В моем учебнике по астрономии говорится следующее.
Более старые звезды, по-видимому, имеют более высокое содержание кислорода, чем железо. Объяснение состоит в том, что в те дни, когда формировались эти старые звезды, сверхновые типа II были обычным явлением, а типа Ia — нет. Поэтому позднее, когда тип Ia стал более распространенным, стали формироваться более молодые звезды с более высоким содержанием железа.
Почему сверхновые типа Ia лучше подходят для обогащения железом, чем тип II, и были ли эти сверхновые типа II каким-либо образом лучше для более высокого содержания кислорода - или просто хуже производили железо (и почему)?
Контекст
Железо имеет самую высокую энергию связи ядра на нуклон из всех элементов (не совсем верно, но достаточно точно в астрономическом контексте). Итак, синтез легких элементов в железо или что-то более легкое — это экзотермический процесс — при этом вы получаете энергию, позволяющую звезде функционировать. Это то, что происходит на последних стадиях сверхновой типа II. Ядро массивной звезды в последние моменты ее жизни достаточно горячее и плотное, чтобы превратить кремний в железо. Непосредственно перед взрывом сверхновой в центре находится железный шар массой около 1,4 массы Солнца.
Прародителем сверхновой типа Ia является двойная система, в которой «нормальная» звезда теряет массу до компактного звездного остатка (белого карлика). Как только белый карлик набирает достаточную массу, чтобы превысить предел в 1,4 массы Солнца, снова начинается синтез, полностью разрушающий компактный объект.
Взрыв
SN Ia полностью уничтожает прародителя белого карлика в процессе безудержного синтеза.
В SN II давление на центральный железный шарик превышает давление вырождения, оказываемое электронами в электронной оболочке атомов железа. Принцип Ферми в квантовой механике гласит, что ни один фермион (например, электрон) не может занимать то же квантово-механическое состояние, что и другой. Возникающее здесь давление настолько велико, что электроны атомов железа больше не могут ему подчиняться и вынуждены проникать в ядро, где они реагируют с протонами, образуя нейтроны.
Изобилие железа
Почему SN Ia обогащают свою среду большим количеством железа, чем SN II? Дело не столько в производстве железа, сколько в том, сколько этого железа оказывается в межзвездном пространстве, где оно может стать частью нового поколения звезд. В SN Ia прародитель полностью уничтожается, рассеивая все составляющие его атомы в галактике-хозяине. SN II образует компактный остаток, либо нейтронную звезду, либо черную дыру. Многие более поздние, более тяжелые продукты синтеза в конечном итоге не уносятся наружу при взрыве сверхновой, а становятся частью компактного остатка.
Обратите внимание, что многие тяжелые элементы, рассеянные сверхновой «взорвавшейся массивной звезды», являются результатом обилия нейтрино, избежавших центрального взрыва и реагирующих с внешней оболочкой более легких элементов, которые были сброшены.
ПрофРоб