Спустя сотни миллионов лет после Большого взрыва начали формироваться самые первые звезды, состоящие в основном из водорода, немного гелия и, возможно, лития. В этих звездах отсутствовали какие-либо «металлы» (элементы тяжелее гелия), и они относятся к категории звезд населения III. Нам еще предстоит наблюдать ни одну из этих звезд Поп III, и наблюдение остается маловероятным. Причина этого в том, что считается, что звезды Pop III были невероятно массивными, поэтому они вымерли так давно, что мы больше не можем видеть их свет. Звезды поп-музыки богаты металлом; их металличность от 1/10 до 3 раз больше, чем у нашего Солнца. В моем исследовании все, кажется, согласны с тем, что в звездах первого поколения не было металла, в звездах второго поколения было очень мало металла, а в звездах третьего поколения было немного металла. Но никто никогда не рассматривал возможности. Так, возможно ли, что некоторые звезды Pop III были настолько массивными, что могли пропустить Pop II и сразу перейти к Pop I? Может быть, если несколько находятся рядом, когда они становятся сверхновыми?
Нет, они не могли. Звезды населения I содержат такие элементы, как стронций, барий, золото, свинец и т. д., которые не образуются (много) в сверхновых типа II (коллапс ядра). Они также намного богаче железом, никелем, марганцем и т. д., чем звезды, образованные из газа, обогащенного только сверхновыми типа II, которые преимущественно производят «альфа-элементы», такие как кислород, неон, магний и кремний.
Звезды населения I (такие как Солнце) можно назвать звездами третьего поколения, потому что они содержат материал, который прошел через по крайней мере две звезды, а не только через две звезды с большой массой, взорвавшиеся как сверхновые.
Элементы с железным пиком в основном образуются и рассеиваются сверхновыми типа Ia, которые представляют собой взрывающиеся белые карлики. Белые карлики — это остатки маломассивных звезд с большой продолжительностью жизни.
Многие тяжелые элементы (стронций, барий, свинец и т. д.) образуются в результате s-процесса в звездах промежуточной массы, которые также имеют (относительно) долгую жизнь и не взрываются как сверхновые. Кроме того, для этого захвата нейтронов требуется, чтобы ядра с железным пиком действовали как затравки, поэтому эти звезды, в свою очередь, должны были образоваться из материала, уже обогащенного ядрами с железным пиком.
Также сейчас считается, что другие элементы (серебро, золото, осмий и т. д.) образуются в результате слияния нейтронных звезд, при этом должна быть значительная задержка между первоначальными сверхновыми, породившими нейтронные звезды, и последующим слиянием в результате орбитального распада.
См. https://physics.stackexchange.com/questions/7131/what-is-the-origin-of-elements-heavier-than-iron .
Карл Виттофт
Джимми Г.
Корнпоб Бхиромбхакди
Джимми Г.
ПрофРоб
Карл Виттофт
ПрофРоб