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 |