Слияния нейтронных звёзд способствуют нуклеосинтезу

Европейские астрофизики смоделировали объединение двойных нейтронных звёзд и выяснили, что быстрый процесс захвата нейтронов в веществе, выбрасываемом при слиянии, может быть одним из основных источников тяжёлых (с массовым числом, превышающим 140) ядер в Галактике.

Трое учёных из Института астрофизики им. Макса Планка (Германия) и Брюссельского свободного университета (Бельгия) смоделировали объединения двойных нейтронных звёзд и выяснили, какую роль они играют в нуклеосинтезе — естественном образовании атомных ядер (нуклидов).

Стоит сразу напомнить, что элементы тяжелее железа, наблюдаемые в звёздах и Солнечной системе, рождаются в реакциях захвата нейтронов, причём специалисты традиционно выделяют быстрый (rapid, r) и медленный (slow, s) процессы захвата. В случае r-процесса, ответственного за образование примерно половины стабильных нуклидов с массовым числом А, превышающим 60, скорость захвата нейтронов должна превосходить скорость β-распада. Ядра, первоначально формирующиеся в r-процессе, сильно «перегружены» нейтронами, и в результате последовательных β-распадов они начинают превращаться в ядра, имеющие бóльшую стабильность. Помещённое ниже видео даёт возможность проследить за этими изменениями: каждый акт β-распада приближает ядро к соотношению числа нейтронов и протонов, характерному для ядра, стабильного по отношению к β-распаду, и при неизменном массовом числе даёт увеличение заряда Z на единицу.

Принято считать, что высокие концентрации нейтронов, необходимые для r-процесса, создаются при вспышках сверхновых. Последние плохо поддаются моделированию, и авторы решили рассмотреть более простой вариант — слияние двойных нейтронных звёзд, в ходе которого небольшая часть их вещества выбрасывается в пространство и может превращаться в очаг нуклеосинтеза.

Распределение вещества, выброшенного в симметричном (слева) и асимметричном случаях, по плотности. Плотность ρ<sub>s</sub> равна 2,6•10<sup>14</sup> г/см<sup>3</sup>. (Иллюстрация из Astrophysical Journal Letters.)
Распределение вещества, выброшенного в симметричном (слева) и асимметричном случаях, по плотности. Плотность ρs равна 2,6•1014 г/см3. (Иллюстрация из Astrophysical Journal Letters.)

Для моделирования были выбраны симметричная (массы обоих компаньонов равны 1,35 солнечной) и асимметричная (1,2 + 1,5 солнечной массы) двойные системы. Как показали расчёты, в первом случае при объединении гравитационно не связанным становится вещество массой около 3•10–3 солнечной, а асимметричная система «выталкивает» в два раза бóльшую массу. Львиную долю выброса составляют частицы из глубоких слоёв нижней коры звёзд.

Полученное в модельном нуклеосинтезе распределение ядер повторяет график, построенный по результатам исследования Солнечной системы, в области A > 140. По мнению авторов, количество ядер с A < 140 также может соответствовать наблюдаемому, но для этого пришлось бы увеличить долю частиц верхней коры звёзд в выбросе.

Окончательные результаты нуклеосинтеза в симметричном (выделен красным) и асимметричном (обозначен синим) случаях. Чёрным показано характерное для Солнечной системы распределение ядер, синтезируемых в r-процессе.

Окончательные результаты нуклеосинтеза в симметричном (выделен красным) и асимметричном (обозначен синим) случаях. Чёрным показано характерное для Солнечной системы распределение ядер, синтезируемых в r-процессе. (Иллюстрация из Astrophysical Journal Letters.)

Интересно, что одно слияние давало ~(3–5)•10–5 солнечной массы 151,153Eu — элемента, в образовании которого r-процесс играет определяющую роль. При частоте объединений, равной ~(2–3)•10–5событий в год и хорошо согласующейся с последними оценками, слияния двойных нейтронных звёзд объясняли бы происхождение всего европия в Галактике. Следовательно, изученный астрофизиками механизм должен быть одним из основных поставщиков тяжёлых нуклидов с A > 140, рождающихся в r-процессе.

Изменение содержания элементов с разными зарядами ядра Z и числом нейтронов N в веществе, которое выбрасывают объединяющиеся нейтронные звёзды, при захвате нейтронов и последующих β-распадах. Синим показаны наиболее распространённые ядра, красным — наименее распространённые:

Полная версия отчета опубликована в издании Astrophysical Journal Letters; препринт статьи можно скачать с сайта arXiv.

Подготовлено по материалам NewScientist.

21 Сентября 2011, 3:28    Den    2959    0

Нет комментариев.

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.