Есть ли в звездах железный предохранитель, прежде чем они станут сверхновыми?

Я понимаю, что железо и все более тяжелые элементы потребляют больше энергии для производства, чем они производят, и это в конечном итоге приводит к сверхновой. Я также понимаю, что во время этой сверхновой образуется много более тяжелых элементов. Однако, что меня интересует, так это то, что до того, как звезда станет сверхновой, железо срастается с другими элементами? Да, будет потеря чистой энергии, но если в звезде будет только небольшое количество железа, она, вероятно, сможет справиться с этим.

Да, но это медленно. (Я не эксперт, поэтому не стесняйтесь исправлять, если я упускаю что-то важное), но как только звезда переходит на более поздние стадии, после стадии гелия, вплоть до железа, синтез происходит в основном путем сплавления гелия с более тяжелым элемент, увеличивая каждый атомный номер на 2. Это не единственный метод, но это наиболее распространенный.

Таким образом, железо может также плавиться в никеле внутри звезды, и это происходит в небольших количествах, но в основном за пределами железа и, конечно, за пределами никеля, более тяжелые элементы создаются посредством S-процесса . (сокращение от медленного процесса захвата нейтронов). Это происходит, когда свободный нейтрон связывается с атомным ядром, и со временем добавление нейтронов может привести к бета-распаду, когда электрон выбрасывается, а протон остается - добавляя атомный номер.

но если в звезде есть только небольшое количество железа, он, вероятно, сможет справиться с этим.

Это, несомненно, правда. Звезды, которые становятся сверхновыми, невероятно велики, и железо точно не сразу опускается в ядро. Это займет некоторое время. Чтобы звезда стала каблуей (сверхновой), ей нужно железное ядро ​​достаточной чистоты, когда она больше не подвергается расширению из близлежащего слияния, и достаточного размера, чтобы она могла быстро разрушиться таким образом, чтобы воздействовать на звезду вокруг нее почти мгновенно. Я не совсем уверен в точном процессе, но он требует гораздо больше, чем просто немного железа. По предположению непрофессионала, для этого может потребоваться шарик железа размером с Юпитер. Возможно, немного больше, чем это.

«Железное ядро» в сверхновой на самом деле является конечным продуктом статистического ядерного равновесия, которое начинается, когда кремниевое ядро ​​начинает сливаться с альфа-частицами (ядрами гелия). Экзотермические реакции возможны вплоть до никеля-62 (который фактически является ядром с самой высокой энергией связи на нуклон). Фактически, последовательные быстрые альфа-захваты производят ядра с одинаковым количеством протонов и нейтронов, но в то же время конкурирующие процессы фоторасщепления и радиоактивного распада работают в другом направлении. Предполагается, что процесс в основном останавливается на никеле-56, который, поскольку более тяжелые ядра более стабильны при , затем подвергается пареβ $n/p>1$$\beta^{+}$распадается через кобальт-56 на железо-56. Однако ядро ​​сверхновой перед тем, как она взорвется, вероятно, будет содержать немного смеси изотопов с железным пиком.

Прежде всего это происходит, это возможно для железа и никеля пройти ядерные реакции , если есть соответствующий источник свободных нейтронов. Элементы за пределами железа в нашей вселенной преимущественно создаются путем захвата нейтронов в r-процессе или s-процессе .

Считается, что r-процесс происходит после того, как сверхновая с коллапсом ядра (или сверхновая типа Ia) была инициирована. Нейтронный поток создается нейтронизацией протонов плотным вырожденным электронным газом в коллапсирующем ядре.

Однако s-процесс может происходить за пределами ядра массивной звезды до того, как она взорвется. Это вторичный процесс, потому что ему нужно присутствие ядер железа, то есть железо, которое используется для зародышей, не производится внутри звезды, оно уже присутствовало в газе, из которого образовалась звезда. В s-процессе в массивных звездах используются свободные нейтроны, образующиеся при горении неона (например, на продвинутых стадиях ядерного горения, помимо сжигания гелия, углерода и кислорода), и приводит к добавлению нейтронов к ядрам железа. Это приводит к образованию тяжелых изотопов, которые могут быть либо стабильными, либо подвергаться распаду и / или дальнейшему захвату нейтронов для образования цепочки «элементов s-процесса» (например, Sr, Y, Ba) вплоть до свинца. Общий процесс эндотермический$\beta$, но выходы и скорости реакции настолько малы, что это не оказывает существенного влияния на общую энергетику звезды. Новоиспеченные элементы s-процесса легко врываются в межзвездную среду вскоре после взрыва сверхновой.