Astronomija

Skaičiuojant santykinius saulės spindulių kiekius sprogstamųjų nukleosintezės išeigoms

Skaičiuojant santykinius saulės spindulių kiekius sprogstamųjų nukleosintezės išeigoms


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Man kyla problemų nustatant tam tikro supernovos sprogimo modelio ejecta produktų gausos santykį. Pagal sprogimo modelius mums pateikiama kiekvieno sprogimo metu susidariusio elemento 3 izotopų masė saulės masės vienetais. Norėdamas išspręsti gausos santykį, turiu konvertuoti išmetamųjų produktų masę į skaičių tankį. Kai kurių elementų X gausos santykis, atsižvelgiant į silicį, atsižvelgiant į saulės vertes, apibrėžiamas taip:

$ [X / Si] = frac {(X / Si)} {(X / Si) _ odot} $

Kur X ir Si yra skaičių tankis.

Jei atsižvelgsime į deguonį: naudokite saulės vertes iš Anderso ir Grevesse'o, kur O$ _ odot $ = 8,51e-04 ir Si$ _ odot $ = 3,55e-05 (gausybių skaičius, palyginti su H). Naudodami „Maeda + 2003“ 40A sprogimo modelį (2 lentelė), mes žinome išstūmimo masę (saulės vienetais):

  • deguonis-16 = 5,99
  • deguonis-17 = 5,33 e-08
  • deguonis-18 = 5.48e-06
  • silicis-28 = 1,87e-01
  • silicis-29 = 3,57e-02
  • silicis-30 = 2,73e-02

Kaip nustatyti [O / Si]? Atkreipkite dėmesį, kad atsakymas turėtų būti 2,783.

Mano bandymas rasti sprendimą:

$ O = frac { text {išmesti deguonies masę-16}} { text {atominė deguonies masė-16}} $

$ O = 5,99 ~ M_ odot / 15,994 ~ amu $ (dominuoja O-16; likusią dalį ignoravo)

$ O = 0,3745 ~ M_ odot / amu $

$ Si = frac { text {išmetama Si-28 masė}} { text {atominė Si-28 masė}} + frac { text {išmetama Si-29 masė}} { text {atominė masė iš Si-29}} + frac { text {ejecta Si-30 masė}}} { text {atominė Si-30 masė}} $

$ Si = frac {1.87E − 01} {27.976} + frac {3.57E − 02} {28.976} + frac {2.73E − 02} {29.973} ~ M_ odot / amu $

$ Si = 0.008827 ~ M_ odot / amu $

$ [O / Si] = frac {(X / Si)} {(X / Si) _ odot} $

$ [O / Si] = frac {(0,3745 / 0,008827)} {(8,51E-04 / 3,55e-05)} $

$ [O / Si] = 1,889 $

Kas nėra 2,783. Ko man trūksta?


Fosforo turinčios neįprastos gausos žvaigždės meta iššūkį teorinėms prognozėms

Beveik visi cheminiai elementai buvo sukurti nukleosintezės reakcijose įvairių rūšių žvaigždėse ir buvo sukaupti mūsų kosminėje istorijoje. Tarp šių elementų ypač svarbu susidaryti fosforo kilmę, nes žinoma, kad jis yra būtinas tokiai gyvybei, kokią žinome Žemėje. Tačiau dabartiniai (galaktikos) cheminės evoliucijos modeliai nepakankamai prognozuoja fosforą, kurį stebime mūsų Saulės sistemoje. Čia mes pranešame apie 15 fosforo turinčių žvaigždžių, turinčių neįprastą O, Mg, Si, Al ir Ce gausą, atradimą. Fosforo turinčios žvaigždės greičiausiai paveldi savo savitą chemiją iš kito netoliese esančio žvaigždžių šaltinio, tačiau jų intriguojantis cheminės gausos modelis meta iššūkį dabartinėms žvaigždžių nukleosintezės teorinėms prognozėms. Konkretūs efektai, tokie kaip rotacija ar išplėstinė nukleosintezė konvekciškai reaktyviuose regionuose masyviose žvaigždėse, yra perspektyviausios alternatyvos paaiškinti fosforo turinčių žvaigždžių egzistavimą. Žvaigždžių pirmtakai, kuriuose gausu fosforo, gali reikšmingai prisidėti prie šiandien Žemėje esančio fosforo.


Nukleosintezė žvaigždėse ir galaktikų cheminis praturtinimas

Po Didžiojo sprogimo sunkiųjų elementų gamyba ankstyvojoje Visatoje vyksta nuo pirmųjų žvaigždžių susidarymo, jų evoliucijos ir sprogimo. Pirmieji supernovos sprogimai turi stiprų dinaminį, šiluminį ir cheminį grįžtamąjį ryšį apie vėlesnių žvaigždžių susidarymą ir galaktikų evoliuciją. Tačiau pirmųjų Visatos žvaigždžių ir supernovos sprogimų pobūdis nebuvo gerai išaiškintas. Pirmųjų žvaigždžių nukleosintezės pajamingumą galima pamatyti elementų gausos modeliuose, pastebėtuose ypatingai metalų neturinčiose žvaigždėse. Įdomu tai, kad šie modeliai rodo tam tikrus saulės gausos modelio ypatumus, kurie turėtų suteikti svarbių užuominų suprasti ankstyvųjų žvaigždžių kartų prigimtį. Taigi apžvelgiame naujausius daugiausiai žvaigždžių, gaunamų iš daugybės žvaigždžių masių, metališkumo ir sprogimo energijos, nukleosintezės rezultatus. Mes taip pat pateikiame derlingumo lenteles ir nagrinėjame, kaip tuos derlius veikia kai kurie hidrodinaminiai efektai sprogus supernovoms, būtent sprogimo energija nuo hipernovos iki silpnos supernovos, perdirbtų medžiagų maišymas ir atsargos, asferiškumas ir kt. yra apriboti supernovų ir neturtingų metalų žvaigždžių stebėjimo duomenimis. Nukleosintezės išeiga taikoma mūsų Galaxy ir kitų tipų galaktikų cheminės evoliucijos modeliui aptarti, kaip cheminio sodrinimo procesas vyko evoliucijos metu.


Skaičiuojant santykinius saulės spindulių kiekius sprogstamųjų nukleosintezės išeigoms - astronomija

Kontekstas. Daugiausia manganas sintetinamas Ia tipo supernovos (SN Ia) sprogimų metu. Dėl Mn išeities priklausomybės nuo sprogstamojo termobranduolinio deginimo entropijos, prognozuojama, kad SNe Ia, dalyvaujantis netoli Chandrasekhar masės (M Ch) baltųjų nykštukų (WD), Mn ir Fe santykis žymiai viršys SN Ia sprogimų, susijusių su sub -Chandrasekhar masiniai pirminiai WD. Iš visų dabartinių supernovos sprogimo modelių tik SN Ia modeliai, kuriuose naudojami beveik M Ch WD, gamina [Mn / Fe] ≳ 0,0.
Tikslai: Naudodami konkretų derlių konkuruojančiuose SN Ia scenarijuose, mes siekiame apriboti santykines sprogimo šalia M Ch iki sub-M Ch pirminės galaktikos dalis galaktikoje.
Metodai: Mn išeigas išgauname iš trimačių termobranduolinių supernovų modeliavimų, kurie nurodo skirtingus pradinius nustatymus ir pirmtakų kanalus. Tada apskaičiuojame Mn cheminę evoliuciją saulės kaimynystėje, darant prielaidą, kad SNe Ia susideda iš skirtingų santykinių nagrinėjamų sprogimo modelių dalių.
Rezultatai: Mes nustatome, kad dėl branduolinės statistinės pusiausvyros užšalimo derliaus priklausomybės nuo entropijos [Mn / Fe] labai priklauso nuo sprogstančio WD masės, o beveik M Ch WD gamina žymiai didesnę [Mn / Fe] nei sub-M Ch WD. Iš visų nukleosintetinių šaltinių, galinčių turėti įtakos Mn cheminei evoliucijai, tik sprogimo modeliai, apimantys termobranduolinį beveik M Ch WD deginimą, numato saulės ar super-saulės [Mn / Fe]. Taigi, atlikdami cheminės evoliucijos skaičiavimus, pastebime, kad Saulės kaimynystėje pastebėtas [Mn / Fe], esant [Fe / H] ≳ 0,0, negali būti atkurtas be beveik M Ch SN SN Ia pradmenų. Darant prielaidą, kad 50% visų SNe Ia susidaro dėl sprogstamo termobranduolinio deginimo beveik M Ch WD, rezultatai gerai atitinka duomenis.


