Сверхновая нуклеосинтез является нуклеосинтезом из химических элементов в сверхновых взрывах.
В достаточно массивных звезд, нуклеосинтез путем слияния легких элементов в более тяжелые происходит во время последовательных гидростатических процессов горения называемых горение гелия , сжигание углерода , сжигание кислорода и сжигания кремния , в которых побочные продукты одного ядерного топлива стали, после компрессионного нагрева, топливо для последующей стадии горения. В этом контексте слово «горение» относится к ядерному синтезу, а не к химической реакции.
Во время гидростатического сжигания эти виды топлива синтезируют преимущественно продукты с альфа-ядрами ( A = 2 Z ). Быстрое окончательное взрывное горение [1] вызвано внезапным скачком температуры из-за прохождения радиально движущейся ударной волны, вызванной гравитационным коллапсом активной зоны. У. Д. Арнетт и его коллеги из Университета Райса [2] [1] продемонстрировали, что окончательное ударное горение будет синтезировать изотопы, не являющиеся альфа-ядрами, более эффективно, чем гидростатическое горение, [3] [4]предполагая, что ожидаемый ударно-волновой нуклеосинтез является важным компонентом нуклеосинтеза сверхновой. Вместе процессы ударно-волнового нуклеосинтеза и гидростатического горения создают большую часть изотопов элементов углерода ( Z = 6 ), кислорода ( Z = 8 ) и элементов с Z = 10–28 (от неона до никеля ). [4] [5] В результате выброса вновь синтезированных изотопы этих химических элементов при взрывах сверхновых, их распространенность неуклонно возрастает в пределах межзвездного газа. Это увеличение стало очевидным для астрономов из-за того, что первоначальное содержание новорожденных звезд превышало таковое в ранее рожденных звездах.
Элементы тяжелее никеля сравнительно редки из-за уменьшения с атомным весом их ядерной энергии связи на нуклон, но они тоже частично создаются в сверхновых. Исторически наибольший интерес представлял их синтез путем быстрого захвата нейтронов во время r- процесса , что отражает общее убеждение, что ядра сверхновых могут обеспечить необходимые условия. Но см. R -процесс ниже, чтобы увидеть недавно обнаруженную альтернативу. В R -Process изотопы примерно в 100000 раз меньше , чем в изобилии первичных химических элементов , слитых в оболочках сверхновых выше. Кроме того, другие процессы нуклеосинтеза в сверхновых , как полагают, также нести ответственность за какой - то нуклеосинтеза других элементов тяжелых, в частности, то протон процесс захвата известный как р.п. -процесса , медленного захвата нейтронов ( ы -Process ) в гелиевых сжигания оболочек и в углеродсодержащих сжигание оболочек массивных звезд, и фоторасщепления процесс , известный как гамма -Process (гамма-процесса). Последний синтезирует самые легкие, наиболее бедные нейтронами изотопы элементов тяжелее железа из уже существующих более тяжелых изотопов.
История
В 1946 году Фред Хойл предположил, что элементы тяжелее водорода и гелия будут производиться путем нуклеосинтеза в ядрах массивных звезд. [6] Ранее считалось, что элементы, которые мы видим в современной Вселенной, были в значительной степени произведены во время ее формирования. В то время природа сверхновых была неясна, и Хойл предположил, что эти тяжелые элементы распространяются в космосе из-за вращательной нестабильности. В 1954 году теория нуклеосинтеза тяжелых элементов в массивных звездах была усовершенствована и объединена с более глубоким пониманием сверхновых для расчета содержания элементов от углерода до никеля. [7] Ключевые элементы теории включали: предсказание возбужденного состояния в ядре 12 C, которое позволяет тройному альфа-процессу резонансно гореть до углерода и кислорода; термоядерные последствия сжигания углерода с синтезом Ne, Mg и Na; и сжигание кислорода с синтезом Si, Al и S. Было предсказано, что сжигание кремния произойдет как последняя стадия ядерного синтеза в массивных звездах, хотя ядерная наука еще не могла точно рассчитать, как это сделать. [6] Он также предсказал, что коллапс эволюционировавших ядер массивных звезд был «неизбежен» из-за их растущей скорости потери энергии нейтрино и что в результате взрывы произведут дальнейший нуклеосинтез тяжелых элементов и выбросят их в космос. [7]
В 1957 г. статья авторов Э. М. Бербиджа , Г. Р. Бербиджа , У. А. Фаулера и Хойла расширила и уточнила теорию и получила широкое признание. [8] Она стала известна как статья B 2 FH или BBFH по инициалам ее авторов. Более ранние статьи оставались безвестными на десятилетия после того, как более известная статья B 2 FH не приписывала исходное описание Хойла нуклеосинтеза в массивных звездах. Дональд Д. Клейтон приписал эту неясность также статье Хойла 1954 года, описывающей его ключевое уравнение только на словах [9], и отсутствию тщательного обзора Хойлом черновика B 2 FH соавторами, которые сами недостаточно изучили статью Хойла. [10] Во время дискуссий 1955 года в Кембридже со своими соавторами при подготовке первого проекта B2FH в 1956 году в Пасадене [11] скромность Хойла помешала ему обратить внимание на великие достижения его теории 1954 года.
