Перегляд вихідного коду сторінки Нуклеосинтез у наднових

'''Нуклеосинтез у наднових'''&nbsp;— [[нуклеосинтез]] [[Хімічний елемент|хімічних елементів]] під час [[Наднова|спалаху наднової]]. У досить масивних зорях нуклеосинтез шляхом злиття легших елементів у важчі відбувається під час послідовних процесів горіння [[Потрійна альфа-реакція|гелію]], [[Ядерне горіння вуглецю|вуглецю]], [[Ядерне горіння кисню|кисню]] і [[Ядерне горіння кремнію|кремнію]], коли продукти одних ядерних реакцій після стискання й нагрівання стають паливом для наступної стадії «горіння». Під час гідростатично рівноважного спалювання переважно синтезуються продукти [[Альфа-процес|альфа-процесу]] ({{Nobr|1=''A'' = 2''Z''}}). Швидке вибухове спалювання наприкінці [[Еволюція зір|еволюції зорі]]<ref name="ReferenceA" /> зумовлене раптовим зростанням температури внаслідок радіального проходження [[ударна хвиля|ударної хвилі]], яка виникає внаслідок гравітаційного колапсу. В.&nbsp;Д.&nbsp;Арнетт та його колеги з [[університет Райса|університету Райса]]<ref name="Arnett1970" /> показали, що в ядерних реаціях внаслідок коллапсу не-альфа-ядерні ізотопи синтезуються ефективніше, ніж у реакціях, які відбуваються в рівноважному стані зорі,<ref name="Woosley 1973" /><ref name="S.E. Woosley 1995" /> припускаючи, що очікуваний ударно-хвильовий нуклеосинтез є найважливішим шляхом нуклеосинтезу в наднових. Ударно-хвильовий нуклеосинтез та процеси гідростатично рівноважного горіння разом утворюють більшу частину [[Ізотопи|ізотопів]] [[Вуглець|вуглецю]] ({{Nobr|1=[[Атомний номер|''Z'']] = 6}}), [[Оксиген|кисню]] ({{Nobr|1=''Z'' = 8}}) та елементів із {{Nobr|1=''Z'' = 10–28}} (від [[неон]]у до [[Нікель|нікелю]]).<ref>{{Cite journal|last=Thielemann|first=Fr.-K.|last2=Nomoto|first2=K.|last3=Hashimoto |first3=M.-A.|year=1996|title=Core-Collapse Supernovae and Their Ejecta|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=460|issue= |pages=408| bibcode=1996ApJ...460..408T|doi=10.1086/176980}}</ref> У результаті викидання синтезованих ізотопів при вибухах наднових їхня частка у [[Міжзоряний газ|міжзоряному газі]] постійно збільшується. Це збільшення стало вперше очевидним для астрономів тому, що новонароджені зорі більш багаті на ці елементи, ніж старіші.

Елементи, важчі за нікель, є порівняно рідкісними через зменшення атомної маси їх ядерної енергії зв'язку на нуклон, але вони теж утворюються частково всередині наднових. Найбільший інтерес історично являв їх синтез шляхом швидкого захоплення [[нейтрон]]ів ([[r-процес]]). Загальноприйто, що в ядрах наднових виникають необхідні умови. Але у розділі «''r''-процес» нижче наведено нещодавно виявлену альтернативу. Ізотопи ''r''-процесу приблизно в 100&nbsp;000 разів менш поширені, ніж хімічні елементи, утворені ядерним синтезом в оболонках наднової. Крім того, вважається, що інші процеси нуклеосинтезу в наднових є також відповідальними за утворення інших важких елементів, зокрема, процес швидкого захоплення [[протон]]ів ([[Rp-процес|''rp''-процес]]), процес повільного захоплення нейтронів ([[S-процес|''s''-процес]]) у оболонках масивних зір, що [[Потрійна альфа-реакція|спалюють гелій]], і в оболонках, що [[Ядерне горіння вуглецю|спалюють вуглець]], і процес [[Фотоядерна реакція|фотодизінтеграції]] відомий як [[Обійдені ядра|''γ''-процес]]. Останній синтезує найлегші, найбідніші нейтронами, ізотопи елементів, важчих за залізо, з наявних важчих ізотопів.

== Історія ==
У 1946&nbsp;р. [[Фред Гойл]] запропонував, що елементи, важчі за водень і гелій, утворюються шляхом нуклеосинтезу в ядрах масивних зір. До того вважалося, що елементи сучасного Всесвіту були значною мірою утворені під час його утворення. На той час природа наднових була незрозумілою, і Гойл припустив, що ці важкі елементи розподілялись в космосі за рахунок обертової нестабільності. У 1954&nbsp;р. теорія нуклеосинтезу важких елементів у масивних зорях була вдосконалена та поєднана з більшим розумінням наднових для обчислення кількості елементів від вуглецю до нікелю.<ref name="Hoyle1954" /> Ключові елементи теорії включали: передбачення збудженого стану ядра <sup>12</sup> С, що дає можливість [[Потрійна альфа-реакція|потрійній альфа реакції]] відбуватись резонансно до вуглецю та кисню; термоядерні продовження синтезу [[Ядерне горіння вуглецю|ядерного горіння вуглецю,]] що синтезують Ne, Mg і Na; і горіння кисню, що синтезує Si, Al та S. Передбачалося, що [[ядерне горіння кремнію]] відбувається як кінцева стадія синтезу у ядрі масивних зір, хоча ядерна наука тоді ще не могла точно розрахувати, як саме.<ref name="hoyle1946" /> Він також прогнозував, що колапс масивних зір на пізній стадії їх еволюції «неминучий» через збільшення швидкості втрат енергії за рахунок нейтрино і призведе до спалаху з подальшим нуклеосинтезом важких елементів і викиданням їх у космос.