Priklausomybė

Dublino pažangiųjų studijų institutas, 31 Fitzwilliam Place, Dublinas, 2, Airija

Feliksas Aharonis ir Marija Černyakova

„Max-Planck-Institut für Kernphysik“, PO Box 103980, Heidelbergas, 69029, Vokietija

Gran Sasso mokslo institutas, viale Francesco Crispi 7, Akvila, 67100 L, Italija

SRON Nyderlandų kosmoso tyrimų institutas, Sorbonnelaan 2, Utrechtas, 3584 CA, Nyderlandai

Hiroki Akamatsu, Elisa Costantini, Jelle de Plaa, Jan-Willem den Herder, Margherita Giustini, Liyi Gu, Jelle Kaastra, Missagh Mehdipour ir Cor P. de Vries

Kosmoso ir Žemės aplinkos tyrimų institutas, Nagojos universitetas, Furo-cho, Chikusa-ku, Nagoja, 464-8601, Aichi, Japonija

Fumie Akimoto, Hiroyasu Tajima ir Kazutaka Yamaoka

Kavli dalelių astrofizikos ir kosmologijos institutas, Stanfordo universitetas, 452 Lomita Mall, Stanfordas, 94305, Kalifornija, JAV

Stevenas W. Allenas, Rogeris Blandfordas, Gregas Madejskis, Hirokazu Odaka, Danas R. Wilkinsas ir Irina Zhuravleva

Stanfordo universiteto Fizikos katedra, 382 Via Pueblo Mall, Stanfordas, 94305, Kalifornija, JAV

Stevenas W. Allenas, Rogeris Blandfordas ir Irina Zhuravleva

SLAC nacionalinė greitintuvo laboratorija, 2575 Sand Hill Road, Menlo parkas, 94025, Kalifornija, JAV

Stevenas W. Allenas ir Rogeris Blandfordas

NASA, Goddardo kosminių skrydžių centras, 8800 Greenbelt Road, Greenbelt, 20771, Merilandas, JAV

Lorella Angelini, Meng P. Chiao, Megan E. Eckart, Kenji Hamaguchi, Ilana M. Harrus, Ann Hornschemeier, Tim Kallman, Richard L. Kelley, Caroline A. Kilbourne, Maurice A. Leutenegger, Michael Loewenstein, Maxim Markevitch, Hideyuki Mori , Koji Mukai, Takashi Okajima, Robert Petre, Frederick S. Porter, Katja Pottschmidt, Kazuhiro Sakai, Peter J. Serlemitsos, Yang Soong, Francesco Tombesi, Daniel R. Wik, Hiroya Yamaguchi ir Tahir Yaqoob

Ženevos universiteto Astronomijos katedra, sk. d’Écogia 16, Versoix, CH-1290, Šveicarija

Marcas Audardas, Carlo Ferrigno ir Stéphane'as Paltani

Fizikos katedra, Ehime universitetas, Bunkyo-cho, Matsuyama, 790-8577, Ehime, Japonija

„Hisamitsu Awaki“ ir „Yuichi Terashima“

Fizikos katedra ir Oskaro Kleino centras, Stokholmo universitetas, Stokholmas, 106 91, Švedija

Tokijo universiteto Fizikos katedra, 7-3-1 Hongo, Bunkyo-ku, 113-0033, Tokijas, Japonija

Aya Bamba, Tsuneyoshi Kamae ir Kazuhiro Nakazawa

Tokijo universiteto Ankstyvosios visatos tyrimų centras, Mokslo mokykla, 7-3-1 Hongo, Bunkyo-ku, 113-0033, Tokijas, Japonija

Aya Bamba ir Kazuhiro Nakazawa

Kavli astrofizikos ir kosmoso tyrimų institutas, Masačusetso technologijos institutas, 77 Masačusetso prospektas, Kembridžas, 02139, Masačusetsas, JAV

Marshallas W. Bautzas, Esra Bulbulas ir Ericas D. Milleris

Smithsonian astrofizikos observatorija, 60 Garden Street, MS-4 Kembridžas, 02138, Masačusetsas, JAV

Laura W. Brenneman, Esra Bulbul, Adam R. Foster ir Randall K. Smith

Lawrence Livermore nacionalinė laboratorija, 7000 East Avenue, Livermore, 94550, Kalifornija, JAV

Veino valstijos universiteto Fizikos ir astronomijos katedra, 666 West Hancock Street, Detroitas, 48201, Mičiganas, JAV

Astronomijos katedra, Jeilio universitetas, Niu Heivenas, 06520-8101, Konektikutas, JAV

Fizikos katedra, Jeilio universitetas, Niu Heivenas, 06520-8120, Konektikutas, JAV

Paolo S. Coppi, Andrew Szymkowiak ir C. Megan Urry

Fizikos katedra, Ekstragalaktinės astronomijos centras, Durhamo universitetas, South Road, Durhamas, DH1 3LE, JK

Japonijos aviacijos ir kosmoso tyrimų agentūra, Kosmoso ir astronautikos mokslo institutas, 3-1-1 Yoshino-dai, Chuo-ku, Sagamihara, 252-5210, Kanagawa, Japonija

Tadayasu Dotani, Kenas Ebisawa, Katsuhiro Hayashi, Ryo Iizuka, Yoshiyuki Inoue, Manabu Ishida, Kumi Ishikawa, Masachika Iwai, Motohide Kokubun, Shu Koyama, Yoshitomo Maeda, Kazuhisa Mitsuda, Takao Nakagawa, Masanobu Ozakiie , Yasuharu Sugawara, Tadayuki Takahashi, Yoh Takei, Takayuki Tamura, Yasuo Tanaka, Hiroshi Tomida, Masahiro Tsujimoto, Shutaro Ueda, Shin Watanabe ir Noriko Y. Yamasaki

Kioto universiteto Astronomijos katedra, Kitashirakawa-Oiwake-cho, Sakyo-ku, 606-8502, Kiotas, Japonija

Teruaki Enoto, Shiu-Hang Lee, Shin Mineshige ir Yoshihiro Ueda

„Hakubi“ pažangiųjų tyrimų centras, Kioto universitetas, Kiotas, 606-8302, Japonija

Tokijo metropoliteno universiteto Fizikos katedra, 1-1 Minami-Osawa, Hachioji, 192-0397, Tokijas, Japonija

