В прошлые выходные я имел удовольствие посетить обсерваторию, где была проведена серия лекций, чтобы скрыть тот факт, что было слишком много облачного покрова, чтобы вообще что-то наблюдать.
Одна из этих лекций касалась жизненных циклов звезд, в основном связанных с водородом и гелием.
Из любопытства задал вопрос
Сколько лет материи, которая нас делает, и откуда она берется?
«Где» покрыто нуклеосинтезом , но «сколько лет» было отброшено с «возможно, 2-3 жизненными циклами солнца».
Можно ли более точно оценить возраст вещества, из которого состоит аккреционный диск нашей Солнечной системы? Или вероятный источник сверхновых/столкновений вряд ли будет известен?
Материал (тяжелее гелия), из которого состоит Солнечная система, был создан миллионами, если не сотнями миллионов звезд, которые жили и умирали в течение примерно 7 миллиардов лет между образованием Галактики и рождением Солнца. Этот материал был тщательно перемешан в межзвездной среде, поэтому более тяжелые элементы возникают из бесчисленных отдельных звезд разного возраста. Вы можете сказать что-то вероятностно, основываясь на том, что мы понимаем о накоплении химического обогащения в нашей Галактике.
Начнем с водорода — подавляющее большинство водорода первично. То есть он не был внутри другой звезды.
Углерод в Солнечной системе производится множеством звезд. Некоторые придут из звезд с большой массой и рассеются либо при взрыве сверхновых, либо под действием ветров с их поверхностей во время фазы Вольфа-Райе; некоторые из них были произведены в асимптотических гигантских ветвях звезд с меньшей массой и выброшены их ветрами. Различие важно - массивные звезды обогащают Галактику очень быстро (см. ниже, при обсуждении кислорода), в начале жизни Галактики, задолго до рождения Солнца. Скорость обогащения сверхновыми и массивными звездами значительно снизилась в более поздние времена. С другой стороны, обогащение звездами с меньшей массой занимает больше времени из-за их более длительного времени жизни. Таким образом, углерод в Солнечной системе будет иметь разброс возрастов примерно от 13 миллиардов (самые старые звезды в Галактике) вплоть до возраста Солнца.
Такие элементы, как кислород, фосфор, магний, сера и кремний, в основном производятся и рассеиваются массивными звездами и сверхновыми. Вероятно, они находятся на более раннем конце диапазона, описанного выше. С другой стороны, азот также образуется в смеси звезд как с большой, так и с малой массой, с соответствующим диапазоном возрастов.
Железо и никель в основном рассеиваются в межзвездной среде сверхновыми типа Ia. Это взрывающиеся белые карлики, которые, в свою очередь, являются остатками сравнительно долгоживущих звезд с массой в пару солнечных или около того. Скорее всего, эти элементы были созданы незадолго до рождения Солнца.
См. также Родительские звезды нашего Солнца - Где его остатки? и как может быть 1000 звездных предков до нашего Солнца?
Более техническое описание этой истории дифференциального обогащения можно найти у Pippino & Matteucci (2008) .
Карл Виттофт
АтмосферныйТюрьмаПобег