Где производятся более тяжелые элементы, чем железо?

Вопрос о том, «где» производятся тяжелые элементы, несколько неоднозначен. Из вашего упоминания о Млечном Пути я понял, что вас интересует, «где в Млечном Пути» производятся тяжелые элементы, а не в звездах какого типа они производятся.

Однако, чтобы ответить на первое, нужно понять второе. Поэтому я указываю вам на мой ответ на Physics SE для краткого изложения этого.

Тяжелые элементы можно разделить несколькими способами. Большинство из них образуются в результате захвата нейтронов либо в медленном s-процессе, либо в более быстром r-процессе . Эти два механизма производят разные элементы в разных количествах и создаются в разных типах звезд. Элементы s-процесса создаются внутри массивных звезд до того, как они станут сверхновыми, а также в звездах с более скромной массой, которые никогда не проходят стадию сверхновой. В настоящее время считается, что r-процесс происходит преимущественно при слияниях нейтронных звезд, но, вероятно, также присутствует вклад сверхновых II типа, особенно для более легких элементов r-процесса. Резюме, в котором все еще есть много неопределенностей, но, вероятно, дает разумное обобщение текущих вещей, показано ниже (диаграмма, созданнаяДженнифер Джонсон ).

Таким образом, ваш вопрос сводится к тому, где были эти звезды, когда они создали эти тяжелые элементы ближе к концу своей жизни, и в зависимости от времени, прошедшего с момента рождения Млечного Пути. Ключевыми фактами здесь является то, что прародителями сверхновых II типа являются массивные звезды с короткой жизнью. Они рождаются в богатых газом регионах и не успевают уйти далеко от этого места, прежде чем взорвутся. Таким образом, большинство элементов, которые они производят, производятся в областях выпуклости и диска Млечного Пути. Это особенно верно для выпуклости, которая, по-видимому, сформировалась довольно быстро в начале жизни Млечного Пути, и должен (и, по-видимому, действительно существует) радиальный градиент металличности, возрастающий к плоскости диска и к Галактической Галактике. центр.

Сверхновые типа Ia, возникающие в результате взрыва белых карликов, могут производить элементы на пике железа и несколько выше, в основном за счет «стандартного» синтеза, а не за счет захвата нейтронов. Эти события могли быть вызваны сравнительно маломассивными и долгоживущими прародителями, а также могли иметь долгую жизнь белых карликов до вспышки сверхновой. Это означает, что предки сверхновых типа Ia распространены более широко. У них было достаточно времени, чтобы мигрировать из того места, где они на самом деле родились, поэтому мы ожидаем, что их производство тяжелых элементов будет более рассредоточенным — все еще сконцентрированным в направлении диска, но гораздо меньше, чем у прародителей сверхновых типа II.

Прародители асимптотических звезд ветви гигантов, которые могут производить множество элементов s-процесса, также могут быть довольно старыми. Элементы, произведенные этими звездами, будут распределены в пространстве и времени так же, как и элементы, произведенные сверхновыми типа Ia.

Наконец, у нас есть сливающиеся нейтронные звезды. Они довольно проблематичны, и мало что известно об их прародителях или эволюционных путях и истории. Они должны происходить из массивных звезд с короткой жизнью, которые рождаются близко к галактической плоскости или выпуклости. Однако после того, как обе звезды в системах взорвались как сверхновые и оставили после себя остатки нейтронных звезд, окончательное слияние нейтронных звезд может произойти намного позже из-за постепенного вдоха, вызванного излучением гравитационных волн. Это дает паре нейтронных звезд длительное время (сотни миллионов или миллиардов лет) для перемещения по Галактике, прежде чем произойдет слияние. Кроме того, взрывы сверхновых могут давать «пинок» нейтронным звездам, способный смещать их далеко за пределы галактической плоскости с большими скоростями.