На главную книги, на страницу текущей главы

НУКЛЕОСИНТЕЗ В СВЕРХНОВЫХ.
КОНЕЧНЫЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД

Материал с сайта Псковского государственного Универститета http://pskgu.ru/

прямая ссылка на страницу книги: http://pskgu.ru/ebooks/inukw10.htm

Механизм потери массы сверхновой играет существенную роль в выбросе элементов, образовавшихся в процессе эволюции, в межзвездное пространство. Если после взрыва сохраняется большая часть массы звезды, в межзвездное пространство выбрасываются лишь внешние слои сверхновой, состоящие преимущественно из легких элементов - водорода и гелия. Наряду с этими элементами будут выброшены также более тяжелые элементы, образовавшиеся в результате взрывного нуклеосинтеза в короткий интервал времени взрыва сверхновой. Внутренние слои звезды при этом не затрагиваются и поэтому элементы, образовавшиеся в результате горения в условиях термодинамического равновесия на спокойной стадии эволюции звезды, остаются внутри звезды.

Если же в результате взрыва сверхновой в межзвездное пространство выбрасывается значительная масса звезды, то содержание выброшенных элементов будет в большей мере отражать относительное содержание различных элементов, образовавшихся в условиях термодинамического горения звезды, вплоть до стадии, предшествующей взрыву сверхновой.
    Современные данные пока не дают убедительных доказательств в пользу одной из точек зрения. Механизм взрыва сверхновых II нуждается в дальнейшем уточнении.
    Конечные стадии эволюции звезд после того, как они проходят последовательность реакций ядерного синтеза, зависят от массы звезды. Как уже отмечалось, массивные звезды (с массой значительно превышающей солнечную), в центральной части которых последовательно осуществляются все возможные ядерные реакции синтеза вплоть до образования элементов группы железа, взрываются затем как сверхновые с формированием плотного нейтронного ядра и выбросом наружных слоев в межзвездное пространство. На месте сверхновой остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра в зависимости от конечной массы.
    Звезды, массы которых недостаточны, чтобы они завершили свою жизнь как сверхновые, после окончания ядерных реакций будут постепенно остывать. В зависимости от величины конечной массы такие звезды могут превратиться либо в белый карлик, либо в нейтронную звезду.

В части звездного вещества, расположенной в области M < 2.3M , температура в момент взрыва сверхновой повышается настолько, что создаются условия для протекания взрывного нуклеосинтеза, в результате чего в течение нескольких минут происходит перераспределение элементного состава этой области звезды (рис. 37). Вещество остальной части звезды (M > 2.3M ) выбрасывается в межзвездное пространство без изменения химического состава.
    Результаты взрывного нуклеосинтеза представлены в табл. 11 и на рис. 38. На рис. 38 детально сравнивается содержание элементов, образующихся во взрывном нуклеосинтезе и выбрасываемых в межзвездное пространство, с содержанием элементов в Солнечной системе.

Таблица 11

Распределение синтезированных ядер по массе (вещество, выброшенное звездой
массой 25M населения I)

Ядра

Область звезды, M

Доля по массе

I

II

III

1H

9.5 – 25

0.381

4He

7.1 – 25

0.362

12C

2.0 - 9.3

3.2·10-2

13C

9.3 – 25

3.7·10-5

14C а,б

7.1 - 9.3

1.3·10-6

14N

9.3 – 25

3.4·10-3

15N

9.7 – 25

1.9·10-6

16O

1.9 - 9.2

1.2·10-1

17O

9.3 – 25

3.5·10-5

18O

7.1 - 9.3

3.0·10-4

18F

7.1 - 9.3

9.3·10-7

20Ne

2.1 - 6.7

5.7·10-2

21Ne

2.1 - 7.0

8.1·10-5

22Ne

6.8 - 9.3

1.6·10-3

22Na б

2.1 - 6.7

9.9·10-7

23Na

2.1 - 6.7

1.9·10-3

24Mg

1.9 - 6.7

1.2·10-2

25Mg

2.1 - 7.1

1.4·10-3

26Mg

2.1 - 7.1

1.9·10-3

26Al б

2.0 - 6.7

8.7·10-7

27Al

1.9 - 6.7

1.9·10-3

28Si

1.8 - 6.7

5.0·10-3

29Si

1.9 - 6.7

2.1·10-4

30Si

1.9 - 6.7

2.3·10-4

31P

1.9 - 6.7

5.3·10-5

32S

1.8 - 2.1

1.5·10-3

33S

1.8 - 2.1

8.4·10-6

34S

1.8 - 2.1

7.6·10-5

36S

2.1 - 7.1

2.0·10-6

35Cl

1.8 - 2.1

7.1·10-6

36Cl б

1.9 - 9.3

7.0·10-8

37Cl

2.2 - 7.1

1.1·10-5

36Ar

1.8 - 2.1

2.4·10-4

37Ar б

1.8 - 2.1

2.1·10-7

38Ar

1.8 - 7.1

4.1·10-5

40Ar

2.1 - 7.1

1.1·10-6

39K

1.8 - 1.9; 2.0 - 7.1

5.6·10-6

40K

2.0 - 2.3; 6.8 - 9.3

4.4·10-8

41K

2.1 - 7.1

7.3·10-7

40Ca

1.5 - 1.9

1.9·10-4

42Ca

1.9 - 7.1

1.2·10-6

43Ca

2.1 - 7.1

3.4·10-7

44Ca б

1.5 - 1.9; 2.1 - 7.1

6.0·10-6

46Ca

2.1 - 6.7

9.3·10-9

48Ca

-

1.3·10-7

45Sc

2.0 - 7.1

1.7·10-7

44Ti б

1.5 - 1.9

4.0·10-6

46Ti

1.8 -7.1

5.1·10-7

47Ti г

1.9 - 7.1

2.9·10-7

48Ti в

1.5 - 1.8

1.2·10-5

49Ti

2.1 - 7.1

5.4·10-7

50Ti

2.1 - 7.1

7.6·10-7

50V

1.9 - 7.1

2.2·10-9

51V

1.9 - 7.1

5.3·10-7

50Cr

1.8 - 1.9

3.9·10-6

52Cr в

1.5 - 1.8

6.1·10-5

53Cr в

1.7 - 1.8

5.8·10-6

54Cr

2.1 - 7.1

1.6·10-6

55Mn в

1.7 - 1.8

2.6·10-5

54Fe

1.7 - 1.8

2.7·10-4

56Fe б

1.5 - 1.8

8.9·10-3

57Fe в

1.5 - 1.8

4.4·10-4

58Fe

2.1 - 7.1

7.3·10-5

59Co г

1.9 - 7.1

2.5·10-5

56Ni б

1.5 - 1.8

8.1·10-3

58Ni

1.5 - 1.8

2.0·10-3