Нуклеосинтез сверхновых — это нуклеосинтез химических элементов при взрывах сверхновых .
В достаточно массивных звездах нуклеосинтез путем 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 компрессионного нагрева, топливом для последующей стадии горения. В этом контексте слово «горение» относится к ядерному синтезу, а не к химической реакции.
Во время гидростатического горения эти виды топлива синтезируют в основном альфа-нуклиды ( A = 2 Z ), 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 [1] вызвано внезапным скачком температуры из-за прохождения радиально движущейся ударной волны, которая была запущена гравитационным коллапсом ядра. У. Д. Арнетт и его коллеги из Университета Райса [2] [1] продемонстрировали, что окончательное ударное горение синтезирует неальфа-ядерные изотопы более эффективно, чем гидростатическое горение, [3] [4] предполагая, что ожидаемый ударно-волновой нуклеосинтез является существенным компонентом нуклеосинтеза сверхновых. Вместе ударно-волновой нуклеосинтез и процессы гидростатического горения создают большинство 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 изотопов химических элементов взрывами сверхновых их распространенность неуклонно увеличивалась в межзвездном газе. Это увеличение стало очевидным для астрономов из-за начального содержания в недавно родившихся звездах, превышающего таковое в ранее родившихся звездах.
Элементы тяжелее никеля сравнительно редки из-за уменьшения с атомным весом их ядерной энергии связи на нуклон, но они также частично создаются в сверхновых. Наибольший интерес исторически представлял их синтез путем быстрого захвата нейтронов во время r - процесса , что отражает распространенное мнение о том, что ядра сверхновых, вероятно, обеспечивают необходимые условия. Однако более новые исследования предложили многообещающую альтернативу (см. r-процесс ниже). Изотопы r -процесса примерно в 100 000 раз менее распространены, чем первичные химические элементы, синтезированные в оболочках сверхновых выше. Кроме того, другие процессы нуклеосинтеза в сверхновых, как полагают, также ответственны за некоторый нуклеосинтез других тяжелых элементов, в частности, процесс захвата протонов , известный как rp -процесс , медленный захват нейтронов ( s -процесс ) в оболочках, сжигающих гелий, и в оболочках, сжигающих углерод, массивных звезд, и процесс фоторасщепления , известный как γ -процесс (гамма-процесс). Последний синтезирует самые легкие, наиболее бедные нейтронами изотопы элементов тяжелее железа из уже существующих более тяжелых изотопов.
В 1946 году Фред Хойл предположил, что элементы тяжелее водорода и гелия будут образовываться в результате нуклеосинтеза в ядрах массивных звезд. [6] Ранее считалось, что элементы, которые мы видим в современной Вселенной, в основном были образованы во время ее формирования. В то время природа сверхновых была неясна, и Хойл предположил, что эти тяжелые элементы были распределены в пространстве посредством вращательной нестабильности. В 1954 году теория нуклеосинтеза тяжелых элементов в массивных звездах была уточнена и объединена с более глубоким пониманием сверхновых для расчета распространенности элементов от углерода до никеля. [7] Ключевые элементы теории включали:
Теория предсказывала, что горение кремния будет происходить как конечная стадия ядерного синтеза в массивных звездах, хотя ядерная наука не могла тогда точно рассчитать, как именно это произойдет. [6] Хойл также предсказал, что коллапс эволюционировавших ядер массивных звезд был «неизбежен» из-за увеличивающейся скорости потери энергии нейтрино и что полученные взрывы вызовут дальнейший нуклеосинтез тяжелых элементов и выбросят их в космос. [7]
В 1957 году статья авторов EM Burbidge , GR Burbidge , WA Fowler и Hoyle расширила и усовершенствовала теорию и получила широкое признание. [8] Она стала известна как статья B²FH или BBFH, по инициалам ее авторов. Более ранние статьи на десятилетия ушли в небытие после того, как более известная статья B²FH не приписала оригинальное описание нуклеосинтеза в массивных звездах Хойлом. Дональд Д. Клейтон также приписал неясность статье Хойла 1954 года, описывающей свое ключевое уравнение только словами, [9] и отсутствие тщательного обзора Хойлом черновика B²FH соавторами, которые сами не изучили статью Хойла должным образом. [10] Во время обсуждений в 1955 году в Кембридже с соавторами при подготовке первого черновика теории B²FH в 1956 году в Пасадене [11] скромность Хойла помешала ему подчеркнуть для них великие достижения его теории 1954 года.