Спустя тринадцать лет после публикации B2FH У. Д. Арнетт и его коллеги [2] [1] продемонстрировали, что окончательное горение в проходящей ударной волне, вызванной коллапсом ядра, может синтезировать изотопы, не являющиеся альфа-частицами, более эффективно, чем может быть гидростатическое горение [3]. ] [4], предполагая, что взрывной нуклеосинтез является важным компонентом нуклеосинтеза сверхновой. Ударная волна, отразившаяся от коллапса вещества на плотное ядро, если она достаточно сильная, чтобы привести к выбросу массы из мантии сверхновых, обязательно будет достаточно сильной, чтобы обеспечить внезапный нагрев оболочек массивных звезд, необходимый для взрывного термоядерного горения в мантии. . Понимание того, как эта ударная волна может достичь мантии при продолжающемся падении на нее, стало теоретической трудностью. Наблюдения за сверхновыми показали, что это должно произойти
Белые карлики были предложены в качестве возможных предков некоторых сверхновых в конце 1960-х годов [12], хотя хорошее понимание механизма и вовлеченного нуклеосинтеза не развивалось до 1980-х годов. [13] Это показало, что сверхновые типа Ia выбросили очень большое количество радиоактивного никеля и меньшее количество других элементов с пиком железа, причем никель быстро распался на кобальт, а затем на железо. [14]
Эпоха компьютерных моделей
Работы Хойла (1946) и Хойла (1954) и B2FH (1957) были написаны этими учеными до наступления эры компьютеров. Они полагались на ручные вычисления, 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 конструировать компьютерные программы [15] , которые в конечном итоге дадут численные ответы на продвинутую эволюцию звезд [16] и нуклеосинтез внутри них. [17] [18]
Причина
Сверхновая - это сильный взрыв звезды, который происходит по двум основным сценариям. Во - первых, что белый карлик звезда , которая является остатком низкой массовой звезды, исчерпала ядерное топливо, подвергается термоядерного взрыва после того, как ее масса увеличивается за ее предела чандрасекаровского от аккрецирующего массы ядерного топлива с более диффузным спутником звезда (обычно красный гигант ), с которой она находится на двойной орбите. Возникший в результате убегающий нуклеосинтез полностью разрушает звезду и выбрасывает ее массу в космос. Второй и примерно в три раза более распространенный сценарий имеет место, когда массивная звезда (в 12–35 раз массивнее Солнца), обычно сверхгигант в критический момент, достигает никеля-56 в процессе ядерного синтеза (или горения) ядра . Без экзотермической энергии от термоядерного синтеза ядро массивной звезды перед сверхновой теряет тепло, необходимое для поддержания давления, и коллапсирует из-за сильного гравитационного притяжения. Передача энергии от коллапса ядра вызывает появление сверхновой. [19]
Никель-56 изотоп имеет один из самых больших энергий связи на нуклон всех изотопов, и поэтому последний изотоп синтез которых в ходе основного кремния горения высвобождает энергию путем ядерного синтеза , экзотермически . Энергия связи на нуклон уменьшается для атомного веса тяжелее A = 56 , завершая историю термоядерного синтеза по передаче тепловой энергии звезде. Тепловая энергия, выделяемая при столкновении падающей мантии сверхновой звезды с полутвердым ядром, очень велика, около 10 53 эрг, что примерно в сто раз больше энергии, выделяемой сверхновой, как кинетическая энергия выброшенной ею массы. Десятки исследовательских работ были опубликованы в попытке описать гидродинамику того, как этот небольшой процент падающей энергии передается вышележащей мантии перед лицом непрерывного падения на ядро. Эта неопределенность остается в полном описании сверхновых с коллапсом ядра. [ необходима цитата ]
Реакции ядерного синтеза, которые производят элементы тяжелее железа, поглощают ядерную энергию и считаются 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 ядром звезды, которое имеет плотность почти такую же, как атомное ядро, создавая ударную волну, которая отскакивает наружу через расплавленный материал внешней оболочки. Повышение температуры при прохождении этой ударной волны достаточно, чтобы вызвать слияние в этом материале, часто называемое взрывным нуклеосинтезом . [2] [20] Энергия, выделяемая ударной волной, каким-то образом приводит к взрыву звезды, рассеивая расплавляющееся вещество в мантии над ядром в межзвездное пространство .