Yuichiro Ezoe, Yuto Ichinohe, Yoshitaka Ishisaki, Takaya Ohashi, Hiromi Seta ir Shinya Yamada

Kembridžo universiteto Astronomijos institutas, Madingley Road, Kembridžas, CB3 0HA, JK

Andrew C. Fabianas ir Ciro Pinto

Kanazawa universiteto Matematikos ir fizikos fakultetas, Kakuma-machi, Kanazawa, 920-1192, Ishikawa, Japonija

Ryuichi Fujimoto ir Daisuke Yonetoku

Mokslo mokykla, Hirosimos universitetas, 1-3-1 Kagamiyama, Higashi, 739-8526, Hirosima, Japonija

Yasushi Fukazawa, Takao Kitaguchi, Tsunefumi Mizuno, Masanori Ohno, Hiromitsu Takahashi, Yasuyuki T. Tanaka ir Norbertas Werneris

Fujitos sveikatos universitetas, Toyoake, 470-1192, Aichi, Japonija

Fizikos katedra, Majamio universitetas, 1320 Campo Sano Drive, Coral Gables, 33146, Florida, JAV

Massimiliano Galeazzi ir Eugenio Ursino

Šv. Marijos universiteto Astronomijos ir fizikos katedra, Robie gatvė 923, Halifaksas, B3H 3C3, Naujoji Škotija, Kanada

Fizikos ir astronomijos katedra, Sautamptono universitetas, Highfield, SO17 1BJ, Sautamptonas, Didžioji Britanija

„Laboratoire APC“, 10 al. Alice Domon et Léonie Duquet, Paryžius, 75013, Prancūzija

Andrea Goldwurm, Philippe'as Laurentas ir Danielis Maieris

CEA Saclay, Gif sur Yvette, 91191, Prancūzija

Andrea Goldwurm, Philippe Laurent, Olivier Limousine ir Daniel Maier

Europos kosmoso tyrimų ir technologijų centras, Keplerlaan 1, Noordwijk, 2201 AZ, Nyderlandai

Matteo Guainazzi ir Davidas Lumbas

Aiči edukologijos universiteto Fizikos ir astronomijos katedra, Aichi, 448-8543, Japonija

Tokijo mokslo universiteto Fizikos katedra, 2641 Yamazaki, Noda, 278-8510, Chiba, Japonija

Kouichi Hagino ir Takayoshi Kohmura

Merilando universiteto Baltimorės apygardos fizikos katedra, 1000 Hilltop Circle, Merilandas, Baltimorė, 21250, JAV

Kenji Hamaguchi, Ilana M. Harrus, Maurice A. Leutenegger, Koji Mukai, Katja Pottschmidt ir Tahir Yaqoob

Miyazaki universiteto Taikomosios fizikos ir elektronikos inžinerijos katedra, 1-1 Gakuen Kibanadai-Nishi, Miyazaki, 889-2192, Japonija

Isamu Hatsukade, Koji Mori ir Makoto Yamauchi

Nagojos universiteto Fizikos katedra, Furo-cho, Chikusa-ku, Aichi 464-8602, Nagoja, Japonija

Katsuhiro Hayashi, Takayuki Hayashi, Hideyo Kunieda, Ikuyuki Mitsuishi, Yuzuru Tawara ir Kazutaka Yamaoka

Žemės ir kosmoso mokslo katedra, Osakos universitetas, 1-1 Machikaneyama-cho, Toyonaka, 560–0043, Osaka, Japonija

Kiyoshi Hayashida, Hironori Matsumoto, Hiroshi Nakajima ir Hiroshi Tsunemi

Kwansei Gakuin universiteto Fizikos katedra, 2-1 Gakuen, Sanda, 669-1337, Hyogo, Japonija

Fizikos katedra, Rikkyo universitetas, 3-34-1 Nishi-Ikebukuro, Toshima-ku, 171-8501, Tokijas, Japonija

Akio Hoshino, Shunji Kitamoto, Shinya Saito ir Yasunobu Uchiyama

Fizikos ir astronomijos katedra, Rutgerso universitetas, 136 Frelinghuysen Road, Piscataway, Naujasis Džersis, 08854, JAV

Meisei universitetas, 2-1-1 Hodokubo, Hino, 191-8506, Tokijas, Japonija

Leideno observatorija, Leideno universitetas, PO Box 9513, RA Leidenas, 2300, Nyderlandai

Mokslo ir inžinerijos tyrimų institutas, Waseda universitetas, 3-4-1 Ohkubo, Shinjuku, 169-8555, Tokijas, Japonija

Fizikos katedra, Chuo universitetas, 1-13-27 Kasuga, Bunkyo, 112-8551, Tokijas, Japonija

Satoru Katsuda ir Yohko Tsuboi

Fizikos katedra, Tokijo technologijos institutas, 2-12-1 Ookayama, Meguro-ku, 152-8550, Tokijas, Japonija

Nobuyuki Kawai, Satoshi Sugita ir Yoichi Yatsu

Toho universiteto Fizikos katedra, 2-2-1 Miyama, Funabashi, 274-8510, Chiba, Japonija

Kioto universiteto Fizikos katedra, Kitashirakawa-Oiwake-Cho, Sakyo, 606–8502, Kiotas, Japonija

Katsuji Koyama, Takaaki Tanaka, Takeshi Go Tsuru ir Hiroyuki Uchida

Europos kosmoso astronomijos centras, Camino Bajo del Castillo s / n, Villanueva de la Cañada, 28692, Madridas, Ispanija

Peteris Kretschmaras ir Norbertas Schartelis

Universitetų kosminių tyrimų asociacija, 7178 Columbia Gateway Drive, Kolumbija, 21046, Merilandas, JAV

Nacionalinis mokslo fondas, 4201 Wilson Blvd, Arlingtonas, 22230, Virdžinija, JAV

Elektroninių informacinių sistemų katedra, Shibaura technologijos institutas, 307 Fukasaku, Minuma-ku, Saitama 337-8570, Saitama-shi, Japonija

Merilendo universiteto Astronomijos katedra, Koledžo parkas, Merilandas, 20742, JAV

Michaelas Loewensteinas, Richardas F. Mushotzky, Christopheris S. Reynoldsas, Francesco Tombesi ir Hiroya Yamaguchi

Kosminio teleskopo mokslo institutas, 3700 San Martin Drive, Baltimorė, 21218, Merilandas, JAV

Knox S. Long & amp; Brian J. Williams

Fizikinių ir cheminių tyrimų institutas, 2-1 Hirosawa, Wako, 351-0198, Saitama, Japonija

Kazuo Makishima, Shinya Nakashima ir Megumi Shidatsu

Tokijo mokslo universiteto Fizikos katedra, 1-3 Kagurazaka, Shinjuku-ku, Tokijas, 162-8601, Japonija

Kyoko Matsushita, Toru Sasaki ir Kosuke Sato

Fizikos katedra, Viskonsino universitetas, Madisonas, 53706, Viskonsinas, JAV

Fizikos ir astronomijos katedra, Vaterlo universitetas, 200 universiteto vakarinė aveniu, Vaterlo, N2L 3G1, Ontarijas, Kanada

Mičigano universiteto Astronomijos katedra, 1085 South University Avenue, Ann Arbor, Mičiganas, 48109, JAV

Jonas M. Milleris ir Abderahmenas Zoghbi

Okinavos mokslo ir technologijos instituto absolventas, 1919-1 Tancha, Onna-son Okinawa, 904-0495, Japonija