Спустя тринадцать лет после статьи B²FH, У. Д. Арнетт и коллеги [2] [1] продемонстрировали, что окончательное горение в проходящей ударной волне, вызванной коллапсом ядра, может синтезировать неальфа-частичные изотопы более эффективно, чем гидростатическое горение, [3] [4], предполагая, что взрывной нуклеосинтез является существенным компонентом нуклеосинтеза сверхновой. Ударная волна, отскочившая от материи, коллапсирующей на плотное ядро, если она достаточно сильна, чтобы привести к выбросу массы мантии сверхновых, обязательно будет достаточно сильной, чтобы обеспечить внезапный нагрев оболочек массивных звезд, необходимый для взрывного термоядерного горения внутри мантии. Понимание того, как эта ударная волна может достичь мантии в условиях продолжающегося падения на ударную волну, стало теоретической трудностью. Наблюдения за сверхновыми убедили, что это должно произойти.
Белые карлики были предложены в качестве возможных прародителей некоторых сверхновых в конце 1960-х годов [12] , хотя хорошее понимание механизма и нуклеосинтеза не было получено до 1980-х годов. [13] Это показало, что сверхновые типа Ia выбрасывают очень большие количества радиоактивного никеля и меньшие количества других элементов с пиком железа, причем никель быстро распадается на кобальт, а затем на железо. [14]
Статьи Хойла (1946) и Хойла (1954) и B²FH (1957) были написаны этими учеными до наступления эры компьютеров. Они опирались на ручные вычисления, глубокие мысли, физическую интуицию и знакомство с деталями ядерной физики. Как бы блестящими ни были эти основополагающие статьи, вскоре возник культурный разрыв с молодым поколением ученых, которые начали создавать компьютерные программы [15], которые в конечном итоге давали численные ответы для продвинутой эволюции звезд [16] и нуклеосинтеза в них. [17] [18] [19] [20]
Сверхновая — это сильный взрыв звезды, который происходит по двум основным сценариям. Первый заключается в том, что белая карликовая звезда , которая является остатком маломассивной звезды, исчерпавшей свое ядерное топливо, претерпевает термоядерный взрыв после того, как ее масса увеличивается сверх предела Чандрасекара за счет аккреции массы ядерного топлива от более рассеянной звезды-компаньона (обычно красного гиганта ), с которой она находится на двойной орбите. В результате неконтролируемый нуклеосинтез полностью разрушает звезду и выбрасывает ее массу в космос. Второй и примерно в три раза более распространенный сценарий происходит, когда массивная звезда (в 12–35 раз массивнее Солнца), обычно сверхгигант в критическое время, достигает никеля-56 в процессах ядерного синтеза (или горения) в своем ядре. Без экзотермической энергии от синтеза ядро массивной звезды, предшествующей сверхновой, теряет тепло, необходимое для поддержания давления, и коллапсирует из-за сильного гравитационного притяжения. Передача энергии от коллапса ядра вызывает появление сверхновой. [21]
Изотоп никеля-56 имеет одну из самых больших энергий связи на нуклон среди всех изотопов и, следовательно, является последним изотопом, синтез которого во время горения кремния в ядре высвобождает энергию путем ядерного синтеза , экзотермически . Энергия связи на нуклон уменьшается для атомных масс тяжелее A = 56 , завершая историю синтеза как источника тепловой энергии для звезды. Тепловая энергия, высвобождаемая при столкновении падающей мантии сверхновой с полутвердым ядром, очень велика, около 10 53 эрг, что примерно в сто раз больше энергии, высвобождаемой сверхновой в виде кинетической энергии ее выброшенной массы. Были опубликованы десятки исследовательских работ в попытке описать гидродинамику того, как этот небольшой процент падающей энергии передается в вышележащую мантию в условиях непрерывного падения на ядро. Эта неопределенность сохраняется в полном описании сверхновых с коллапсом ядра. [ необходима цитата ]