У 1957&nbsp;р. праця авторів [[Маргарет Бербідж]], [[Джеффрі Бербідж]]а, [[Вільям Альфред Фаулер|В.&nbsp;А.&nbsp;Фаулера]] і Гойла розширила і вдосконалила теорію нуклеосинтезу й отримала широке визнання.<ref>{{Cite journal|last=Burbidge|first=E. M.|last2=Burbidge|first2=G. R.|last3=Fowler| first3=W.A.|last4=Hoyle|first4=F.|year=1957|title=Synthesis of the Elements in Stars|journal=[[Reviews of Modern Physics]]|volume=29|issue=4|pages=547–650|bibcode=1957RvMP...29..547B|doi=10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref> Вона стала відома під назвою B²FH або BBFH, за ініціалами авторів. Попередні публікації на десятиліття лишилися забутими внаслідок того, що в B²FH не було послалання на оригінальний опис Гойла нуклеосинтезу масивних зір. Дональд Клейтон пояснив таку невідомість також тим, що праця Гойла 1954 року описувала її ключове рівняння лише на словах<ref>{{Cite journal|last=Clayton|first=D. D.|year=2007|title=Hoyle's Equation|journal= Science|volume=318|issue=5858|pages=1876–1877|bibcode= |doi=10.1126/science.1151167|pmid=18096793}}</ref>, а також тим, що Гойл не достатньо уважно переглянув проект публікації B²FH, отриманий ним від співавторів, які самі не вивчили належним чином роботи Гойла.<ref>Дивись прим.1 у {{Harvnb|Clayton|2008}}</ref> Під час дискусії 1955 року в Кембриджі з його співавторами під час підготовки до першого проекту B²FH 1956 року в Пасадені<ref>Дивись працю B²FH</ref>, скромність Гойла завадила йому підкреслити великі досягнення його теорії 1954 року.

Через тринадцять років після публікації B²FH, В.&nbsp;Д.&nbsp;Арнетт та його колеги<ref name="Arnett1970" /><ref name="ReferenceA" /> показали, що остаточне горіння під час ударної хвилі, розпочатої в результаті колапсу ядра, може синтезувати ізотопи не-альфа-частинок ефективніше, ніж могло б гідростатичне горіння.<ref name="Woosley 1973" /><ref name="S.E. Woosley 1995" /> Це дозволило припустити, що вибуховий нуклеосинтез є найважливішим компонентом нуклеосинтезу наднових. Якщо ударна хвиля, яка відскочила від колапсу речовини на щільне ядро, досить потужна, щоб призвести до скидання оболонки наднової, то вона має забезпечити раптовий нагрів зовнішніх шарів такої зорі, необхідний для вибухового термоядерного горіння. Теоретичною складністю стало розуміння того, як ця ударна хвиля може досягти зовнішніх шарів в умовах, коли речовина продовжує падати всередину. Спостереження наднових запевнили, що це має відбуватися.

Наприкінці 1960-х рр. білі карлики були запропоновані як можливі попередники деяких типів наднових<ref>{{Cite journal|last=Finzi|first=A.|last2=Wolf|first2=R. A.|year=1967|title=Type I Supernovae|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1967-10_150_1/page/115|journal=The Astrophysical Journal|volume=150|pages=115|bibcode=1967ApJ...150..115F|doi=10.1086/149317}}</ref>, хоча остаточного розуміння механізму спалаху та пов'язаного з ним нуклеосинтезу не було до 1980-х років.<ref name="nomoto1982" /> Це показало, що [[наднові типу Ia]] викидають велику кількість радіоактивного нікелю та меншу кількість інших елементів [[Залізний пік|залізного піку]], при цьому радіоактивний нікель швидко перетворюється на радіоактивний кобальт, а потім — на стабільне залізо.<ref name="nomoto1984" />

