . S2CID   205261241 .
  35. ^ Пиан, Э.; и др. (2017). «Спектроскопическая идентификация r-процесса нуклеосинтеза при двойном слиянии нейтронных звезд». Природа . 551 (7678): 67–70. arXiv : 1710.05858 . Бибкод : 2017Natur.551...67P . дои : 10.1038/nature24298 . ПМИД   29094694 . S2CID   3840214 .
  36. ^ Смартт, С.Дж.; и др. (2017). «Килонова как электромагнитный аналог источника гравитационных волн». Природа . 551 (7678): 75–79. arXiv : 1710.05841 . Бибкод : 2017Natur.551...75S . дои : 10.1038/nature24303 . ПМИД   29094693 . S2CID   205261388 .
  37. ^ Снеппен, Альберт; Уотсон, Дарач; Баусвейн, Андреас; Просто, Оливер; Котак, Рубина; Накар, Эхуд; Познанский, Дови; Сим, Стюарт (февраль 2023 г.). «Сферическая симметрия в килоновой AT2017gfo/GW170817» . Природа . 614 (7948): 436–439. arXiv : 2302.06621 . Бибкод : 2023Natur.614..436S . дои : 10.1038/s41586-022-05616-x . ISSN   1476-4687 . ПМИД   36792736 . S2CID   256846834 .
  38. ^ «Что происходит, когда две нейтронные звезды сталкиваются? «Идеальный» взрыв» . Вашингтон Пост . ISSN   0190-8286 . Проверено 18 февраля 2023 г.
  39. ^ Касен, Д.; Мецгер, Б.; Барнс, Дж.; Кваерт, Э.; Рамирес-Руис, Э. (2017). «Происхождение тяжелых элементов при слиянии двойных нейтронных звезд в результате гравитационно-волнового события» . Природа . 551 (7678): 80–84. arXiv : 1710.05463 . Бибкод : 2017Природа.551...80К . дои : 10.1038/nature24453 . ПМИД   29094687 . S2CID   205261425 . Архивировано из оригинала 13 января 2023 г. Проверено 27 сентября 2018 г.

Другое чтение

[ редактировать ]
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Supernova_nucleosynthesis&oldid=1235357399"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 53fc9f112e5ecd20c49338c00bbab945__1721328240
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/53/45/53fc9f112e5ecd20c49338c00bbab945.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Supernova nucleosynthesis - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)