Takuya Miyazawa ir Shin'ichiro Takeda

Hirošimos astrofizikos mokslo centras, Hirošimos universitetas, Higaši-Hirosima, 739-8526, Hirosima, Japonija

Liberalų menų fakultetas, Tohoku Gakuin universitetas, 2-1-1 Tenjinzawa, Izumi-ku, Miyagi 981-3193, Sendajus, Japonija

Gamtos fakultetas, Yamagata universitetas, 1-4-12 Kojirakawa-machi, Yamagata, 990-8560, Yamagata, Japonija

Naros moterų universiteto Fizikos katedra, Kitauoyanishi-machi, Nara, 630-8506, Nara, Japonija

Kumiko K. Nobukawa, Naomi Ota ir Shigeo Yamauchi

Naros edukologijos universiteto Mokytojų rengimo ir mokyklinio ugdymo katedra, Takabatake-cho, 630-8528, Nara, Japonija

Tarpdisciplininių mokslų pasienio tyrimų institutas, Tohoku universitetas, 6-3 Aramakiazaaoba, Aoba-ku, Miyagi 980-8578, Sendajus, Japonija

Astronomijos institutas, Tohoku universitetas, 6-3 Aramakiazaaoba, Aoba-ku, Miyagi 980-8578, Sendajus, Japonija

Astrofizikos laboratorija, Kolumbijos universitetas, 550 West 120th Street, Niujorkas, 10027, Niujorkas, JAV

Fizikos ir astronomijos katedra, Manitobos universitetas, Vinipegas, R3T 2N2, Manitoba, Kanada

Aoyama Gakuin universiteto Fizikos ir matematikos katedra, 5-10-1 Fuchinobe, Chuo-ku, Kanagawa 252-5258, Sagamihara, Japonija

Jogailos universiteto astronomijos observatorija, ul. Orla 171, Krokuva, 30–244, Lenkija

„RIKEN Nishina Center“, Hirosawa 2-1, Wako, 351-0198, Saitama, Japonija

Maxo Plancko nežemiškos fizikos institutas, Giessenbachstrasse 1, 85748, Garching, Vokietija

Saitamos universiteto Fizikos katedra, 255 Shimo-Okubo, Sakura-ku, 338–8570, Saitama, Japonija

Makoto S. Tashiro ir „Jukikatsu Terada“

Romos universiteto „Tor Vergata“ Fizikos katedra, Via della Ricerca Scientifica 1, Roma, I-00133, Italija

Šizuokos universiteto Edukologijos fakultetas, 836 Ohya, Suruga-ku, 422-8529, Shizuok a, Japonija

Sveikatos mokslų fakultetas, Nihon Fukushi universitetas, 26-2 Higashi Haemi-cho, Handa, 475-0012, Aichi, Japonija

MTA-Eötvös universiteto „Lendület“ visuotinės visatos tyrimų grupė, Pázmány Péter sétány 1 / A, Budapeštas, 1117, Vengrija

Teorinės fizikos ir astrofizikos katedra, Mokslo fakultetas, Masaryko universitetas, Kotlávrská 2, Brno, 611 37, Čekija

Jutos universiteto Fizikos ir astronomijos katedra, 115 pietūs 1400 rytai, Solt Leik Sitis, 84112, Juta, JAV

Johns Hopkinso universitetas, Homewoodo miestelis, Baltimorė, 21218, Merilandas, JAV


Skaičiuojant santykinius saulės spindulių kiekius sprogstamųjų nukleosintezės išeigoms - astronomija

Daug sunkesni už Fe elementai, tokie kaip Pb, Au, U, nesusidaro įprastoje žvaigždžių nukleosintezėje (sintezės reakcijose). Jų susidarymas apima skirtingus procesus, vykstančius žvaigždžių viduje arba sprogstamųjų ir katastrofinių įvykių metu. Šių įvykių metu neutronų ar protonų užfiksavimas atomais yra pagrindinis procesas, kurio metu susidaro sunkieji elementai.

Yra trys pagrindiniai procesai, kurių metu vyksta sunkesnių elementų nukleosintezė: s-, r- ir p-procesas [107, 108, 109].

    S procesas (lėtas) vyksta masyvių žvaigždžių viduje (silpnas s procesas) ir žvaigždėse, kurios evoliucijos požiūriu yra AGB (pagrindinis s procesas) [110, 111, 112]. Šios žvaigždės gali sukurti sunkius ir stabilius branduolius nuo geležies iki 209 Bi (3 pav.). Procesas įvyksta, kai branduolys sugeba užfiksuoti neutronus po vieną. Gautas branduolys gali būti stabilus arba, jei radioaktyvus, prieš sugaudant kitą neutroną, jis suskaidomas (& # X3B2) į stabilų elementą (einančiu keliu, vedančiu į stabilumo slėnį). Todėl dauguma s-proceso kelio izotopų yra stabilūs ir juos galima gerai ištirti laboratorijoje. Manoma, kad neutronų tankio srautas s procese yra nuo 10 6 iki 10 11 neutronų / cm 2 / s. Jis yra atsakingas už maždaug pusę sunkesnių geležies izotopų. Svarbios savybės, reikalingos apibūdinant s proceso grandinę, yra neutronų surinkimo skerspjūviai ir, be to, beta skilimo rodikliai tų nestabilių izotopų, kurie yra pakankamai ilgaamžiai, kad leistų konkuruoti neutronams. Gerai žinomas s proceso elementas yra 43 Tc, elemento, neturinčio stabilių izotopų, pusinės eliminacijos laikas yra milijonai metų ir jį Merrillas naudojo [113], kad įrodytų nukleosintezės įrodymus kitose žvaigždėse, tokiose kaip S- Tipas.

Tolesniuose skyriuose aptarsime pagrindinius aspektus, susijusius su neutronų ir protonų gaudymo nukleosinteze. Tai papildoma sprogstamųjų procesų, apibūdinančių ccSNe, stebėjimų apžvalga.

Silpnas s procesas vyksta masyviose žvaigždėse (pvz., 25 M& # X2299), o pagrindinis s procesas vyksta mažos masės AGB žvaigždėse. Jam būdingas palyginti mažas neutronų tankis, todėl neutronų sugavimo laikas yra daug lėtesnis nei daugumos & # X3B2 skilimo laikas. Tai reiškia, kad s proceso reakcijos kelias eina stabilumo slėniu. Nors turimi skerspjūviai žvaigždžių sąlygomis buvo labai nedaug ir gana neapibrėžti, jau buvo padaryta išvada [7], kad skerspjūvio ir gauto s gausos sandauga rodo masės skaičiaus funkciją. A su šuoliais į apvalkalo uždarymus ir tarpais prie šakų.