Сжигание кремния
После того, как звезда завершает процесс сжигания кислорода , ее ядро состоит в основном из кремния и серы. [21] Если он имеет достаточно большую массу, он продолжает сжиматься, пока его ядро не достигнет температуры в диапазоне 2,7–3,5 миллиарда кельвинов (230–300 кэВ ). При этих температурах кремний и другие изотопы испытывают фотоэмиссию нуклонов под действием энергетических тепловых фотонов (γ), выбрасывающих, в частности, альфа-частицы ( 4 He). [21] Ядерный процесс горения кремния отличается от более ранних стадий синтеза нуклеосинтеза тем, что он влечет за собой баланс между захватами альфа-частиц и их обратным фотоэжектором, который устанавливает содержание всех элементов альфа-частиц в следующей последовательности, в которой каждая альфа-частица Показанному захвату противостоит его обратная реакция, а именно фотоэмиссия альфа-частицы многочисленными тепловыми фотонами:
28 Si + 4 Он ⇌ 32 ю.ш. + γ; 32 ю.ш. + 4 Он ⇌ 36 Ar + γ; 36 Ar + 4 Он ⇌ 40 Ca + γ; 40 Ca + 4 Он ⇌ 44 Ti + γ; 44 Ti + 4 Он ⇌ 48 Кр + γ; 48 Кр + 4 Он ⇌ 52 Fe + γ; 52 Fe + 4 Он ⇌ 56 Ni + γ; 56 Ni + 4 Он ⇌ 60 Zn + γ.
Ядра альфа-частиц 44 Ti и более массивные 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 радиоактивность после сверхновой стала очень важной для появления гамма-лучевой астрономии. [22]
В этих физических условиях быстрых противоположных реакций, а именно захвата альфа-частиц и фотоэмиссии альфа-частиц, содержания не определяются сечениями захвата альфа-частиц; скорее они определяются значениями, которые изобилие должны принимать, чтобы уравновесить скорости быстрых токов встречных реакций. Каждое изобилие принимает постоянное значение, которое обеспечивает этот баланс. Эта картина называется ядерным квазиравновесием . [23] [24] [25] Многие компьютерные расчеты, например [26] с использованием численных скоростей каждой реакции и их обратных реакций, показали, что квазиравновесие не является точным, но хорошо характеризует вычисленные содержания. Таким образом, квазиравновесная картина представляет собой понятную картину того, что происходит на самом деле. Это также заполняет неопределенность теории Хойла 1954 года. Квазиравновесное накопление прекращается после 56 Ni, потому что захват альфа-частиц становится медленнее, тогда как фотоэмиссия от более тяжелых ядер ускоряется. Ядра, не являющиеся альфа-частицами, также участвуют, используя множество реакций, подобных 36 Ar + нейтрону ⇌ 37 Ar + фотону и его обратной, которые устанавливают стационарные содержания изотопов не-альфа-частиц, где свободные плотности протонов и нейтронов также устанавливаются квазиравновесием. Однако обилие свободных нейтронов также пропорционально избытку нейтронов над протонами в составе массивной звезды; поэтому содержание 37 Ar, если использовать его в качестве примера, больше в выбросах от недавних массивных звезд, чем от выбросов от ранних звезд только H и He; поэтому 37 Cl, до которого 37 Ar распадается после нуклеосинтеза, называют «вторичным изотопом». Горение кремния в звезде прогрессирует через временную последовательность таких ядерных квазиравновесий, в которых содержание 28 Si медленно уменьшается, а содержание 56 Ni медленно увеличивается. Это составляет изменение содержания ядер 2 28 Si ≫ 56 Ni, которое можно представить как сжигание кремния до никеля в ядерном смысле. В интересах экономии фоторасщепляющаяся перестройка и достигаемое ею ядерное квазиравновесие называется горением кремния . Вся последовательность сжигания кремния длится около одного дня в ядре сжимающейся массивной звезды и прекращается после того, как 56 Ni становится преобладающим содержанием. Окончательное взрывное горение, возникающее при прохождении ударной волны сверхновой через горящую кремний оболочку, длится всего несколько секунд, но ее повышение температуры примерно на 50% вызывает неистовое ядерное горение, которое становится основным фактором нуклеосинтеза в диапазоне масс 28–60. [1] [23] [24] [27] Звезда больше не может выделять энергию посредством ядерного синтеза, потому что ядро с 56 нуклонами имеет самую низкую массу на нуклон из всех элементов в последовательности. Следующим шагом в цепочке альфа-частиц будет 60 Zn, который имеет немного большую массу на нуклон и, следовательно, менее термодинамически выгоден. 