Реакции ядерного синтеза, которые производят элементы тяжелее железа, поглощают ядерную энергию и называются эндотермическими реакциями. Когда такие реакции доминируют, внутренняя температура, которая поддерживает внешние слои звезды, падает. Поскольку внешняя оболочка больше не поддерживается достаточным давлением излучения, гравитация звезды быстро тянет ее мантию внутрь. Когда звезда коллапсирует, эта мантия яростно сталкивается с растущим несжимаемым звездным ядром, которое имеет плотность почти такую же большую, как атомное ядро, создавая ударную волну, которая отражается наружу через нерасплавленный материал внешней оболочки. Повышение температуры при прохождении этой ударной волны достаточно, чтобы вызвать термоядерный синтез в этом материале, часто называемый взрывным нуклеосинтезом . [2] [22] Энергия, выделяемая ударной волной, каким-то образом приводит к взрыву звезды, рассеивая расплавленное вещество в мантии над ядром в межзвездном пространстве .
После того, как звезда завершает процесс сжигания кислорода , ее ядро состоит в основном из кремния и серы. [23] Если она имеет достаточно большую массу, она продолжает сжиматься, пока ее ядро не достигнет температуры в диапазоне 2,7–3,5 млрд К (230–300 кэВ ). При этих температурах кремний и другие изотопы подвергаются фотовыбросу нуклонов энергичными тепловыми фотонами ( γ ), выбрасывающими, в частности, альфа-частицы ( 4He ). [23] 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 фотовыбросом, который устанавливает распространенность всех элементов альфа-частиц в следующей последовательности, в которой каждому показанному захвату альфа-частицы противостоит ее обратная реакция, а именно фотовыброс альфа-частицы обильными тепловыми фотонами:
Ядра альфа-частиц 44 Ti и более массивные в последних пяти перечисленных реакциях все радиоактивны, но они распадаются после их выброса при взрывах сверхновых на обильные изотопы Ca, Ti, Cr, Fe и Ni. Эта пост-сверхновая радиоактивность стала иметь большое значение для возникновения астрономии гамма-линий. [24]
В этих физических обстоятельствах быстрых противоположных реакций, а именно захвата альфа-частиц и фотовыброса альфа-частиц, распространенности определяются не сечениями захвата альфа-частиц; скорее они определяются значениями, которые распространенности должны принимать, чтобы уравновесить скорости быстрых потоков противоположных реакций. Каждая распространенность принимает стационарное значение , которое достигает этого баланса. Такая картина называется ядерным квазиравновесием . [25] [26] [27] Многие компьютерные расчеты, например, [28] с использованием численных скоростей каждой реакции и их обратных реакций, продемонстрировали, что квазиравновесие не является точным, но хорошо характеризует вычисленные распространенности. Таким образом, картина квазиравновесия представляет собой понятную картину того, что происходит на самом деле. Она также заполняет неопределенность в теории Хойла 1954 года. Квазиравновесное накопление прекращается после 56 Ni, поскольку захваты альфа-частиц замедляются, тогда как фотовыбросы из более тяжелых ядер ускоряются. Ядра, не являющиеся альфа-частицами, также участвуют, используя множество реакций, подобных
и его обратная величина, которая устанавливает стационарные содержания не-альфа-частичных изотопов, где свободные плотности протонов и нейтронов также устанавливаются квазиравновесием. Однако содержание 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 из недавних массивных звезд, чем в ранних звездах, состоящих только из H и He; поэтому 37 Cl, на который распадается 37 Ar после нуклеосинтеза, называется «вторичным изотопом».