Silpna s proceso nukleosintezė yra atsakinga už mažos masės s proceso elementų gaminimą nuo geležies grupės sėklų branduolių iki 58 Fe iki Sr ir Y (žr. [121] ir juose esančias nuorodas). Neutronų šaltinį suteikia 22 Ne (& # X3B1, n) 25 Mg reakcija. Pirmieji bandymai ištirti galimą rotacinio maišymo vaidmenį s-proceso gamyboje masyviose žvaigždėse parodė, kad šį klasikinį paveikslą galima gerokai pataisyti. Sukimosi įtaka mažai Z masyvių besisukančių žvaigždžių nukleosintezei tyrė skirtingos grupės [122, 123, 124]. Esant saulės metališkumui, sukimosi sukeltas maišymas daro vidutinį poveikį s proceso gamybai. Tačiau esant labai mažai metalizuotumui, sukimosi sukeltas maišymas turi daug stipresnį poveikį, todėl daro didelę įtaką pirmųjų Visatos žvaigždžių kartų evoliucijai ir nukleosintezei. Iš tiesų, sukimasis sukelia mišinį tarp He degančios šerdies ir H degančio apvalkalo. Galų gale He degantys produktai 12 C ir 16 O yra sumaišomi su H degančiu apvalkalu, kuris per CNO ciklas. Vėliau 14 N sumaišomas atgal į He ​​degančią šerdį, tada jis per 14 N (& # X3B1, n) 18 F (e + , e) 18 O (& # X3B1, & # X3B3) 22 Ne. He-deginančios šerdies pabaigoje 22 Ne (& # X3B1, n) 25 Mg išskiria daug neutronų ir smarkiai keičia s-proceso gamybą [125]. Dėl didelio neutronų skaičiaus tankio silpnas s procesas galbūt sukuria sunkius branduolius iki A & # X223C 200. Naujausi stebėjimai [126, 127] patvirtino, kad s gausumas mūsų galaktikos iškyšulyje esančiose rutulinėse grupėse yra suderinamas su s proceso gamyba greitai besisukančiose masyviose žvaigždėse, kuriose yra mažas metališkumas, patvirtinantis nuomonę, kad masinės žvaigždės iš tikrųjų taip pat gali būti svarbūs šių elementų šaltiniai. Tačiau yra tyrimų apie branduolių fizikos neapibrėžtumą dėl s proceso [128, 129, 130], o sunkiųjų s proceso branduolių gamyba masyviose mažo Z lygio žvaigždėse labai priklauso nuo sukimosi. Gausumui įtakos turi ir neutronų šaltinio ar neutronų nuodų reakcijų neapibrėžtumas (žr. [131] ir jame esančias nuorodas). Dėl stebėjimo svarbos buvo tirta Sr ir Ba gamyba neturtingose ​​metalo žvaigždėse [132]. Savo darbe Cescutti ir kt [133] pateikė galaktikos cheminės evoliucijos modelius, naudojančius didesnį modelių tinklelį, ir parodė, kad sukimosi sukeltas maišymasis gali paaiškinti didelį [Sr / Ba] sklaidą, pastebėtą itin varganose metalo žvaigždėse. Kadangi vis dar išlieka daugybė žvaigždžių, kurių metališkumas yra mažiausias, o Sr ir (arba) Ba yra tik viršutinės ribos, pavyzdžių dydžių ir esamos didelės skiriamosios gebos žvaigždžių spektroskopijos kokybės padidinimas esant šiems metalams yra esminis žingsnis siekiant suprasti nukleosintezę ankstyvosiose epochose ir galiausiai apibūdinti sunkiųjų elementų gamybos astrofizinių vietų įtaką aplinkai [134].

Kaip jau minėta anksčiau, AGB fazė reiškia paskutinį mažų ir tarpinių masinių žvaigždžių branduolinio deginimo etapą. AGB fazė yra trumpa, palyginti su MS stadija, tačiau yra labai svarbi, nes ji yra turtinga nukleosintezės vieta. Šios žvaigždės, pasibaigus Jo pasiūlai sintezei jų branduolyje, semiasi energijos, susijungusios su H ir Jo apvalkalu aplink išsigimusią C-O šerdį. Šioje fazėje žvaigždės padidina savo ryškumą ir dydį, dėl stipraus žvaigždžių vėjo praranda medžiagą iš išorinių sluoksnių. Viena iš AGB fazės savybių yra protarpinis šiluminis He degančių kriauklių nestabilumas. Šie energijos pliūpsniai pasireiškia kaip šilumos impulsai, todėl ši fazė yra žinoma kaip TP-AGB fazė. Šie impulsai paprastai vyksta kas 10 4–10 5 metus (daugiau informacijos žr. [40]). S proceso nukleosintezė AGB žvaigždėse vyksta santykinai mažo neutronų tankio sąlygomis (& # X223C 10 7 neutronai / cm 3) vėlyvose žvaigždžių evoliucijos stadijose, kai žvaigždė turi ploną spindulinį sluoksnį (tarpląstelio sritis) ir išplėstą konvekcinę vokas (4 pav.). Pagrindiniai neutronų sodrinimo šaltiniai yra 13 C (& # X3B1, n) 16 O reakcija, kuri interpulsiniais periodais radiaciškai išskiria neutronus, ir 22 Ne (& # X3B1, n) 25 Mg reakcija, iš dalies aktyvuota konvekcinių šiluminių impulsų metu. . Neutronų gamyba per 22 Ne (& # X3B1, n) 25 Mg kanalą yra tikrai efektyvi tik didelės masės AGB žvaigždėse (M & # X2265 4 M& # X2299), dėl aukštos temperatūros, reikalingos šiai reakcijai atsirasti. Tokią temperatūrą galima pasiekti ir per mažiau masyvių žvaigždžių TP-AGB fazėje, tačiau šiuo atveju pagaminti neutronai tik nežymiai veikia galutinį s proceso gausos pasiskirstymą. Ši reakcija vyksta konvekcinėje aplinkoje. 13 C (& # X3B1, n) 16 O reakcijai tuo pačiu metu reikia, kad He apvalkale vyktų protonų ir & # X3B1 gaudymo reakcijos. Viena iš problemų, susijusių su šio neutronų gamybos kanalo modeliavimu, yra maža 13 C. gausa. Šis elementas gaminamas fazėse po to, kai buvo sukurtas tarpinis konvekcinis sluoksnis, kai tam tikras protonų įsiskverbimas sukuria H rezervuarą. turtingi He sluoksniai. Kai išorinės žvaigždės dalys susitraukia ir įkaista, H degimas vėl užsidega ir įstrigusius protonus sulaiko gausus 12 C, sukeldamas grandinę 12 C (p, & # X3B3) 13 N (& # X3B2 + ) 13 C. Tačiau pagaminto 13 C nepakanka paaiškinti neutronų gamybą, reikalingą s proceso nukleosintezei. Reakcija vyksta spinduliuojančioje aplinkoje ir sukelia vadinamojo 13 C susidarymą kišenė (žr. [135] ir jame esančias nuorodas). Mišias, kurias užima 13 C kišenė yra & # X394M & # X2243 7 & # XD7 10 & # X22124 M& # X2299 [110], o reakcijai reikalinga temperatūra yra maždaug T & # X2248 9 & # XD7 10 7 K. Neseniai buvo atlikti nauji skaičiavimai, kuriais siekiama išsiaiškinti 13 C problemą [136, 137, 138]. Modeliai yra pagrįsti žvaigždžių dinamų sukeltų toroidinių magnetinių laukų raida radiaciniuose He turtinguose sluoksniuose, esančiuose žemiau konvekcinio gaubto, ir padeda suvaržyti nukleosintezės rezultatus, gautus naudojant 13 C kišenė pratęsimas stebint saulės sudėtį.

