Слияние элементов внутри тяжелых звезд

Вы правы, говоря, что все более тяжелые элементы во Вселенной образовались в звездах.

Звезды, подобные Солнцу, превращают водород в гелий. Когда они становятся старше, они могут превращать гелий в углерод (на самом деле требуется 3 гелия, чтобы сделать один углерод). Более крупные звезды могут превращать углерод в кислород, неон и элементы первой половины периодической таблицы.

Когда у звезды заканчивается топливо, внешние слои мягко выбрасываются в так называемую планетарную туманность (хотя это имеет прямое отношение к настоящим планетам). Выброшенный газ обогащен более тяжелыми элементами, которые слились со звездой. Более тяжелые элементы в планетарной туманности смешиваются с газообразным водородом и гелием в космическом пространстве и впоследствии могут быть обнаружены в новых звездах. В результате этого процесса образовалась большая часть углерода, кислорода и азота на Земле.

Очень большие звезды полностью слились в железо, а затем коллапсировали в сверхновую. При этом высвобождается очень большое количество энергии, часть которой используется для образования элементов тяжелее железа. Все более тяжелые элементы (например, медь, золото, уран) образуются при сверхновых.

Взрыв сверхновой распространяет эти элементы обратно в космос, смешиваясь с осколками звезды, с течением времени, когда звезды рождаются и умирают, газ в космосе обогащается все более и более тяжелыми элементами.

Таким образом, более тяжелые элементы образуются в ядрах звезд и хранятся там до тех пор, пока звезда не умрет, когда часть атомов звезды выбрасывается в космос. Более тяжелые элементы не «излучаются» звездой до тех пор, пока звезда не умрет. Некоторые звезды умирают во время взрыва сверхновой, но большинство умирает более мирно в планетарной туманности.

Стоит отметить, что элементы с атомной массой более 140, скорее всего, были созданы при столкновении нейтронных звезд, а не сверхновых. Есть интересная статья на Physics.org и еще одна в Washington Post . Здесь есть и другое .

Я тоже думал, что все элементы тяжелее железа были созданы при взрывах сверхновых, и когда я впервые услышал теорию о том, что элементы тяжелее золота, вероятно, были созданы в результате столкновений нейтронных звезд, я отверг эту идею. Но, прочитав эти и другие статьи, я смирился с этим. По-видимому, энергия, генерируемая сверхновой, хотя и значительна, но недостаточна для синтеза элементов тяжелее золота.

Изменить: я нашел этоинтересная статья на сайте Smithsonian Magazine. Теория о том, что столкновения NS-NS создают элементы тяжелее золота, основана на данных, наблюдаемых при таких столкновениях, которые происходят в среднем только каждые 100 000 лет. По-видимому, эта теория лучше отвечает на вопросы, на которые не может дать ответ сверхновая из тяжелых элементов. Наблюдаемое столкновение NS-NS наблюдалось 3 июня 2013 г.

«Хранит» ли звезда в себе все элементы, которые они сплавляют, или они излучаются?

Это зависит от звезды. В то время как самые тяжелые элементы могут быть произведены (и высвобождены) только массивными звездами, которые взрываются сверхновыми, многие другие элементы создаются внутри относительно меньших звезд, которые становятся асимптотическими звездами ветви гигантов . Они могут подвергаться циклам конвекции, которые выносят тяжелые элементы из ядра на поверхность, а затем высвобождают их со звездным ветром.

Ограничившись звездами, которые закончат свою жизнь как сверхновые ($>8$солнечных масс), то ответ — нет; не все продукты ядерного синтеза сохраняются внутри звезды до последнего взрыва.

Существует общая концептуальная картина, согласно которой по мере эволюции массивной звезды более тяжелые элементы способны легче сливаться ближе к центру, где температура выше. Это привело бы к «луковичной» структуре, в которой водород может сливаться с гелием во внешней части ядра звезды (размером с Землю), а слой внутри него, где происходит слияние гелия в углерод и кислород, слой внутри него, где производится неон и т. д. В самом центре, как раз перед коллапсом ядра и взрывом сверхновой, будет фаза очень быстрого горения кремния, в результате которого образуются элементы с «железным пиком», включая железо, никель, кобальт и т. д. Вне ядра была бы намного большая оболочка, состоящая в основном из водорода и гелия.

Этот взгляд очень упрощен, поскольку игнорирует два важных аспекта эволюции звезд с большой массой — смешивание и потерю массы. Массивные звезды, вероятно, теряют большую часть своей массы в течение своей жизни. Чем массивнее звезда, тем больший процент ее массы теряется. Масса теряется из-за мощного ветра, движимого радиационным давлением. Наблюдается множество примеров такой потери массы, включая такие объекты, как Эта Киля , звезды Вольфа-Райе и красные сверхгиганты.. Многие из этих объектов потеряли всю свою внешнюю оболочку и по существу обнажили продукты ядерного горения, или эти продукты смешиваются с поверхностью конвекцией или другими более экзотическими процессами смешивания, связанными с их вращением. Затем эти продукты выбрасываются в космос своими мощными ветрами.

Этот механизм внесет важный вклад в содержание углерода, азота и кислорода в межзвездной среде. Ветры также могут быть усилены гораздо более тяжелыми элементами (даже тяжелее железа, такими как барий и стронций), которые были получены с помощью s-процесса , когда ранее существовавшие ядра с железным пиком в областях ядерного горения способны захватывать нейтроны. . Этот процесс может происходить и в звездах с массами, существенно меньшими, чем требуется для рождения сверхновой.

В дополнение к нуклеосинтезу по мере старения звезды действие коллапса ядра в сверхновую производит также более тяжелые элементы - нуклеосинтез сверхновой .

Например, интенсивная энергия коллапса вызывает плавление части материала, окружающего ядро. Этот материал ускользнет, ​​а не будет заперт в самом ядре.