== Епоха комп'ютерних моделей ==
Праці Гойла 1946 і 1954 років та B²FH 1957 року були написані в докомп'ютерну епоху. Вони покладалися на ручні розрахунки, глибоке розуміння ядерної фізики і фізичну інтуїцію. Попри блискучість цих засновницьких праць, незабаром виник культурний розрив із молодим поколінням дослідників, які почали створювати комп'ютерні моделі<ref>{{публікація|книга|автор=Donald D. Clayton |назва=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis |видання=McGraw-Hill |рік=1968 |розділ=Chapter 6. Calculation of Stellar Structure}}</ref>, що врешті-решт дало відповіді на багато питань щодо пізніх стадій еволюції зір<ref>див. приклад опису горіння гелію у I. Iben, Jr. Astrophys J. 147, 624 (1967)</ref> та нуклеосинтез всередині них.<ref>Woosley, S. E.; Weaver, T. A. (1995). «The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis». The Astrophysical Journal Supplement Series. 101: 181. doi:10.1086/192237.</ref><ref>Thielemann, Fr.-K.; Nomoto, K.; Hashimoto, M.-A. (1996). «Core-Collapse Supernovae and Their Ejecta». The Astrophysical Journal. 460: 408. doi:10.1086/176980.</ref>

== Перебіг процесів ==
Наднова&nbsp;— це раптовий вибух зорі, який відбувається за двома основними сценаріями. <br/>Перший полягає в тому, що [[білий карлик]], який є залишком зорі низької маси, що вичерпала ядерне паливо, зазнає термоядерного вибуху після того, як його маса перевищує [[Межа Чандрасекара|межу Чандрасехара]] внаслідок акреції речовини від більш дифузної зорі-супутника (зазвичай це [[Червоні гіганти|червоний гігант]]), з якою вона перебуває у подвійній системі. Отриманий безконтрольний нуклеосинтез повністю руйнує зорю і викидає значну частину її маси в космос. <br/>Другий і приблизно втричі поширеніший сценарій відбувається, коли масивна зоря (у 12–35 разів масивніша за Сонце), зазвичай [[надгігант]], у критичний час, досягає ізотопу нікель-56 у своїх процесах [[Ядерний синтез|ядерного синтезу]] в ядрі. Без екзотермічної енергії від синтезу ядро масивної зорі-попередника наднової втрачає тепло, необхідне для підтримки тиску, і колапсує внаслідок сильного гравітаційного тиску. Передача енергії від колапсу ядра спричиняє наднову.<ref>
{{Cite journal|last=Heger|first=A.|last2=Fryer|first2=C. L.|last3=Woosley|first3=S. E.|last4=Langer|first4=N.|last5=Hartmann|first5=D. H.|year=2003|title=How Massive Single Stars End Their Life|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|issue=1|pages=288–300|arxiv=astro-ph/0212469|bibcode=2003ApJ...591..288H|doi=10.1086/375341}}</ref>

Ізотоп нікелю-56 має чи не найбільшу [[Енергія зв'язку|енергію зв'язку]] на нуклон серед усіх ізотопів, і тому є останнім ізотопом, [[ядерний синтез]] якого [[Екзотермічна реакція|виділяє енергію]]. У ізотопів з атомною масою більше {{Nobr|1=''A'' = 56}} енергія зв'язку на нуклон менша; синтез таких ізотопів вже не може бути джерелом енергії. <br/>Коли оболонка наднової колапсує та зіштовхується з напівтвердим ядром, виділяється дуже багато енергії (близько 10<sup>53</sup>&nbsp;[[ерг]]), що приблизно в сто разів перевищує кінетичну енергію скинутої оболонки. Десятки дослідницьких робіт були опубліковані в спробі описати гідродинаміку того, як той невеликий відсоток енергії, що падає, передається на оболонку, що надходить на ядро з огляду на неперервний колапс. Ця невизначеність залишається в повному описі колапсу наднових.

Ядерні реакції, в яких синтезуються елементи важчі заліза, поглинають енергію, тобто є [[Ендотермічна реакція|ендотермічними]]. Коли такі реакції починають домінувати, температура ядра знижується. Це призводить до зменшення тиску в ядрі, який підтримує зовнішні шари зорі. Під дією сили тяжіння (яка більше не врівноважується тиском) зовнішня оболонка падає на ядро. Внаслідок колапсу маса ядра зростає й воно ущільнюється. Коли густина в надрах зорі досягає густини атомного ядра, подальше ущільнення стає неможливим й оболонка «відскакує» від нього. Виникає ударна хвиля, яка рухається назовні через нерозплавлену{{уточнити}} речовину зовнішньої оболонки. Проходження такої ударної хвилі призводить до різкого підвищення температури і в речовині оболонки, що багата легкими елементами, починається бурхливий нуклеосинтез, який часто називають ''вибуховим''.<ref name="Arnett1970" /> У цьому процесі виділяється стільки енергії, що оболонка зорі скидається в навколишній [[міжзоряний простір]] і продукти нуклеосинтезу розсіюються там.