Naujausi s proceso nukleosintezės laimėjimai yra susiję su neutronų tankio nustatymu masyviose AGB žvaigždėse [139, 140]. Visų pirma, palyginti su saulės gausa, masyvių mūsų Galaktikos AGB žvaigždžių ir Magelano debesų spektrai atskleidžia stiprų Rubidium [141, 142] gausą ir aukštą [Rb / Zr] santykį [143]. Rb yra elemento, kurį gamina ne tik s procesas, bet ir r procesas, pavyzdys. Tikslus šių dviejų procesų indėlis priklauso nuo gausos įvertinimui naudojamo s proceso modelio, kuris yra tiesiogiai susijęs su neutronų sodrinimo procesu ir dėl to su vietiniu neutronų tankiu. AGB žvaigždžių nukleosintezės modeliai [110] toli gražu neatitinka itin Rb ir [Rb / Zr] reikšmių, o Rb pertekliaus paaiškinimas galiausiai padėtų geriau suprasti 22 Ne (& # X3B1, n) 25 Mg reakciją. „S-procees“ rėmuose sunku paaiškinti, kad trūksta bendros gamybos Zr, kuris yra to paties Rb gamybos piko dalis ir turėtų būti gaminamas panašiais kiekiais. Kai kurie sprendimai buvo aptarti literatūroje, kad būtų atsižvelgta į Rb perteklių. Karakas ir kt [112] parodė, kad saulės metalų žvaigždėms [Rb / Fe] ir # X223C 1,4 galima pasiekti, jei atidėliojamas paskutinis masės praradimo etapas, dėl kurio susidaro didesnis šilumos impulsų skaičius ir padidėja Rb gamyba. Tačiau pastebėti [Zr / Fe] santykiai yra maždaug saulės (0,5 dex [144] tikslumu), o tai rodo, kad vidutinės masės AGB žvaigždėse šis elementas negaminamas. Siūlomas kitoks paaiškinimas, pavyzdžiui, galimybė, kad dujinis Zr, kurio kondensacijos temperatūra (1741 K) [145] yra didesnė už Rb (800 K), kondensuojasi dulkių grūdeliuose ir sukelia akivaizdų Zr trūkumą, kai matuojamas pagal molekulines ZrO juostas [146, 143]. Kiti galimi problemos sprendimo būdai yra tai, kad Magelano debesies stebėjimai yra labai neaiškūs, neišsamus šviesos AGB žvaigždžių atmosferos supratimas [142] ir kitoks AGB masės nuostolių rodiklis [147, 148]. Akivaizdu, kad būsimas „Rubidium“ problemos sprendimas žada būti jaudinantis iššūkis.

Lengvesnių s proceso elementų tarp Sr ir Ba nukleosintezės modelis dar nėra gerai suprantamas. Travaglio ir kt [153] studijavo šiuos elementus ir, apibendrinę visus savo modelio indėlius, autoriai nustatė, kad trūksta 8%, 18% ir 18% Sr, Y ir Zr. Manoma, kad ši trūkstama frakcija yra kilusi iš masyvių žvaigždžių esant žemai [Fe / H]. Kadangi procesas daugiausia veikia lengvesnius smailės elementus, šis papildomas (nežinomas) nukleosintezės indėlis vadinamas lengvesnio elemento pirminiu procesu (LEPP) arba silpnas r procesas [154] ir galėtų paaiškinti kai kuriuos šių elementų skirtumus. Neseniai LEPP gausą toliau tyrinėjo daugelis autorių [155, 156, 157], patvirtindami papildomo proceso poreikį, kad būtų atsižvelgta į trūkstamą lengvųjų s proceso izotopų komponentą. Dauguma elementų gaminami s ir r proceso mišiniu [158]. Tai apsunkina nustatant, kurie iš procesų dalyvauja kuriant elementus. Pagrindinis s proceso komponentas gaminamas metalizmuose, prasidedančiuose [Fe / H] ir # X223C -0,66 [159], o tai atitinka laiko intervalą t & gt 2,6 Gyr. Einant į dar mažesnį metalizmą ar tolesnį laiką atgal, galima sužinoti apie neskiestą kitų procesų vaizdą. Esant mažesniam metalizavimui, nuo [Fe / H] & # X223C -1.16 iki [Fe / H] & # X223C -0.66 [159], buvo nustatyta stipriojo s proceso komponento vieta. Esant dar mažesniam metališkumui, prieš pradedant s procesą, manoma, kad LEPP atsiranda kažkur žvaigždėse. Pasak Cristallo ir kt [160] standartinės AGB nukleosintezės paradigmos variantas leistų suderinti modelių prognozes su tik Saulės sistemos gausa. Tačiau negalima visiškai atmesti LEPP dėl neaiškumų, dar turinčių įtakos žvaigždžių ir galaktikos cheminės evoliucijos modeliams. Neseniai buvo ištirti keli scenarijai, abu susiję su pirminiu r procesu sprogstamosios nukleosintezės pažangių fazių metu (žr. [161] apžvalgą) arba antriniu s procesu masyviose žvaigždėse (pvz., Cs komponentas [162]). Todėl, net jei buvo atlikti perspektyvūs teoriniai patobulinimai, susiję su masinių žvaigždžių ir ccSNe sprogstamosiomis fazėmis, taip pat naujausi spektroskopiniai tyrimai [163, 164], visiškas supratimas apie neutronų surinkimo elementų kilmę nuo Sr iki Ba vis dar trūksta.

Nauji modeliai ir stebėjimai parodė, kad be gerai žinomų lėtojo ir greito neutronų gaudymo procesų gali būti ir tarpinis neutronų gaudymo nukleosintezės būdas, vadinamasis i procesas. Šį procesą apibūdina didesnis neutronų srautas, nei nustatyta nusistovėjusiame s procese, tačiau mažesnis už ekstremalias r proceso sąlygas. Galimas i proceso [149] parašas galėtų būti vienu metu padidintas Eu, paprastai laikomas r proceso elementu, ir La, paprastai laikomas s proceso elementu, kai kuriose anglies dvideginio neturinčiose metalo neturinčiose žvaigždėse, kurios buvo klasifikuojamos kaip CEMP-r / s žvaigždės [150]. Žvaigždės po AGB anksčiau buvo aptartos kaip galimos i proceso nukleosintezės vietos, tačiau vis dar yra neatitikimų ir atvirų klausimų, kuriuos reikia spręsti. Naujame Joneso tyrime ir kt [151] super-AGB žvaigždės yra identifikuojamos kaip dar viena i-proceso galima astrofizinė vieta. Naujuose šių labai sunkių AGB žvaigždžių skaičiavimo modeliuose atsižvelgiama į maišymą konvekcinėse ribose pagal parametruojamą modelį. Šie nauji žvaigždžių evoliucijos modeliai rodo, kad daug protonų turinčią medžiagą galima konvekciškai įmaišyti į He ​​degantį apvalkalą, o tai sudarys sąlygas, tinkamas i procesui. Įdomu tai, kad būtų galima parodyti, kad i proceso procesai labiau pastebimi modeliuose, kuriuose yra mažesnis metalo kiekis, o tai rodo, kad i procesas galėjo būti svarbesnis ankstyvojoje visatoje. 1-D žvaigždžių evoliucijos modeliai gali nustatyti tik galimas i-proceso nukleosintezės vietas [151], tačiau H-nurijimo pelenai greičiausiai yra susiję su reikšmingu branduolinės energijos išsiskyrimu, pasiekdami galbūt He-degančio apvalkalo vietinės rišamosios energijos lygį. Toks didžiulis energijos suvartojimas yra sujungtas su daugialypiu turbulentiniu maišymu, kurio negalima realiai aprašyti naudojant 1-D modeliavimą [152]. 3D žvaigždžių hidrodinamikos modeliavimas yra privalomas, kad būtų galima visiškai suprasti šiuos branduolinės astrofizikos įvykius ir suteikti tinkamą kontekstą tolesniems branduolinės astrofizikos tyrimams.