56 Ni (который имеет 28 протонов) имеет период полураспада 6,02 дня и распадается в результате β + -распада до 56 Co (27 протонов), который, в свою очередь, имеет период полураспада 77,3 дня при распаде до 56 Fe (26 протонов). ). Однако для распада 56 Ni в ядре массивной звезды доступны всего несколько минут . Это делает 56 Ni самым распространенным из радиоактивных ядер, созданных таким образом. Его радиоактивность возбуждает кривую блеска поздних сверхновых и создает прорывные возможности для гамма-астрономии. [22] См. Кривую блеска SN 1987A после этой возможности. Клейтон и Мейер [26] недавно еще больше обобщили этот процесс с помощью того, что они назвали вторичной машиной сверхновых , приписав возрастающую радиоактивность, которая возбуждает последние проявления сверхновых, накоплению увеличивающейся кулоновской энергии в квазиравновесных ядрах, названных выше как сдвиг квазиравновесия. от преимущественно 28 Si до преимущественно 56 Ni. Видимые дисплеи питаются от распада этой 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 давлением и препятствует быстрому сжатию ядра. Однако, поскольку никакая дополнительная тепловая энергия не может быть произведена в результате новых реакций синтеза, окончательное беспрепятственное сжатие быстро перерастает в коллапс, продолжающийся всего несколько секунд. Центральная часть звезды теперь раздроблена либо на нейтронную звезду, либо, если звезда достаточно массивна, на черную дыру . Внешние слои звезды сдуваются в результате взрыва, вызванного движущейся наружу ударной волной сверхновой, известной как сверхновая типа II , которая проявляется от нескольких дней до нескольких месяцев. Улетевшая часть ядра сверхновой может изначально содержать большую плотность свободных нейтронов, которые могут синтезировать примерно за одну секунду, находясь внутри звезды, примерно половину элементов во Вселенной, которые тяжелее железа, с помощью механизма быстрого захвата нейтронов. известный как r -процесс . См. ниже.
Синтезированные нуклиды
Звезды с начальной массой примерно в восемь раз больше Солнца, никогда не развивают достаточно большое ядро, чтобы коллапсировать, и в конечном итоге теряют свою атмосферу, превращаясь в белых карликов, стабильных охлаждающих сфер из углерода, поддерживаемых давлением вырожденных электронов . Таким образом, нуклеосинтез внутри этих более легких звезд ограничен нуклидами, которые были слиты в материале, расположенном над последним белым карликом. Это ограничивает их скромные выходы, возвращаемые в межзвездный газ, углеродом-13 и азотом-14, а также изотопами тяжелее железа за счет медленного захвата нейтронов ( s- процесс ).
Однако значительная часть 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 радиоактивных изотопов 56 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. [28]
Однако практически весь остаток звездного нуклеосинтеза происходит в звездах, достаточно массивных, чтобы закончиться коллапсом ядра сверхновой . [27] [28] В массивной звезде перед сверхновой это включает горение гелия, сжигание углерода, сжигание кислорода и сжигание кремния. Большая часть этого урожая может никогда не покинуть звезду, а вместо этого исчезнет в ее сжатом ядре. Выбрасываемая мощность существенно сглаживается взрывным горением в последнюю секунду, вызванным ударной волной, вызванной коллапсом активной зоны . [1] До коллапса ядра слияние элементов кремния и железа происходит только в самой большой из звезд, и то в ограниченных количествах. Таким образом, нуклеосинтез многочисленных первичных элементов [29], определенных как те, которые могли быть синтезированы в звездах, изначально состоявшие только из водорода и гелия (оставшихся после Большого взрыва), по существу ограничивается нуклеосинтезом сверхновой с коллапсом ядра.