== Горіння кремнію ==
Після того, як зоря завершує [[ядерне горіння кисню]], її ядро складається в основному з кремнію та сірки.<ref name="Clayton 1983" /> Якщо зоря має достатньо високу масу, вона далі стискається, поки її ядро не досягне температури в межах 2,7–3,5 мільярда Кельвінів ({{val|230|-|300|ul=keV}})). При цих температурах кремній та інші ізотопи зазнають фотовикиду нуклонів енергійними тепловими фотонами (γ), викидаючи особливо альфа-частинки (<sup>4</sup> He). Ядерне горіння кремнію відрізняється від попередніх стадій нуклеосинтезу тим, що має баланс між захопленнями альфа-частинок та їх зворотним фотовикидом, що утворює надлишок альфа-частинок у наведеній нижче послідовності, в якій кожному показаному захопленню альфа-частинки протистоїть його зворотня реакція, а саме фотовикид альфа-частинки численними тепловими фотонами:
:{|
|-
|<sup>28</sup>Si || + || ||<sup>4</sup>He || {{eqm}} || ||<sup>32</sup>S || + || γ;
|-
|<sup>32</sup>S || + || ||<sup>4</sup>He || {{eqm}} || ||<sup>36</sup>Ar || + || γ;
|-
|<sup>36</sup>Ar || + || ||<sup>4</sup>He || {{eqm}} || ||<sup>40</sup>Ca || + || γ;
|-
|<sup>40</sup>Ca || + || ||<sup>4</sup>He || {{eqm}} || ||<sup>44</sup>Ti || + || γ;
|-
|<sup>44</sup>Ti || + || ||<sup>4</sup>He || {{eqm}} || ||<sup>48</sup>Cr || + || γ;
|-
|<sup>48</sup>Cr || + || ||<sup>4</sup>He || {{eqm}} || ||<sup>52</sup>Fe || + || γ;
|-
|<sup>52</sup>Fe || + || ||<sup>4</sup>He || {{eqm}} || ||<sup>56</sup>Ni || + || γ;
|-
|<sup>56</sup>Ni || + || ||<sup>4</sup>He || {{eqm}} || ||<sup>60</sup>Zn || + || γ.
|}
Альфа-частинкові ядра <sup>44-</sup>Ti і більш масивні в останніх п'яти перерахованих реакціях, всі є радіоактивними, але вони розпадаються після їх викиду при вибухах наднової на численні ізотопи Са, Ti, Cr, Fe та Ni. Ця післявибухова радіоактивність набула великого значення для появи [[Гамма-астрономія|гамма-астрономії]].<ref name="ReferenceB" />

У таких фізичних умовах швидких протилежних реакцій, а саме захоплення альфа-частинок та фотовикиду альфа-частинок, кількість визначається не перерізом реакцій захоплення альфа-частинок; скоріше вона визначається відносною поширеністю реагентів ({{lang-en|abundance}}, що врівноважує швидкості протилежних реакцій. Встановлюються ''постійні співвідношення'' між проміжними реагентами. Цей стан називають ''ядерною квазірівновагою''.<ref name="Bodansky1968a" /><ref name="Bodansky1968b" /><ref>{{Cite book|title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis| last=Clayton|first=D. D.|year=1968| publisher=University of Chicago Press| at=Chapter 7}}</ref> Багато комп'ютерних обчислень, наприклад,<ref name="ReferenceC" /> використовуючи швидкості прямих та обернених реакцій, показали, що квазірівновага не точна, але добре характеризує обчислені поширення. Таким чином, квазірівноважний стан характеризує процес, що відбувається. Він також заповнює невизначеність теорії Гойла 1954 року. Квазірівновага порушується накопиченням <sup>56</sup>Ni, оскільки захоплення альфа-частинок стає повільнішим, тоді як фотовикиди з важчих ядер стають швидшими. Ядра, що не містять альфа-частинок, також беруть участь у багатьох реакціях, подібних до <sup>36</sup>Ar + нейтрон ⇌ <sup>37</sup>Ar + фотон та обернених реакціях, які встановлюють постійні співвідношення між ізотопами не-альфа-частинок, де густина вільних протонів та нейтронів також досягає квазірівноваги. Однак частка вільних нейтронів пропорційна надлишку нейтронів над протонами у складі масивної зорі; як приклад, частка <sup>37</sup>Ar у викидах пізніших масивних зір більша, ніж у викидах ранніх зір, які складались лише з H та He; тому <sup>37</sup>Cl, до якого <sup>37</sup>Ar розпадається після нуклеосинтезу, називають «вторинним ізотопом». Горіння кремнію в зорі відбувається через часову послідовність такої ядерної квазірівноваги, в якій частка <sup>28</sup>Si повільно зменшується, а частка <sup>56</sup> Ni поступово зростає. Це дорівнює зміні ядерного поширення 2 <sup>28</sup>Si ≫ <sup>56</sup>Ni, яку в ядерному розумінні можна вважати горінням кремнію в нікель. В інтересах економіки перестановку фотодизінтеграції та досягнення ядерної квазірівноваги називають ''горінням кремнію''. Процес горіння кремнію в ядрі масивної зорі, яка зазнає стиснення, триває близько одного дня і припиняється після того, як частка <sup>56</sup>Ni стає домінуючою. Остаточне вибухове горіння, коли ударна хвиля проходить через шар горіння кремнію, триває лише секунди, але підвищення температури приблизно на 50&nbsp;% спричиняє шалене ядерне горіння, яке стає головним фактором нуклеосинтезу в діапазоні 28–60 [[Атомна одиниця маси|атомних одиниць маси]].<ref name="ReferenceA" /><ref name="Clayton2003" /> У подальшому ядерному синтезі енергія вже не виділяється, оскільки ядро з 56 нуклонами має найменшу масу на [[нуклон]] серед усіх елементів. Наступним кроком у ланцюзі альфа-реакцій є <sup>60</sup> Zn, який має трохи ''більшу'' масу на нуклон і, таким чином, реакція термодинамічно менш сприятлива. <sup>56</sup>Ni (який має 28 протонів) має [[період напіврозпаду]] 6,02 дня і розпадається через β<nowiki><sup id="mwATY">+</sup></nowiki> розпад до <sup>56</sup>Co (27 протонів), що, в свою чергу, має період напіврозпаду 77,3 доби і перетворюється на <sup>56</sup>Fe (26 протонів). Але <sup>56</sup>Ni не встигає розпастися в надрах масивної зорі, бо коллапс триває лічені хвилини. Тому <sup>56</sup>Ni є найбільш розповсюдженим радіоактивним ядром, створеним таким чином. Його радіоактивність дає енергією світіння після спалаху [[Наднова|наднової]] та створює можливості для [[Гамма-астрономія|гамма-астрономії]].<ref name="ReferenceB" /> Дивіться криву блиску [[SN 1987A]] для демонстрації наслідків цієї можливості. Клейтон і Мейєр нещодавно ще більше узагальнили цей процес тим, що вони назвали ''машину вторинної наднової'', приписуючи зростаючу радіоактивність, яка забезпечує енергією пізні етапи наднових, для зберігання зростаючої кулонівської енергії в квазірівноважному ядрі, названому вище як зсув квазірівноважний зсув від переважно <sup>28</sup>Si до переважно <sup>56</sup>Ni. Видимі ефекти наднових живляться від розпаду цієї надлишкової кулонівської енергії.