Neseniai vykusi diskusija pasiūlė galimybę neutronams katalizuoti sunkesnių branduolių susidarymą, pavyzdžiui, Rydbergo branduolio molekulės 16 O (10 Be + n + n + 10 Be) susidarymą, kuris gali egzistuoti turtingose ​​neutronų aplinkose AGB žvaigždėse. [165]. Šiame formavimosi mechanizme neutronai tarpininkauja Efimovo ilgalaikėje Be branduolių sąveikoje ir galiausiai gali būti naudojami formuojant kitas branduolio molekules su sunkesniais branduoliais, palengvinančius branduolio reakciją ir galiausiai nukleosintezę. Skaičiavimai rodo, kad negalima patvirtinti, tačiau taip pat sunku atmesti tokių molekulių egzistavimą remiantis tuo, kas žinoma apie branduolio sąveiką.

Supernovas galima išskirti į dvi rūšis: Ia tipas (SNIa), kurie, kaip manoma, yra WD sprogimas dvejetainėje sistemoje, sukaupiančioje pakankamą masę iš savo kompaniono, ir visi kiti (II, Ib, Ic tipo), kurie yra sukurtas keliuose galimuose scenarijuose (visų scenarijų apžvalgą žr. [166, 167, 168]). Stebėjimo būdu jie gali būti klasifikuojami pagal H linijų nebuvimą (I tipas) arba buvimą (II tipas) jų spektruose. II tipas (SNII), Ib ir Ic, gaminami iš masyvių žvaigždžių & # X2248 10 M& # X2299 ir stebimi spiralinėse ir netaisyklingose ​​galaktikose. SNIa vyksta visų tipų galaktikose, pirmenybės neteikiant žvaigždžių formavimo regionams, atsižvelgiant į jų kilmę iš seno ar vidutinio amžiaus žvaigždžių populiacijos. SNIa kontekste bendras scenarijus yra tas, kad C-O WD kaupia žvaigždės palydovo masę dvejetainėje sistemoje, kol ji užsidega netoli Chandrasekhar masės [169]. C-O WD palydovinė žvaigždė paprastai yra He-deganti žvaigždė arba He-turtinga WD [170, 171, 172, 173, 174]. Siūloma, kad He-turtingo apvalkalo detonacija būtų sukeliama dėl terminio nestabilumo, jei CO WD palydovas yra He žvaigždė (pvz., [175]), o He-turtingo gaubto detonacija uždegama dinamiškai, jei kompanionas yra He turtingas WD (pvz., [171]). Daugiau diskusijų apie SNIa pirmtakus žr. [176, 177, 178, 179]. WD nestabilumas yra svarbus SNIa, nes yra susijęs ne tik su stipriais magnetiniais laukais žvaigždės interjere [180], bet ir su neutronizacija dėl elektronų gaudymo reakcijų. Dėl šios reakcijos atomo branduoliai tampa labiau turtingi neutronais, o medžiagos energijos tankis esant tam tikram slėgiui sumažėja, o tai lemia minkštesnę būsenos lygtį. Kitos branduolinės reakcijos, kurios labai masinius WD paverčia nestabiliais, yra piknobranduolinės sintezės reakcijos šių kompaktiškų žvaigždžių šerdyse [181, 182]. Šios reakcijos tarp sunkiųjų atomų branduolių, schematiškai išreikštos kaip Z A Y + Z A Y & # X2192 2Z 2A Y, yra įmanoma dėl didelio tankio WD medžiagų. Svarbi reakcija yra anglis ant anglies, 12 C + 12 C. Nustatyta, kad piknobranduolinės reakcijos vyksta esant dideliam žvaigždžių tankio diapazonui (žr., pvz., [183]), įskaitant tankio diapazoną, esantį WD interjeruose [184, 185].Neseniai WD skaičiavimai pagal bendrą reliatyvumą taip pat parodė, kad centrinį energijos tankį riboja branduolio sintezės reakcijos ir atvirkštinis & # X3B2 skilimas [184, 181]. Tačiau branduolių sintezės spartos, kuriomis vyksta labai mažos energijos piknuklinės branduolinės reakcijos, yra neaiški dėl kai kurių blogai apribotų parametrų [186]. Galiausiai reikia paminėti, kad visai neseniai buvo pasiūlyta, kad piknuklinės branduolinės reakcijos galėtų sukelti galingas detonacijas pavieniais C-O WD [187].