Г -процесса
Во время нуклеосинтеза сверхновой r -процесс создает очень богатые нейтронами тяжелые изотопы, которые после события распадаются на первый стабильный изотоп , тем самым создавая богатые нейтронами стабильные изотопы всех тяжелых элементов. Этот процесс захвата нейтронов происходит при высокой плотности нейтронов в условиях высоких температур. В r-процессе любые тяжелые ядра бомбардируются большим потоком нейтронов с образованием очень нестабильных ядер, богатых нейтронами, которые очень быстро претерпевают бета-распад с образованием более стабильных ядер с более высоким атомным номером и такой же атомной массой . Плотность нейтронов чрезвычайно высока, около 10 22-24 нейтронов на кубический сантиметр. Первый расчет развивающегося r- процесса, показывающий эволюцию результатов вычислений во времени, [30] также предположил, что распространенность r- процесса является суперпозицией различных флюенсов нейтронов . Малый флюенс дает первый пик содержания r- процесса около атомного веса A = 130, но не дает актинидов , тогда как большой флюенс дает актиниды урана и тория, но больше не содержит пика содержания A = 130 . Эти процессы происходят от долей секунды до нескольких секунд, в зависимости от деталей. Сотни последующих опубликованных статей использовали этот зависимый от времени подход. Единственная современная близкая сверхновая, 1987A , не обнаружила обогащения r -процессом. Современное мышление состоит в том, что выход r- процесса может быть выброшен из одних сверхновых, но поглощен другими как часть остаточной нейтронной звезды или черной дыры.
Совершенно новые астрономические данные о r-процессе были обнаружены в 2017 году, когда гравитационно-волновые обсерватории LIGO и Virgo обнаружили слияние двух нейтронных звезд , которые ранее вращались вокруг друг друга. [31] Это может произойти, когда обе массивные звезды на орбите друг друга станут сверхновыми с коллапсом ядра, оставив остатки нейтронных звезд. Каждый мог «услышать» воспроизведение возрастающей орбитальной частоты по мере того, как орбита становилась все меньше и быстрее из-за потери энергии гравитационными волнами. Локализация на небе источника этих гравитационных волн, излучаемых этим орбитальным коллапсом и слиянием двух нейтронных звезд, в результате чего образовалась черная дыра, но со значительной выделенной массой сильно нейтронизированного вещества, позволила нескольким группам [32] [33] [34], чтобы обнаружить и изучить оставшийся оптический аналог слияния, обнаружив спектроскопические свидетельства материала r- процесса, выброшенного сливающимися нейтронными звездами. Основная масса этого материала, по-видимому, состоит из двух типов: горячие синие массы высокорадиоактивного r -процессного вещества тяжелых ядер с меньшим массовым пробегом ( A <140 ) и более холодные красные массы ядер с более высоким массовым числом r -процессов ( A > 140 ), богатые лантаноидами (такими как уран, торий, калифорний и т. Д.). При высвобождении из-за огромного внутреннего давления нейтронной звезды эти нейтрализованные выбросы расширяются и излучают зарегистрированный 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 их точек ожидания. Две различные области масс ( A <140 и A > 140 ) для выходов r- процесса были известны с момента первых зависимых от времени вычислений r- процесса. [30] Из-за этих спектроскопических особенностей было высказано мнение, что нуклеосинтез r- процесса в Млечном Пути, возможно, был в первую очередь выбросом от слияний нейтронных звезд, а не от сверхновых. [35]
Смотрите также
- Нуклеосинтез Большого взрыва
- Критическая масса
- Ядерное деление
- Термоядерная реакция
- Нуклеосинтез
- Первородный нуклид
- Радиоактивный распад
- Звездный нуклеосинтез
Рекомендации
- ^ a b c d e Woosley, SE; Арнетт, WD; Клейтон, Д. Д. (1973). «Взрывное горение кислорода и кремния». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 26 : 231–312. Bibcode : 1973ApJS ... 26..231W . DOI : 10.1086 / 190282 . ЛВП : 2152/43099 .