Для краткости, следующий этап, сложная перестройка фотораспада и ядерное квазиравновесие, которого она достигает, называются горением кремния . Горение кремния в звезде прогрессирует через временную последовательность таких ядерных квазиравновесий, в которых обилие 28 Si медленно уменьшается, а 56 Ni медленно увеличивается. Это равносильно изменению ядерного обилия 2 28 Si ≫ 56 Ni, что можно рассматривать как горение кремния в никель («горение» в ядерном смысле). Вся последовательность горения кремния длится около одного дня в ядре сжимающейся массивной звезды и прекращается после того, как 56 Ni становится доминирующим обилием. Окончательное взрывное горение, вызванное тем, что ударная волна сверхновой проходит через оболочку горения кремния, длится всего несколько секунд, но его примерно 50%-ное увеличение температуры вызывает яростное ядерное горение, которое становится основным фактором нуклеосинтеза в диапазоне масс 28–60 AMU . [1] [25] [26] [29]
После финальной стадии 56 Ni звезда больше не может выделять энергию посредством ядерного синтеза, поскольку ядро с 56 нуклонами имеет наименьшую массу на нуклон среди всех элементов в последовательности. Следующим шагом в цепочке альфа-частиц будет 60 Zn. Однако 60 Zn имеет немного большую массу на нуклон, чем 56 Ni, и, таким образом, потребует термодинамической потери энергии , а не ее приобретения , как это происходило на всех предыдущих стадиях ядерного горения.
56 Ni (имеющий 28 протонов) имеет период полураспада 6,02 дня и распадается через β + распад до 56 Co (27 протонов), который в свою очередь имеет период полураспада 77,3 дня, распадаясь до 56 Fe (26 протонов). Однако для распада 56 Ni в ядре массивной звезды доступны лишь минуты .
Это устанавливает 56 Ni как наиболее распространенное из радиоактивных ядер, созданных таким образом. Его радиоактивность активизирует кривую блеска поздней сверхновой и создает новаторскую возможность для астрономии гамма-линий. [24] См. кривую блеска SN 1987A для последствий этой возможности.
Клейтон и Мейер [28] недавно еще больше обобщили этот процесс, назвав его вторичной машиной сверхновых , приписав возрастающую радиоактивность, которая активизирует поздние проявления сверхновых, накоплению увеличивающейся кулоновской энергии в квазиравновесных ядрах, названных выше как квазиравновесный сдвиг от преимущественно 28 Si к преимущественно 56 Ni. Видимые проявления питаются распадом 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 давление и препятствует быстрому сжатию ядра. Однако, поскольку никакая дополнительная тепловая энергия не может быть получена посредством новых реакций синтеза, окончательное сжатие без сопротивления быстро ускоряется до коллапса, длящегося всего несколько секунд. В этот момент центральная часть звезды сжимается либо в нейтронную звезду , либо, если звезда достаточно массивна, в черную дыру .
Внешние слои звезды сдуваются взрывом, вызванным движущейся наружу сверхновой ударной волной, известной как сверхновая II типа , чьи проявления длятся от нескольких дней до нескольких месяцев. Вылетающая 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, посредством быстрого механизма захвата нейтронов, известного как r - процесс . См. ниже.
Звезды с начальной массой менее восьми солнечных никогда не развивают ядро, достаточно большое для коллапса, и в конечном итоге теряют свои атмосферы, становясь белыми карликами, стабильными охлаждающимися сферами углерода, поддерживаемыми давлением вырожденных электронов . Поэтому нуклеосинтез внутри этих более легких звезд ограничивается нуклидами , которые были синтезированы в материале, расположенном выше конечного белого карлика. Это ограничивает их скромные выходы, возвращаемые в межзвездный газ, углеродом-13 и азотом-14 , а также изотопами тяжелее железа путем медленного захвата нейтронов ( s -процесс ).