Під час стискання ядра потенційна енергія гравітаційного поля перетворюється на теплову й нагріває внутрішню частину приблизно до трьох мільярдів Кельвінів, що підтримує тиск і на короткий час запобігає подальшому стисканню ядра. Однак, у реакціях нуклеосинтезу енергія вже не вивільняться, і остаточне стискання стає неминучим. Воно прискорюється до колапсу, який триватиме лише кілька секунд. Центральна частина зорі перетворюється або на [[Нейтронна зоря|нейтронну зорю]], або, якщо зоря досить масивна,&nbsp;— на [[Чорна діра|чорну діру]]. Під дією ударної хвилі, яка рухається назовні, зовнішні шари зорі скидаються в навколишній простір. Це явище відоме як спалах [[Наднові типу II|наднової типу II]]. Його прояви тривають дні до місяців. На початку спалаху в оболонці, що буде скинута в навколишній простір, наявна велика щільність вільних нейтронів; за лічені секунди там відбувається процес швидкого захоплення нейтронів, відомий під назвою [[R-процес|''r''-процес]]. У цьому процесі синтезуються елементи, важчі заліза. Вважається, що саме таким шляхом утворилася приблизно половина цих елементів у Всесвіті.

== Нукліди, які синтезуються ==
[[Файл:Keplers_supernova.jpg|міні|Складене зображення наднової Кеплера з зображень [[Космічний телескоп Спітцера|космічних телескопів Спітцера]], [[Габбл (телескоп)|Габбл]] та [[Чандра (телескоп)|рентгенівської обсерваторії Чандра]].]]
Зорі з початковою масою менше приблизно у вісім разів від Сонця ніколи не розвивають ядро, яке є достатньо великим для колапсу, і вони врешті-решт втрачають свою атмосферу, щоб стати білими карликами, стабільними сферами вуглецю, що охолоджується, підтримуваними тиском вироджених електронів. Тому нуклеосинтез у цих легших зір обмежений [[Нуклід|нуклідами,]] які були синтезовані у матеріалі, розташованому над кінцевим білим карликом. Це обмежує їх скромні викиди, повернуті у міжзоряний газ, до вуглецю-13 та азоту-14, і до ізотопів, важчих за залізо, в результаті повільного захоплення нейтронів ([[S-процес|''s'' -процес]]).

Однак значна частина білих карликів вибухне, або тому, що вони перебувають на бінарній орбіті із зорею-супутником, яка втрачає масу до сильнішого гравітаційного поля білого карлика, або через злиття з іншим білим карликом. В результаті утворюється білий карлик, який перетинає межу Чандрасекара і вибухає як наднова типу Іа, синтезуючи навколо радіоактивні ізотопи <sup>56</sup>Ni загальною масою до однієї маси Сонця разом із меншою кількістю інших елементів [[Залізний пік|піку заліза]]. Наступний радіоактивний розпад нікелю до заліза зберігає тип Ia оптично дуже яскравим протягом тижнів і створює більше половини всього заліза у Всесвіті.<ref name="francois" />

