Звезды сверхновы

Звезды в стадии, предшествующей превращению в сверхновые

Звезды в стадии, предшествующей превращению в сверхновые, сжигают свое горючее гораздо быстрее, чем звезды меньшего размера, из-за гораздо более высоких внутренних температур. Таким образом, между временем, когда образовалась Галактика (около 15-109 лет назад), и временем, когда образовалась Солнечная система (около 4,6-109 лет назад), могло возникнуть много генераций звезд, которые превращались в сверхновые, взрывались и понемногу обогащали межзвездное пространство, а значит, и более поздние звезды тяжелыми элементами, составляющими теперь 2% массы Солнечной системы.

Предположение о постепенной постройке тяжелых элементов не объясняет возраст метеоритов

Предположение о постепенной постройке тяжелых элементов не объясняет возраст метеоритов, определяемый по 244Ри, 1291 и 26А1 . Одно из вероятных Сверхновые звезды решений проблемы-допущение, что межзвездное облако, уже обогащенное за счет взрывов многих сверхновых, вошло в спиральный рукав некоторой галактики. Сжатие не привело к образованию звезды в этом облаке, но способствовало формированию звезды где-то по соседству; звезда быстро превратилась в сверхновую, которая дала дополнительный вклад элементов.

Процесс повторился при следующем прохождении через спиральный рукав (что, вероятно, должно было случиться 100 млн. лет спустя). Интервал образования, равный 100 млн. лет, который был определен по 244Ри и 1291, отражает первое прохождение, тогда как гораздо меньший интервал, вычисленный по 26А1, соответствует второму прохождению.
Для того чтобы произвести вычисленное количество 26А1 и создать другие изотопные аномалии (и чтобы интервал образования составил только 2-3 млн. лет), последняя сверхновая должна была появиться близко к облаку в пространстве и времени, и это позволяет предположить, что ее взрыв и послужил толчком к образованию Солнечной системы. Это подтверждается тем наблюдением, что новые звезды иногда возникают на расширяющемся фронте взрыва сверхновой, создающего местное сжатие.

тяжелые элементы Солнечной системы накапливались в течение очень длительного времени

Короче говоря, тяжелые элементы Солнечной системы накапливались в течение очень длительного времени, но затем их количество резко увеличилось вследствие взрывов двух сверхновых, причем один из них произошел как раз перед образованием Солнечной системы.
Последний вопрос: в какой мере состав внешней, видимой части Солнца изменен ядерными реакциями, идущими внутри? Полагают, что это изменение совсем невелико, так как в тех частях, где происходит термоядерное сгорание, нет конвекции в отличие от более холодных внешних частей. Однако литий разрушается уже при температуре 3 107 К, что ниже температуры сгорания водорода; вероятно, литий попадает в ходе конвекции достаточно глубоко и медленно уничтожается. Это могло бы объяснить, почему литий на Солнце и на других старых звездах истощен по сравнению с молодыми звездами, с метеоритами.

Сколько изотопов, встречающихся в природе, может произвести сверхновая? Совершенно ясно, что она может создать многие элементы, вплоть до группы железа включительно, еще до того, как достигнет катастрофической стадии, но какие изотопы возникнут потом? Анализ относительной распространенности изотопов между 56Fe и 209Bi показывает, что они образовались в ходе s-процесса, а не г-процесса. Этот вывод делается на основании того, что s-процесс допускает распад ядер, содержащих на один нейтрон больше, чем при стабильном состоянии. В результате этого образуются изотопы, которые не могут появиться при г-процессе, когда к ядру присоединяются новые нейтроны, а Р-распад еще не может начаться.

Однако построение 209Bi из ядер группы железа занимает несколько сотен лет: для p-распада требуется время, а как раз времени-то на последних стадиях эволюции звезды (перед ее превращением в сверхновую) не хватает. Решение этой проблемы, по-видимому, состоит в том, что s-процесс развивается при эволюции звезды в то же самое время, что и некоторые из более ранних реакций, и воздействует на то небольшое количество изотопов группы железа, какое оказывается в составе звезды, когда она только что образовалась из межзвездного облака.

Изотопы тяжелее 209Bi создаются в ходе г-процесса в последние моменты перед взрывом и выносятся этим взрывом в пространство, где рассеиваются среди других частиц межзвездного газа и пыли.Это объяснение синтеза тяжелых элементов только отбрасывает решение задачи обратно-к вопросу о том, откуда взялись в межзвездной среде элементы группы железа? Ответ-от взрыва предыдущей сверхновой. Это ведет к схеме образования элементов по меньшей мере двух генераций: из водорода последовательно строятся элементы вплоть до группы железа; затем они возвращаются в межзвездную среду при взрыве одной сверхновой, включаются в состав другой и перерабатываются дальше. По сути дела, предполагается, что в производство элементов, из которых построена Земля и создан сам человек, было вовлечено много сверхновых.

Cверхновая звезда онлайн:

    Похожие статьи из категории: Звезды
  • Конец звезд

    Темп эволюции звезды все время ускоряется Кривая энергии связ и, приходящейся на нуклон, показывает, что большая часть тепла выделяется при превращении водорода в гелий; на последующих же стадиях тепла производится […]

  • Планеты и звезды

    Эволюция звезд Наиболее вероятное место, где могут идти ядерные реакции (за исключением только что упомянутой),-внутренние области звезд, так как для этих реакций необходимы чрезвычайно высокие температуры. Мы проследили эволюцию межзвездного […]

  • Звездные расстоянияЗвездные расстояния

    Гонка за звездными расстояниями За свою короткую жизнь Йозеф Фраунгофер сделал очень многое для улучшения телескопов. Он создал штатив, на котором телескоп мог вращаться в экваториальной плоскости вокруг оси, направленной […]

  • расстояние до звездРасстояние до звезд

    Далеко ли до звезд? Согласно Птолемею, расстояние до сферы звезд составляет 20 ооо радиусов Земли. Коперник же считал это расстояние просто «огромным», поскольку звезды не демонстрируют покачиваний, вызванных годичным движением […]

  • Переменные звезды

    Изучение переменных звезд — это обширное поле деятельности для любителя астрономии Человек, используя уникальный дар Природы — глаз, может вести наблюдения за переменными звездами вплоть до 5-й звездной величины. Таких […]