Ученые теоретически обосновали, что во внешних слоях быстровращающихся низкометалличных крупных звезд может протекать s-процесс, то есть относительно медленный захват нейтронов ядром. Это явление ответственно за появление примерно половины наблюдаемых во Вселенной элементов тяжелее железа и долго время считалось полноценно протекающим только в звездах асимптотической ветви гигантов и в некоторых других объектах в ослабленном виде. Оказывается, астрономы знали не о всех местах, где могут формироваться подходящие условия для синтеза наиболее тяжелых элементов в s-процессе, пишут ученые в препринте на arXiv.org.
В ранней Вселенной из первичной кварк-глюонной плазмы сформировались водород, гелий и следовые количества лития. Все более тяжелые элементы образовались позже в звездах и других связанных с ними процессах. Основным путем синтеза является термоядерное горение в недрах светил, которое для достаточно массивных объектов протекает вплоть до железа — элемента с одним из наибольших значений удельной связи на нуклон.
Ядра тяжелее железа получаются в s- и r-процессах. Оба они связаны с поглощениями нейтронов и отличаются только темпом взаимодействия с частицами, что, однако, может приводить к разным результатам. Зачастую добавление нейтрона в ядро делает его нестабильным относительно β-распада — превращения нейтрона в протон, электрон и антинейтрино. Если частота поглощений невелика и времени между появлениями нейтронов достаточно для распада, то говорят о медленном s-процессе. Если же поток нейтронов настолько велик, что ядро не успевает претерпеть распад, а иногда поглощает сразу несколько нейтронов, то говорят о быстром r-процессе.
Режимы поглощения нейтронов отличаются не только характерной скоростью, но и местами протекания, так как требуют разных условий. В частности, до недавнего времени не было полной ясности относительно r-процесса, но исследование слияния нейтронных звезд подтвердило гипотезу, согласно которой именно в таких местах рождаются наиболее тяжелые элементы. Однако в будущем не исключено обнаружение новых мест с подходящими условиями.
Также астрофизики давно установили, что основное место протекания s-процесса — оболочки звезд с массами от 1 до 3 солнечных на стадии асимптотической ветви гигантов (АВГ). Этот этап эволюции характерен для конца эволюции всех звезд малых и средних масс. Такие светила выглядят большими и яркими, но с относительно холодной поверхностью. Их ядро состоит преимущественно из углерода и кислорода и почти не проявляет активности, так как для протекания дальнейших реакций синтеза не хватает температуры. Вместе с тем над ядром продолжается горение гелия и водорода в расположенных на разной глубине слоевых источниках.
У звезд на стадии АВГ s-процесс порождает элементы вплоть до висмута-209. Считается, что менее эффективный s-процесс может идти в слоевых источниках у массивных (более 10 солнечных) звезд с относительно высокой начальной металличностью, то есть концентрацией всех элементов тяжелее гелия к водороду. Также предложено еще несколько дополнительных комбинаций эволюционных этапов и начальных параметров, создающих подходящие условия, но модели показывают, что во всех этих случаях верхняя граница массы ядра составляет около 90.
В работе астрофизиков из Индии, Австралии и Китая под руководством Проджвала Банержи (Projjwal Banerjee) из Индийского института технологий в Палгхате описывается новая комбинация параметров звезды, в которой может протекать полноценный s-процесс. Ученые пишут, что подходящими свойствами обладают внешние слои быстровращающихся массивных звезд с малой металличностью.
Согласно расчетам авторов, выше критического значения скорости вращения внутренности звезды так хорошо перемешиваются, что она эволюционирует в режиме химической квазиоднородности. В таком случае после исчерпания водорода и начала горения гелия с получением углерода-12 ядро становится конвективным, то есть в нем возникают радиальные течения, обеспечивающие большую часть переноса энергии. Эти движения выносят углерод-12 в зону лучистого переноса, где энергия переносится электромагнитными волнами. В этих слоях, расположенных достаточно далеко от ядра, по-прежнему остается некоторая концентрация протонов и устанавливаются подходящие условия для их реакции с углеродом, поэтому после дополнительной реакции электронного захвата получается изотоп углерода с массой 13. Часть этого изотопа обратно захватывается ядром звезды, где в реакции с альфа-частицей рождает кислород и свободный нейтрон.
Астрофизики показывают, что при благоприятных параметрах возникает значительный поток нейтронов, достаточный для поддержания полноценного s-процесса на протяжении почти всего этапа горения гелия в ядре. Ученые приходят к выводу, таким образом получается все обычные для s-процесса тяжелые элементы вплоть до свинца.
Также исследователи сравнивают получающиеся у них соотношения элементов с известными низкометалличными, но богатыми углеродом звездами. Обычно такие светила считаются сформировавшимися в ранней Вселенной, поэтому в случае не очень большой массы по ним можно исследовать соотношение элементов в прошлом. Новая работа показывает, что это может быть не так, так как в подобных звездах близко к поверхности могли синтезироваться тяжелые элементы.
Мы в отдельном материале писали откуда берутся тяжелые металлы во Вселенной. Также в прошлом году астрономы нашли одну из самых неметалличных звезд. О звездной эволюции и разнообразии судеб светил мы писали в тексте «Как стать звездой».
Уважаемый посетитель, Вы зашли на сайт как незарегистрированный пользователь. Чтобы писать комментарии Вам необходимо зарегистрироваться либо войти на сайт под своим именем.
» Информация
Посетители, находящиеся в группе Гости, не могут оставлять комментарии к данной публикации. Зарегистрируйтесь на портале чтобы оставлять комментарии
Материалы предназначены только для ознакомления и обсуждения. Все права на публикации принадлежат их авторам и первоисточникам. Администрация сайта может не разделять мнения авторов и не несет ответственность за авторские материалы и перепечатку с других сайтов. Ресурс может содержать материалы 16+