- ^ а б в Арнетт, WD; Клейтон, Д. Д. (1970). «Взрывной нуклеосинтез в звездах». Природа . 227 (5260): 780–784. Bibcode : 1970Natur.227..780A . DOI : 10.1038 / 227780a0 . PMID 16058157 . S2CID 38865963 .
- ^ a b См. рис. 1, 3 и 4 в Arnett & Clayton (1970) и рис. 2, стр. 241 в Woosley, Arnett & Clayton 1973
- ^ а б в Woosley, SE; Уивер, Т.А. (1995). «Эволюция и взрыв массивных звезд. II. Взрывная гидродинамика и нуклеосинтез» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 101 : 181. Bibcode : 1995ApJS..101..181W . DOI : 10.1086 / 192237 .
- ^ Thielemann, Fr.-K .; Nomoto, K .; Хашимото, М.-А. (1996). "Сверхновые звезды с коллапсом ядра и их выбросы". Астрофизический журнал . 460 : 408. Bibcode : 1996ApJ ... 460..408T . DOI : 10.1086 / 176980 .
- ^ а б Хойл, Ф. (1946). «Синтез элементов из водорода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 106 (5): 343–383. Bibcode : 1946MNRAS.106..343H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 106.5.343 .
- ^ 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. Bibcode : 1954ApJS .... 1..121H . DOI : 10.1086 / 190005 .
- ^ Бербидж, EM; Бербидж, Г. Р.; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Bibcode : 1957RvMP ... 29..547B . DOI : 10.1103 / RevModPhys.29.547 .
- ^ Клейтон, Д. Д. (2007). «Уравнение Хойла». Наука . 318 (5858): 1876–1877. DOI : 10.1126 / science.1151167 . PMID 18096793 . S2CID 118423007 .
- ^ См. Сноску 1 в Clayton 2008 , p. 363
- ^ См. Документ B2FH.
- ^ Finzi, A .; Вольф, Р.А. (1967). «Сверхновые звезды I типа» . Астрофизический журнал . 150 : 115. Bibcode : 1967ApJ ... 150..115F . DOI : 10.1086 / 149317 .
- ^ Номото, Ken'Ichi (1980). «Модели белых карликов для сверхновых типа I и тихих сверхновых, а также эволюция предсверхновой». Обзоры космической науки . 27 (3-4): 563. Bibcode : 1980SSRv ... 27..563N . DOI : 10.1007 / BF00168350 . S2CID 120969575 .
- ^ Nomoto, K .; Thielemann, F.-K .; Ёкои, К. (1984). «Аккрецирующие модели белых карликов сверхновых типа I. III - Сверхновые с дефлаграцией углерода» . Астрофизический журнал . 286 : 644. DOI : 10,1086 / 162639 .
- ^ Дональд Д. Клейтон, Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза, Макгроу-Хилл (1968) Глава 6. Расчет звездной структуры
- ^ например I. Iben, Jr. Astrophys J. 147, 624 (1967) описание горения гелия
- ^ Woosley, SE; Уивер, Т.А. (1995). «Эволюция и взрыв массивных звезд. II. Взрывная гидродинамика и нуклеосинтез». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 101: 181. DOI: 10.1086 / 192237.
- ↑ Thielemann, Fr.-K .; Nomoto, K .; Хашимото, М.-А. (1996). "Сверхновые звезды с коллапсом ядра и их выбросы". Астрофизический журнал. 460: 408. DOI: 10.1086 / 176980.
- ^ Heger, A .; Фритюрница, CL; Woosley, SE; Langer, N .; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph / 0212469 . Bibcode : 2003ApJ ... 591..288H . DOI : 10.1086 / 375341 . S2CID 59065632 .
- ^ Clayton, DD; Woosley, SE (1974). «Термоядерная астрофизика» . Обзоры современной физики . 46 (4): 755–771. Bibcode : 1974RvMP ... 46..755C . DOI : 10.1103 / RevModPhys.46.755 .
- ^ а б Клейтон, Д. Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . С. 519–524 . ISBN 0226109534.
- ^ а б Clayton, DD; Colgate, SA; Фишман, GJ (1969). «Гамма-линии от молодых остатков сверхновых» . Астрофизический журнал . 155 : 75. Bibcode : 1969ApJ ... 155 ... 75C . DOI : 10.1086 / 149849 .
