Введение
Производство элементов в взрыве сверхновой
Supernova nucleosynthesis is the nucleosynthesis of chemical elements in supernova explosions. In sufficiently massive stars, the nucleosynthesis by fusion of lighter elements into heavier ones occurs during sequential hydrostatic burning processes called helium burning, carbon burning, oxygen burning, and silicon burning, in which the byproducts of one nuclear fuel become, after compressional heating, the fuel for the subsequent burning stage. In this context, the word "burning" refers to nuclear fusion and not a chemical reaction. During hydrostatic burning these fuels synthesize overwhelmingly the alpha nuclides , nuclei composed of integer numbers of helium 4 nuclei. Initially, two helium 4 nuclei fuse into a single beryllium 8 nucleus. The addition of another helium 4 nucleus to the beryllium yields carbon 12, followed by oxygen 16, neon 20 and so on, each time adding 2 protons and 2 neutrons to the growing nucleus. A rapid final explosive burning is caused by the sudden temperature spike owing to passage of the radially moving shock wave that was launched by the gravitational collapse of the core. W. D. Arnett and his Rice University colleagues suggesting that the expected shock wave nucleosynthesis is an essential component of supernova nucleosynthesis. Together, shock wave nucleosynthesis and hydrostatic burning processes create most of the isotopes of the elements carbon , oxygen , and elements with (from neon to nickel). As a result of the ejection of the newly synthesized isotopes of the chemical elements by supernova explosions, their abundances steadily increased within interstellar gas. That increase became evident to astronomers from the initial abundances in newly born stars exceeding those in earlier born stars. Elements heavier than nickel are comparatively rare owing to the decline with atomic weight of their nuclear binding energies per nucleon, but they too are created in part within supernovae. Of greatest interest historically has been their synthesis by rapid capture of neutrons during the r process, reflecting the common belief that supernova cores are likely to provide the necessary conditions. However, newer research has proposed a promising alternative (see the r process below). The r process isotopes are approximately 100,000 times less abundant than the primary chemical elements fused in supernova shells above. Furthermore, other nucleosynthesis processes in supernovae are thought to be responsible also for some nucleosynthesis of other heavy elements, notably, the proton capture process known as the rp process, the slow capture of neutrons (s process) in the helium burning shells and in the carbon burning shells of massive stars, and a photodisintegration process known as the γ process (gamma process). The latter synthesizes the lightest, most neutron poor, isotopes of the elements heavier than iron from preexisting heavier isotopes.
Сверхновая нуклеосинтез – это нуклеосинтез химических элементов во взрывах сверхновых. В достаточно массивных звездах нуклеосинтез посредством слияния более легких элементов в более тяжелые происходит в ходе последовательных гидростатических процессов горения, называемых горением гелия, горением углерода, горением кислорода и горением кремния, в которых побочные продукты одного ядерного топлива становятся, после нагрева при сжатии, топливом для последующей стадии горения. В этом контексте слово "горение" относится к ядерному синтезу, а не к химической реакции. Во время гидростатического горения эти топлива синтезируют преимущественно альфа-нуклиды – ядра, состоящие из целых чисел ядер гелия-4. Первоначально два ядра гелия-4 сливаются в одно ядро бериллия-8. Добавление еще одного ядра гелия-4 к бериллию дает углерод-12, затем кислород-16, неон-20 и так далее, каждый раз добавляя 2 протона и 2 нейтрона к растущему ядру. Быстрое окончательное взрывное горение вызвано внезапным скачком температуры вследствие прохождения радиально движущейся ударной волны, которая была запущена гравитационным коллапсом ядра. У. Д. Арнетт и его коллеги из Университета Райса предположили, что ожидаемый нуклеосинтез ударной волны является существенным компонентом нуклеосинтеза сверхновой. Вместе нуклеосинтез ударной волны и гидростатические процессы горения создают большинство изотопов углерода, кислорода и элементов с (от неона до никеля). В результате выброса вновь синтезированных изотопов химических элементов при взрывах сверхновых их распространенность неуклонно возрастала в межзвездном газе. Это увеличение стало очевидным для астрономов, поскольку начальная распространенность в новорожденных звездах превышала распространенность в более старых звездах. Элементы тяжелее никеля относительно редки из-за уменьшения с увеличением атомной массы их энергий ядерного связывания на нуклон, но они также частично создаются в сверхновых. Исторически наибольший интерес представлял их синтез посредством быстрого захвата нейтронов в процессе r, что отражает распространенное мнение о том, что ядра сверхновых, вероятно, обеспечивают необходимые условия. Однако новые исследования предложили перспективную альтернативу (см. процесс r ниже). Изотопы, образованные в процессе r, примерно в 100 000 раз менее распространены, чем первичные химические элементы, синтезированные в оболочках сверхновых. Кроме того, считается, что другие процессы нуклеосинтеза в сверхновых ответственны также за синтез некоторых других тяжелых элементов, в частности, процесс захвата протонов, известный как процесс rp, медленный захват нейтронов (процесс s) в гелиевых оболочках горения и в углеродных оболочках горения массивных звезд, а также процесс фотодизинтеграции, известный как процесс γ (гамма-процесс). Последний синтезирует самые легкие, наиболее нейтронодефицитные изотопы элементов тяжелее железа из уже существующих более тяжелых изотопов.