Однако значительное меньшинство 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. Результатом является 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 до железа сохраняет тип Ia оптически очень ярким в течение недель и создает более половины всего железа во Вселенной. [30]
Однако практически весь оставшийся звездный нуклеосинтез происходит в звездах, которые достаточно массивны, чтобы закончить как сверхновые с коллапсом ядра . [29] [30] В массивной звезде, предшествующей сверхновой, это включает в себя горение гелия, горение углерода, горение кислорода и горение кремния. Большая часть этого продукта может никогда не покинуть звезду, а вместо этого исчезнуть в ее коллапсирующем ядре. Выброшенный продукт в значительной степени синтезируется в последней секунде взрывного горения, вызванного ударной волной, запущенной коллапсом ядра . [1] До коллапса ядра синтез элементов между кремнием и железом происходит только в самых больших звездах, и то в ограниченных количествах. Таким образом, нуклеосинтез обильных первичных элементов [31], определяемых как те, которые могли быть синтезированы в звездах, изначально состоящих только из водорода и гелия (оставшихся после Большого взрыва), в значительной степени ограничен нуклеосинтезом сверхновой с коллапсом ядра.
Во время нуклеосинтеза сверхновой r -процесс создает очень богатые нейтронами тяжелые изотопы, которые распадаются после события на первый стабильный изотоп , тем самым создавая богатые нейтронами стабильные изотопы всех тяжелых элементов. Этот процесс захвата нейтронов происходит в условиях высокой плотности нейтронов и высоких температур.
В r -процессе любые тяжелые ядра бомбардируются большим потоком нейтронов , образуя крайне нестабильные ядра , богатые нейтронами , которые очень быстро подвергаются бета-распаду , образуя более стабильные ядра с более высоким атомным номером и той же атомной массой . Плотность нейтронов чрезвычайно высока, около 1022–24 нейтронов на кубический сантиметр.
Первоначальные расчеты развивающегося r -процесса, показывающие эволюцию вычисленных результатов со временем, [32] также предположили, что распространенность r -процесса является суперпозицией различных нейтронных флюенсов . Малый флюенс производит первый пик распространенности r -процесса вблизи атомного веса A = 130 , но не актинидов , тогда как большой флюенс производит актиниды уран и торий , но больше не содержит пик распространенности A = 130. Эти процессы происходят за доли секунды или несколько секунд, в зависимости от деталей. Сотни последующих опубликованных работ использовали этот зависящий от времени подход. Единственная современная близлежащая сверхновая, 1987A , не выявила обогащения r -процесса. Современное мышление заключается в том, что выход r -процесса может быть выброшен из некоторых сверхновых, но поглощен другими как часть остаточной нейтронной звезды или черной дыры.
Совершенно новые астрономические данные о r -процессе были получены в 2017 году , когда гравитационно-волновые обсерватории LIGO и Virgo обнаружили слияние двух нейтронных звезд , которые ранее вращались друг вокруг друга . [33] Это может произойти, когда обе массивные звезды, находящиеся на орбите друг друга, становятся сверхновыми с коллапсом ядра, оставляя остатки нейтронной звезды.
Локализация на небе источника этих гравитационных волн , излучаемых этим орбитальным коллапсом и слиянием двух нейтронных звезд, создающим черную дыру, но со значительной выброшенной массой высоконейтронизированного вещества , позволила нескольким группам [34] [35] [36] обнаружить и изучить оставшийся оптический аналог слияния, обнаружив спектроскопические свидетельства r -процесса материала, выброшенного сливающимися нейтронными звездами.
Основная часть этого материала, по-видимому, состоит из двух типов: горячие синие массы высокорадиоактивного вещества r -процесса тяжелых ядер с более низким массовым диапазоном ( A < 140 ) и более холодные красные массы ядер r -процесса с более высоким массовым числом ( A > 140 ), богатые актинидами (такими как уран, торий, калифорний и т. д.). При освобождении от огромного внутреннего давления нейтронной звезды этот богатый нейтронами сферический выброс [37] [38] расширяется и излучает обнаруженный оптический свет в течение примерно недели. Такая продолжительность светимости была бы невозможна без нагрева внутренним радиоактивным распадом, 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 зависящих от времени расчетов r -процесса. [32] Из-за этих спектроскопических особенностей было высказано предположение, что r -процесс нуклеосинтеза в Млечном Пути мог быть в первую очередь выбросом от слияний нейтронных звезд, а не от сверхновых. [39]