- ^ а б Боданский, Д .; Clayton, DD; Фаулер, Вашингтон (1968). «Нуклеосинтез при горении кремния» . Письма с физическим обзором . 20 (4): 161–164. Bibcode : 1968PhRvL..20..161B . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.20.161 .
- ^ а б Боданский, Д .; Clayton, DD; Фаулер, Вашингтон (1968). «Ядерное квазиравновесие при горении кремния» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 16 : 299. Bibcode : 1968ApJS ... 16..299B . DOI : 10.1086 / 190176 .
- ^ Клейтон, Д. Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. Глава 7.
- ^ а б Clayton, DD; Мейер, Б.С. (2016). «Вторичная сверхновая машина: гравитационное сжатие, накопленная кулоновская энергия и дисплеи SNII». Новые обзоры астрономии . 71 : 1–8. Bibcode : 2016NewAR..71 .... 1C . DOI : 10.1016 / j.newar.2016.03.002 .
- ^ а б Клейтон, Д. Д. (2003). Справочник изотопов в космосе . Издательство Кембриджского университета .
- ^ а б François, P .; Matteucci, F .; Cayrel, R .; Злоба, М .; Злоба, Ф .; Чиаппини, К. (2004). «Эволюция Млечного Пути с самых ранних этапов: ограничения на звездный нуклеосинтез». Астрономия и астрофизика . 421 (2): 613–621. arXiv : astro-ph / 0401499 . Бибкод : 2004A & A ... 421..613F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20034140 . S2CID 16257700 .
- ^ Клейтон, Д. Д. (2008). «Фред Хойл, первичный нуклеосинтез и радиоактивность». Новые обзоры астрономии . 52 (7–10): 360–363. Bibcode : 2008NewAR..52..360C . DOI : 10.1016 / j.newar.2008.05.007 .
- ^ а б Seeger, PA; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д. Д. (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов путем захвата нейтронов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 11 : 121–126. Bibcode : 1965ApJS ... 11..121S . DOI : 10.1086 / 190111 .
- ^ Abbott, BP; и другие. (2017). "GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды в спирали". Письма с физическим обзором . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.119.161101 . PMID 29099225 .
- ^ Arcavi, I .; и другие. (2017). «Оптическое излучение килоновой звезды после слияния нейтронной звезды, зарегистрированного гравитационными волнами». Природа . 551 (7678): 64–66. arXiv : 1710.05843 . Bibcode : 2017Natur.551 ... 64А . DOI : 10.1038 / nature24291 . S2CID 205261241 .
- ^ Pian, E .; и другие. (2017). «Спектроскопическая идентификация нуклеосинтеза r-процесса в двойном слиянии нейтронных звезд». Природа . 551 (7678): 67–70. arXiv : 1710.05858 . Bibcode : 2017Natur.551 ... 67P . DOI : 10.1038 / nature24298 . PMID 29094694 . S2CID 3840214 .
- ^ Smartt, SJ; и другие. (2017). «Килонова как электромагнитный аналог источника гравитационных волн». Природа . 551 (7678): 75–79. arXiv : 1710.05841 . Bibcode : 2017Natur.551 ... 75S . DOI : 10.1038 / nature24303 . PMID 29094693 . S2CID 205261388 .
- ^ Kasen, D .; Metzger, B .; Barnes, J .; Quataert, E .; Рамирес-Руис, Э. (2017). «Происхождение тяжелых элементов в двойных слияниях нейтронных звезд в результате гравитационно-волнового события» . Природа . 551 (7678): 80–84. arXiv : 1710.05463 . Bibcode : 2017Natur.551 ... 80K . DOI : 10.1038 / nature24453 . PMID 29094687 . S2CID 205261425 .
Другое чтение
- Бербидж, EM; Бербидж, Г. Р.; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» (PDF) . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Bibcode : 1957RvMP ... 29..547B . DOI : 10.1103 / RevModPhys.29.547 .
- Клейтон, Д. (2003). Справочник изотопов в космосе . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-82381-4.
Внешние ссылки
- Атомные сокрушители пролили свет на сверхновые, Big Bang Sky & Telescope Online , 22 апреля 2005 г.
- Gonzalez, G .; Brownlee, D .; Уорд, П. (2001). «Галактическая обитаемая зона: галактическая химическая эволюция». Икар . 152 (1): 185–200. arXiv : astro-ph / 0103165 . Bibcode : 2001Icar..152..185G . DOI : 10.1006 / icar.2001.6617 . S2CID 18179704 .