Supernova nucleosynthesis is the nucleosynthesis of chemical elements in supernova explosions. In sufficiently massive stars, the nucleosynthesis by fusion of lighter elements into heavier ones occurs during sequential hydrostatic burning processes called helium burning, carbon burning, oxygen burning, and silicon burning, in which the byproducts of one nuclear fuel become, after compressional heating, the fuel for the subsequent burning stage. In this context, the word "burning" refers to nuclear fusion and not a chemical reaction. During hydrostatic burning these fuels synthesize overwhelmingly the alpha nuclides , nuclei composed of integer numbers of helium 4 nuclei. Initially, two helium 4 nuclei fuse into a single beryllium 8 nucleus. The addition of another helium 4 nucleus to the beryllium yields carbon 12, followed by oxygen 16, neon 20 and so on, each time adding 2 protons and 2 neutrons to the growing nucleus. A rapid final explosive burning is caused by the sudden temperature spike owing to passage of the radially moving shock wave that was launched by the gravitational collapse of the core. W. D. Arnett and his Rice University colleagues suggesting that the expected shock wave nucleosynthesis is an essential component of supernova nucleosynthesis. Together, shock wave nucleosynthesis and hydrostatic burning processes create most of the isotopes of the elements carbon , oxygen , and elements with (from neon to nickel). As a result of the ejection of the newly synthesized isotopes of the chemical elements by supernova explosions, their abundances steadily increased within interstellar gas. That increase became evident to astronomers from the initial abundances in newly born stars exceeding those in earlier born stars. Elements heavier than nickel are comparatively rare owing to the decline with atomic weight of their nuclear binding energies per nucleon, but they too are created in part within supernovae. Of greatest interest historically has been their synthesis by rapid capture of neutrons during the r process, reflecting the common belief that supernova cores are likely to provide the necessary conditions. However, newer research has proposed a promising alternative (see the r process below). The r process isotopes are approximately 100,000 times less abundant than the primary chemical elements fused in supernova shells above. Furthermore, other nucleosynthesis processes in supernovae are thought to be responsible also for some nucleosynthesis of other heavy elements, notably, the proton capture process known as the rp process, the slow capture of neutrons (s process) in the helium burning shells and in the carbon burning shells of massive stars, and a photodisintegration process known as the γ process (gamma process). The latter synthesizes the lightest, most neutron poor, isotopes of the elements heavier than iron from preexisting heavier isotopes.
Эра компьютерных моделей
Статьи Хойла (1946) и Хойла (1954) и B²FH (1957) были написаны этими учеными до наступления эпохи компьютеров. Они опирались на вычисления вручную, глубокие размышления, физическую интуицию и хорошее знание деталей ядерной физики. Несмотря на всю гениальность этих основополагающих работ, вскоре возникло отчуждение между этими учеными и молодым поколением, которое начало разрабатывать компьютерные программы, способные в конечном итоге выдавать численные решения для продвинутой эволюции звезд и протекающего в них нуклеосинтеза.