Практично весь залишок зоряного нуклеосинтезу відбувається, однак, у зорях, які є достатньо масивними, щоб завершити існування як [[Наднова|наднові з колапсом ядра]].<ref name="Clayton2003" /><ref name="francois" /> У масивній зорі-попереднику наднової це включає послідовне спалення гелію, вуглецю, кисню та кремнію. Значна частина результатів горіння ніколи не зможе залишити зорю, а натомість зникає в її колапсованому ядрі. Елементи, які викидаються, фактично утворюються в останню секунду при вибуховому спалюванні, спричиненому ударною хвилею, запущеною колапсом ядра.<ref name="ReferenceA" /> До колапсу ядра утворення елементів між кремнієм і залізом відбувається лише в найбільших зорях, і то в обмеженій кількості. Таким чином, нуклеосинтез поширених первинних елементів<ref>{{Cite journal|last=Clayton|first=D. D.|year=2008|title=Fred Hoyle, primary nucleosynthesis and radioactivity|journal=[[New Astronomy Reviews]]|volume=52|issue=7–10|pages=360–363|bibcode=2008NewAR..52..360C| doi=10.1016/j.newar.2008.05.007| ref=harv}}</ref> (які визначається як ті, які можна було б синтезувати в зорях, що спочатку складались лише з водню та гелію, що утворились під час Великого вибуху), фактично суттєво обмежений нуклеосинтезом під час колапсу ядра наднової.

== ''R''-процес ==
{{Main|r-процес}}
[[Файл:Nucleosynthesis_periodic_table.svg|міні| Версія [[Періодична система хімічних елементів|періодичної таблиці]] з зазначенням основного походження елементів, знайдених на Землі. Усі елементи пізніше плутонію (елемент 94)&nbsp;— техногенні.]]
Під час нуклеосинтезу наднових ''r''-процес створює дуже багаті нейтронами важкі ізотопи, які розпадаються після події до першого стійкого [[Ізотопи|ізотопу]], тим самим створюючи багаті на нейтрони стійкі ізотопи всіх важких елементів. Цей процес захоплення нейтронів відбувається в умовах високої нейтронної щільності при високих температурних умовах. У ''r''-процесі будь-які важкі ядра бомбардуються великим потоком нейтронів, утворюючи високостабільні [[Ядро атома|ядра]], багаті нейтронами, які дуже швидко зазнають [[Бета-розпад|бета-розпаду]], утворюючи більш стійкі ядра з більшим [[Атомний номер|атомним числом]] і однаковою [[Атомна маса|атомною масою]]. Щільність нейтронів надзвичайно висока, близько 10 <sup>22-24</sup> нейтронів на кубічний сантиметр. Перший розрахунок розвитку ''r''-процесу, що показував еволюцію обчислених результатів із часом,<ref name="Seeger1965" /> також припустив, що поширення при ''r''-процесі&nbsp;— це суперпозиція різних нейтронних [[флюенс]]ів. Невеликий флюенс створює перший пік поширення ''r''-процесу довкола атомної маси {{Nobr|1=''A'' = 130}}, але не має [[Актиноїди|актиноїдів]], тоді як великий флюенс утворює актиноїди [[Уран (хімічний елемент)|урану]] та [[Торій|торію]], але більше не містить піку {{Nobr|1=''A'' = 130}}. Ці процеси відбуваються за період від частки секунди до декількох секунд, залежно від деталей. Сотні наступних опублікованих робіт використали цей залежний від часу підхід. Єдина сучасна наднова [[SN 1987A|1987A]], розташована астрономічно недалеко, не продемонструвала поширення при ''r''-процесі. Сучасне мислення полягає в тому, що результати ''r''-процесу можуть викидатися з одних наднових, а в інших поглинатися як частина залишкової нейтронної зорі або чорної діри.