Причина
Сверхновая – это мощный взрыв звезды, происходящий по двум основным сценариям. Первый заключается в том, что белый карлик, являющийся остатком маломассивной звезды, исчерпавшей свое ядерное топливо, испытывает термоядерный взрыв после того, как его масса превышает предел Чандрасекара в результате аккреции массы ядерного топлива от более разреженной звезды-компаньона (обычно красного гиганта), с которой он находится в двойной системе. В результате неконтролируемого ядерного синтеза звезда полностью разрушается, и её масса выбрасывается в космос. Второй, и примерно в три раза более распространенный сценарий, возникает, когда массивная звезда (в 12–35 раз массивнее Солнца), как правило, сверхгигант в критический момент времени, достигает никеля-56 в процессе ядерного синтеза (или горения) в своём ядре. Без экзотермической энергии, выделяющейся при синтезе, ядро массивной звезды, предшествующей сверхновой, теряет тепло, необходимое для поддержания давления, и коллапсирует под действием сильного гравитационного притяжения. Передача энергии от коллапса ядра вызывает вспышку сверхновой. Изотоп никеля-56 обладает одной из самых высоких энергий связи на нуклон среди всех изотопов и, следовательно, является последним изотопом, синтез которого во время горения кремния высвобождает энергию посредством ядерного синтеза, экзотермически. Энергия связи на нуклон уменьшается для атомных масс, превышающих , завершая историю обеспечения звезды тепловой энергией за счёт ядерного синтеза. Тепловая энергия, высвобождаемая при ударе мантии сверхновой о полутвердое ядро, очень велика – около 10 эрг, что примерно в сто раз превышает энергию, высвобождаемую сверхновой в виде кинетической энергии выброшенной массы. Десятки исследовательских работ были опубликованы в попытке описать гидродинамику того, как этот небольшой процент падающей энергии передается на внешнюю мантию в условиях непрерывного падения вещества на ядро. Эта неопределенность сохраняется при полном описании сверхновых с коллапсом ядра. Ядерные реакции, в результате которых образуются элементы тяжелее железа, поглощают ядерную энергию и называются эндотермическими реакциями. Когда такие реакции преобладают, внутренняя температура, поддерживающая внешние слои звезды, падает. Поскольку внешняя оболочка больше не поддерживается радиационным давлением, гравитация звезды быстро втягивает её мантию внутрь. По мере коллапса звезды эта мантия яростно сталкивается с растущим несжимаемым звездным ядром, плотность которого почти равна плотности атомного ядра, создавая ударную волну, которая отражается наружу через несгоревший материал внешней оболочки. Повышение температуры, вызванное прохождением этой ударной волны, достаточно для инициирования синтеза в этом материале, часто называемого взрывным нуклеосинтезом. Энергия, переданная ударной волной, каким-то образом приводит к взрыву звезды, рассеивая синтезирующееся вещество в мантии над ядром в межзвездное пространство.
r-процесс нуклеосинтеза
Во время нуклеосинтеза сверхновой r-процесс создает очень богатые нейтронами тяжелые изотопы, которые после события распадаются до первого стабильного изотопа, тем самым формируя богатые нейтронами стабильные изотопы всех тяжелых элементов. Этот процесс захвата нейтронов происходит в условиях высокой плотности нейтронов и высокой температуры. В r-процессе любые тяжелые ядра подвергаются бомбардировке большим потоком нейтронов, формируя высоконестабильные, богатые нейтронами ядра, которые очень быстро претерпевают бета-распад, образуя более стабильные ядра с большим атомным номером и той же атомной массой. Плотность нейтронов чрезвычайно высока, около 10 нейтронов на кубический сантиметр. Первоначальные расчеты эволюционирующего r-процесса, показывающие изменение вычисленных результатов во времени, могут происходить, когда две массивные звезды, вращающиеся друг вокруг друга, становятся сверхновыми с коллапсом ядра, оставляя после себя остатки нейтронных звезд. Локализация на небе источника гравитационных волн, излучаемых при коллапсе орбиты и слиянии двух нейтронных звезд, приводящем к образованию черной дыры, но с выбросом значительной массы сильно нейтронизированного вещества, позволила нескольким группам обнаружить и изучить оставшийся оптический компонент слияния, обнаружив спектроскопические свидетельства вещества, образовавшегося в результате r-процесса и выброшенного сливающимися нейтронными звездами. Основная часть этого вещества, по-видимому, состоит из двух типов: горячих синих масс высокорадиоактивного вещества, образованного в r-процессе, с низким диапазоном масс тяжелых ядер (A < 140), и более холодных красных масс с более высоким массовым числом ядер, образованных в r-процессе (A > 140), богатых актинидами (такими как уран, торий, калифорний и т.д.). Когда эта, богатая нейтронами, сферическая оболочка освобождается от огромного внутреннего давления нейтронной звезды, она расширяется и излучает обнаруженный оптический свет в течение примерно недели. Такая продолжительность свечения была бы невозможна без нагрева, вызванного внутренним радиоактивным распадом, который обеспечивается ядрами, образованными в r-процессе, вблизи их точек ожидания. Два различных массовых диапазона (A < 140 и A > 140) для продуктов r-процесса были известны с момента первых расчетов r-процесса, зависящих от времени. Благодаря этим спектроскопическим особенностям было предположено, что нуклеосинтез в r-процессе в Млечном Пути, вероятно, происходит в основном в результате выбросов при слиянии нейтронных звезд, а не при взрывах сверхновых.