Цілком нові астрономічні дані про ''r''-процес були виявлені 2017 року, коли гравітаційно-хвильові обсерваторії [[Лазерна інтерферометрична гравітаційно-хвильова обсерваторія|LIGO]] та [[Virgo (інтерферометр)|Virgo]] виявили злиття двох нейтронних зір, які раніше оберталися одна навколо іншої<ref>{{Cite journal|last=Abbott|first=B. P.|displayauthors=etal|year=2017|title=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral|journal=[[Physical Review Letters]]|volume=119|issue=16|page=161101|arxiv=1710.05832| bibcode=2017PhRvL.119p1101A| doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101|pmid=29099225}}</ref> Це може статися, коли обидві масивні зорі на бінарній орбіті стають надновими з колапсом ядра, залишаючи після вибуху нейтронні зорі. Кожен міг «почути» повтор зростаючої орбітальної частоти, оскільки орбіта ставала меншою та швидшою через втрату енергії гравітаційними хвилями. Локалізація на небі джерела цих гравітаційних хвиль, випромінюваних орбітальним колапсом і злиттям двох нейтронних зір, які створили чорну діру, але зі значним викидом маси сильно нейтронізованої речовини, дала змогу декільком командам<ref>
{{Cite journal|last=Arcavi|first=I.|displayauthors=etal|year=2017|title=Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger|journal=Nature|volume=551|issue=7678|pages=64–66|arxiv=1710.05843|bibcode=2017Natur.551...64A|doi=10.1038/nature24291}}</ref><ref>
{{Cite journal|last=Pian|first=E.|displayauthors=etal|year=2017|title=Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger|journal=Nature|volume=551|issue=7678|pages=67–70|arxiv=1710.05858|bibcode=2017Natur.551...67P|doi=10.1038/nature24298|pmid=29094694}}</ref><ref>
{{Cite journal|last=Smartt|first=S. J.|displayauthors=etal|year=2017|title=A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source|journal=Nature|volume=551|issue=7678|pages=75–79|arxiv=1710.05841|bibcode=2017Natur.551...75S|doi=10.1038/nature24303|pmid=29094693}}</ref> виявити та вивчити решти оптичний залишок після злиття, і знайти спектроскопічні докази ''r''-процесової речовини, викинутої нейтронними зорями, які злились Основна частина цього матеріалу, як видається, складається з двох типів: гаряча синя маса високорадіоактивних ''r'' -процесових речовин важких ядер нижнього масиву ({{Nobr|''A'' < 140}}) і більш холодна червона маса більш важчих ''r''-процесових ядер ({{Nobr|''A'' > 140}}), багата на лантаніди (такі як уран, торій, каліфорній тощо). Вивільняючись з величезного внутрішнього тиску нейтронної зірки, ці нейтралізовані викиди розширюються і випромінюють виявлене оптичне світло протягом приблизно тижня. Така тривалість свічення не була б можливою без нагрівання шляхом внутрішнього радіоактивного розпаду, що забезпечується ''r''-процесовими ядрами поблизу їх точок очікування. Дві різні масові області {{Nobr|''A'' < 140}} і {{Nobr|''A'' > 140}} для результатів ''r''-процесу були відомі з часів перших залежних від часу розрахунків ''r''-процесу.<ref name="Seeger1965" /> Через ці спектроскопічні особливості висунуто припущення, що стверджувалося, що ''r''-процесний нуклеосинтез у Чумацькому Шляху, можливо, був в основному викинутим при злитті нейтронних зір, а не з наднових.<ref>{{Cite journal|last=Kasen|first=D.|last2=Metzger |first2=B.|last3=Barnes |first3=J.|last4=Quataert|first4=E.|last5=Ramirez-Ruiz|first5=E.|year=2017|title=Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event|url=https://curis.ku.dk/portal/da/publications/origin-of-the-heavy-elements-in-binary-neutronstar-mergers-from-a-gravitationalwave-event(3217173f-1c35-4dc8-a2b4-e0ef2a3f8064).html|journal=Nature|volume=551|issue=7678|pages=80–84|arxiv=1710.05463| bibcode=2017Natur.551...80K |doi=10.1038/nature24453|pmid=29094687}}</ref>

== Див. також ==
{{cmn|colwidth=20em|
* [[Первинний нуклеосинтез]]
* [[Критична маса]]
* [[Поділ ядра]]
* [[Ядерний синтез]]
* [[Нуклеосинтез]]
* [[Первинний нуклід]]
* [[Радіоактивність]]
* [[Зоряний нуклеосинтез]]
}}
{{Portal|Астрономія}}

== Примітки ==
{{Reflist|refs = 
<ref name="Arnett1970">{{Cite journal|last=Arnett|first=W. D.|last2=Clayton|first2=D. D.|year=1970|title=Explosive Nucleosynthesis in Stars|journal=Nature|volume=227|issue=5260|pages=780–784|bibcode=1970Natur.227..780A|doi=10.1038/227780a0|pmid=16058157}}</ref>

<ref name="Bodansky1968a"> {{Cite journal|last=Bodansky|first=D.|last2=Clayton|first2=D. D.|last3=Fowler|first3=W. A.|year=1968|title=Nucleosynthesis During Silicon Burning|url=https://tigerprints.clemson.edu/physastro_pubs/394|journal=[[Physical Review Letters]]|volume=20|issue=4|pages=161–164|bibcode=1968PhRvL..20..161B|doi=10.1103/PhysRevLett.20.161}}</ref>

<ref name="Bodansky1968b"> {{Cite journal|last=Bodansky|first=D.|last2=Clayton|first2=D. D.|last3=Fowler|first3=W. A.|year=1968|title=Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning|journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]|volume=16|issue=|page=299|bibcode=1968ApJS...16..299B|doi=10.1086/190176}}</ref>

<ref name="Clayton 1983">{{Cite book|title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|url=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay|last=Clayton|first=D. D.|year=1983|publisher=University of Chicago Press|pages=[https://archive.org/details/principlesofstel0000clay/page/519 519]–524}}</ref>

<ref name="Clayton2003">{{Cite book|title=Handbook of Isotopes in the Cosmos|url=https://archive.org/details/handbookofisotop0000clay|last=Clayton|first=D. D.|year=2003|publisher=[[Cambridge University Press]]}}</ref>

<ref name="francois"> {{Cite journal|last=François|first=P.|last2=Matteucci|first2=F.|last3=Cayrel |first3=R.|last4=Spite |first4=M.|last5=Spite |first5=F.|last6=Chiappini |first6=C.|year=2004|title=The evolution of the Milky Way fromits earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis|journal=[[Astronomy & Astrophysics]]|volume=421|issue=2|pages=613–621|arxiv=astro-ph/0401499|bibcode=2004A&A...421..613F|doi=10.1051/0004-6361:20034140}}</ref>

<ref name="hoyle1946">{{Cite journal|last=Hoyle|first=F.|year=1946|title=The Synthesis of the Elements from Hydrogen|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=106|issue=5|pages=343–383|bibcode=1946MNRAS.106..343H|doi=10.1093/mnras/106.5.343}}</ref>

<ref name="Hoyle1954">{{Cite journal|last=Hoyle|first=F.|year=1954|title=On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel|journal= The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=1|issue=|page=121|bibcode=1954ApJS....1..121H|doi=10.1086/190005}}</ref>

<ref name="nomoto1982">{{Cite journal|last=Nomoto|first=Ken'Ichi|year=1980|title=White dwarf models for type I supernovae and quiet supernovae, and presupernova evolution|journal=Space Science Reviews|volume=27|issue=3–4|pages=563|bibcode=1980SSRv...27..563N|doi=10.1007/BF00168350}}</ref>

<ref name="nomoto1984">{{Cite journal|last=Nomoto|first=K.|last2=Thielemann|first2=F.-K.|last3=Yokoi|first3=K.|year=1984|title=Accreting white dwarf models of Type I supernovae. III - Carbon deflagration supernovae|journal=The Astrophysical Journal|volume=286|pages=644|doi=10.1086/162639}}</ref>

<ref name="S.E. Woosley 1995">{{Cite journal|last=Woosley|first=S. E.|last2=Weaver|first2=T. A.|year=1995|title=The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis|url=https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc624959/|journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]|volume=101|issue=|pages=181|bibcode=1995ApJS..101..181W|doi=10.1086/192237}}</ref>

<ref name="ReferenceA">{{Cite journal|last=Woosley|first=S. E.|last2=Arnett|first2=W. D.|last3=Clayton|first3=D. D.|year=1973|title=The Explosive burning of oxygen and silicon|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=26|issue=|pages=231–312| bibcode=1973ApJS...26..231W |doi=10.1086/190282|ref=harv}}</ref>

<ref name="ReferenceB"> {{Cite journal|last=Clayton|first=D. D.|last2=Colgate|first2=S. A.|last3=Fishman|first3=G. J.|year=1969|title=Gamma-Ray Lines from Young Supernova Remnants|url=http://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1313&context=physastro_pubs|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=155|page=75|bibcode=1969ApJ...155...75C|doi=10.1086/149849}}</ref>

<ref name="ReferenceC">{{Cite journal|last=Clayton|first=D. D.|last2=Meyer|first2=B. S.|year=2016|title=The secondary supernova machine: Gravitational compression, stored Coulomb energy, and SNII displays|journal=[[New Astronomy Reviews]]|volume=71|issue=|pages=1–8|bibcode=2016NewAR..71....1C|doi=10.1016/j.newar.2016.03.002}}</ref>

<ref name="Seeger1965">{{Cite journal|last=Seeger|first=P. A.|last2=Fowler|first2=W. A.|last3=Clayton|first3=D. D.|year=1965|title=Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture|url=https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1307&context=physastro_pubs|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=11|issue=|pages=121–126|bibcode=1965ApJS...11..121S|doi=10.1086/190111}}</ref>

<ref name="Woosley 1973">Див. мал.1, 3 і 4 у Arnett & Clayton (1970) та мал.&nbsp;2, ст.&nbsp;241 у {{Harvnb|Woosley|Arnett|Clayton|1973}}</ref>
}}

== Інше читання ==
* {{Cite journal|last=Burbidge|first=E. M.|last2=Burbidge|first2=G. R.|last3=Fowler|first3=W.A.|last4=Hoyle|first4=F.|year=1957|title=Synthesis of the Elements in Stars|url=https://www.pmf.unizg.hr/_download/repository/burbidge_RMP_29_547_1957.pdf|journal=[[Reviews of Modern Physics]]|volume=29|issue=4|pages=547–650|bibcode=1957RvMP...29..547B|doi=10.1103/RevModPhys.29.547}}
* {{Cite book|title=Handbook of isotopes in the cosmos|url=https://archive.org/details/handbookofisotop0000clay|last=Clayton|first=D.|year=2003|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=978-0-521-82381-4}}

== Посилання ==
* [http://skyandtelescope.com/news/article_1502_1.asp Atom Smashers Shed Light on Supernovae, Big Bang] ''[[Sky & Telescope]] Online'', April 22, 2005
* {{Cite journal
 |last1=Gonzalez |first1=G.
 |last2=Brownlee |first2=D.
 |last3=Ward |first3=P.
 |year=2001
 |title=The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution
 |journal=Icarus
 |volume=152 |issue=1 |pages=185–200
 |arxiv=astro-ph/0103165
 |bibcode=2001Icar..152..185G
 |doi=10.1006/icar.2001.6617
}}

{{Наднові (навігація)}}

[[Категорія:Наднові]]
[[Категорія:Нуклеосинтез]]