Sprogstamoji nukleosintezė yra susijusi su ccSN smūgio bangos perėjimu per sluoksnius virš PNS (apžvalgą žr. [188]). Šokas sušildo medžiagą, kurią jis praeina, sukeldamas sprogstamą branduolinį degimą, kuriam būdingi trumpi laikai, lemiantys didelius nukrypimus nuo pusiausvyros ir hidrostatinio branduolio deginimo modelių. Ši sprogi nukleosintezė gali pakeisti elementų gausos pasiskirstymą vidiniuose (Si, O) apvalkaluose. Proceso savybės yra susietos su sprogimo savybėmis. Nukleosintezės, kurios metu sprogimų metu susidaro tokie radioaktyvūs branduoliai kaip 26 Al, 28 Si, 44 Ti, 56 Ni ir 56 Co, duomenys dar nėra visiškai suprantami. Norint išsiaiškinti sprogstamosios nukleosintezės varomąjį mechanizmą, galima gauti keletą patarimų iš energijos ir medžiagos stebėjimo, įšvirkšto į tarpžvaigždinę terpę iš ccNS sprogimų. Dalis šios medžiagos, kuri yra sprogimo metu vykstančių nukleosintezės procesų rezultatas, yra pagaminta iš radioaktyviųjų izotopų, todėl leidžia mums daryti išvadą apie ccSN nukleosintezės sąlygas, kurių reikia jiems pagaminti. Pavyzdžiui, 44 Ti ir 56 Ni gama spindulių stebėjimas ccSN įvykiuose yra vertinga priemonė įsiskverbti gilyn į šių sprogimų vidų, kurie kitu atveju prieinami tik per neutrinus [189]. Šiame skyriuje mes apibūdiname sprogstamosios nukleosintezės modelių palyginimo su ccSNe stebėjimų rezultatus. Nuo INTEGRAL observatorijos paleidimo buvo įmanoma tiksliai nustatyti gama spindulių srautą, susijusį su sunkiaisiais elementais, kuriuos gamina astrofiziniai šaltiniai. Manoma, kad pagrindinė radioizotopo 44 Ti gamybos vieta yra vidiniai išmetami ccSN sprogimų sluoksniai, o jo gausos tyrimas buvo keleto darbų akcentas [190, 191, 192]. Žinoma, kad sunku apskaičiuoti 44 Ti ccSNe derlių, nes tai priklauso nuo sprogimo energijos ir nuo sprogimo simetrijos [193]. Manoma, kad 44 Ti gaminamas giliausiuose sprogusios žvaigždės sluoksniuose, iš kurių ji gali būti išstumta, o teoriniai skaičiavimai rodo, kad tiek padidėjusi sprogimo energija, tiek padidėjusi asimetrija padidina 44 Ti išeigą. Stebėjimo prasme gama spindulių astronomui atskleidžiamas radioizotopo 44 Ti buvimas išmetant tris gama spindulių linijas. Skilimas 44 Ti & # X2192 44 Sc sukelia 67,9 keV ir 78,4 keV gama spindulius. Vėlesnis skilimas 44 Sc & # X2192 44 Ca sukelia tiesę ties 1157,0 keV. 44 Ti kiekis ir greitis yra galingas ccSNe sprogimo mechanizmo ir dinamikos zondas, be to, 44 ​​Ti gama spindulių linijos emisija yra idealus jaunų supernovų likučių rodiklis. Iki šiol 44 Ti dar nebuvo tiesiogiai aptiktas SN 1987A. Modeliuojant ultravioletinių optinių infraraudonųjų spindulių (UVOIR) šviesos kreives, kurios paprastai modeliuojamos radioaktyviuoju skilimu, buvo numatytos skirtingos pagaminto 44 Ti kiekio vertės, kurios ne visada sutaria tarpusavyje, nei atitinkamų neapibrėžtumų ribose. Pavyzdžiui, iš rentgeno duomenų analizės, paimtos iš INTEGRAL, Grebenev ir kt [194] pasiūlė reikšmę (3,1 ir # XB1 0,8) ir # XD7 10 ir # X22124 M& # X2299, o UVOIR bolometrinės šviesos kreivių analizė Seitenzahl ir kt [195] nurodo vertę (0,55 & # XB1 0,17) & # XD7 10 & # X22124 M& # X2299. Branduolinio spektroskopinio teleskopo „ARray“ („NuSTAR“) supernovos likučio stebėjimai pasiūlė pagamintam 44 Ti kiekiui (1,25–0,3) & # XD7 10 ir # X22124 M& # X2299, matuojant 44 Ti skilimo linijų srautą esant maždaug 78 ir 68 keV [196]. Be to, trūksta nuoseklumo tarp teorinių prognozių ir stebėjimų. SN 1987A sferiškai simetriški (1D) modeliai gamina keletą 10 ir # X22125 M& # X2299 44 Ti [195]. Pavyzdžiui, Perego ir kt [197] naudojant PUSH metodą 1D supernovos sprogimui sukelti, kuris geriau tinka SN 67A pagamintiems 56 Ni kiekiams, numatoma 3,99 & # XD7 10 & # X22124 M& # X2299 už 44 Ti. Magkotsios ir kt [190] ištyrė 44 Ti gausą, gautą iš ccSNe, tiriant branduolinių reakcijų, įskaitant (& # X3B1, & # X3B3), (& # X3B1, p), (p, & # X3B1) ir (& # X3B1, n) lengvuose ir tarpiniuose masiniuose taikiniuose. Nustatyta, kad 17 F (& # X3B1, p) 20 Ne reakcijos greičio kitimas sukelia pirminį poveikį 44 Ti gausumui. Tačiau 17 F (& # X3B1, p) 20 Ne reakcijos greitis niekada nebuvo matuotas. Kadangi reakcijos greičiu gali vyrauti 21 Na energijos lygio, viršijančio & # X3B1 ribą, esant 6,561 MeV, savybės, ieškant 21 Na energijos lygių ir tiriant jų savybes, tai gali turėti įtakos supratimui apie 44 Ti gausos evoliuciją. Šiame kontekste reakcija 24 Mg (p, & # X3B1) 21 Na vaidina pagrindinį vaidmenį ir jos greičio žinojimas yra labai svarbus. 24 Mg (p, & # X3B1) 21 Na reakciją neseniai matavo Cha ir kt [198] tam, kad būtų galima atlikti spektroskopinį energijos lygių tyrime 21 Na, esant 17 F (& # X3B1, p) 20 Ne reakcijos greičiui žvaigždės temperatūroje. Ateityje akivaizdžiai reikalingas tolesnis stebėjimų ir modelių palyginimas ir reikalingi tikslesni branduolinės fizikos duomenys.

Trumpalaikis radioizotopas 56 Ni taip pat sintetinamas giliuose ccSN sprogimų interjeruose. CcSN šviesa suprantama kaip veikianti daugiausia 56 Ni radioaktyvaus skilimo, ką rodo charakteringa šviesos kreivė ir spektrinės evoliucijos duomenys [199]. Šie radioaktyvieji izotopai turi informaciją apie sprogimo susidarymo aplinką, kurios neveikia smurtinė ccSN plėtra [200]. Vienas iš pagrindinių stebėjimų klausimų yra daugybė numanomų 56 Ni kiekių. SN 1987A artumas leido pirmą kartą aptikti gama spindulių linijas iš radioaktyvaus proceso 56 Ni & # X2192 56 Co & # X2192 56 Fe [201]. Apskaičiavus rentgeno stebėjimų išnykimą Cas A ir Fe masės atžvilgiu, Eriksenas ir kt [202] numatoma, kad 56 Ni masė bus diapazone (0,58–0,16) M& # X2299. Standartinė vertė yra 56 Ni & # X223C 0.07 M& # X2299 [195]. Buvo atliktos skirtingos teorinės 56 Ni kiekio prognozės. Kas A, Magkotsios ir kt [190] po to apdorojo Youngo 1D ccSN modelio trajektorijas ir kt [203], kurio pirmtakas buvo suprojektuotas taip, kad atitiktų Cas A, ir jo vertė buvo 2,46 & # XD7 10 & # X22121 M& # X2299 už 56 Ni. Naudojant dvimatį besisukantį 15 M& # X2299 modelio „Fryer“ ir „Heger“ [204], jie gauna didesnę vertę - 3,89 M& # X2299 už 56 Ni. Tačiau reikia pabrėžti, kad visi aukščiau pateikti modeliai nepakankamai ilgai seka ccSN smūgio bangą, todėl norint atlikti nukleosintezės skaičiavimus, reikia ekstrapoliuoti hidrodinamines trajektorijas.

Kitas svarbus elementas, kuris susintetinamas paskutinės degimo stadijos metu, yra gama spindulių skleidėjas 26 Al, kuris buvo aptiktas mūsų galaktikos tarpžvaigždinėje terpėje [205, 206]. 26 Al gaminamas daugiausia esant didžiuliam žvaigždžių vėjui ir sprogstant ccSN. 26 Įvairių grupių vertinimu, skirtingiems šaltiniams kandidatams buvo gaminama Al, 202, 208, 209. Chieffi ir Limongi [210] apima žvaigždžių sukimąsi ir jo poveikį apskaičiuotam derliui, palyginti su nesukamaisiais modeliais. Galaktikos masės 26 Al derlius yra & # X223C 1.7-2.0 & # XB1 0.2 M& # X2299 [211]. Voss ir kt [212] studijavo skirtingų masyvių žvaigždžių modelių variacijas, visų pirma sukimosi ir vėjo masės praradimo stiprumo poveikį radioaktyviesiems žymekliams ir žvaigždžių formavimo regionų energetikai. Atskiri netoliese esantys žvaigždžių formavimo regionai Sco-Cen [213], Orion [212] ir Cygnus [214] buvo išsamiai ištirti ir rastas geras sutarimas tarp teorijos ir stebėjimų. Tačiau teoriniai ccSN modeliai patiria didelių netikrumų dėl 26 Al gamybos, nes trūksta eksperimentinių žinių apie reakcijas, kurios sukuria ir sunaikina 26 Al esant ccSN sąlygoms [63, 208]. Pavyzdžiui, branduolinės reakcijos greičio, lemiančio 26 Al susidarymą, išsiskyrimas supernovos sprogimuose, neapibrėžtumas lemia faktoriaus & # X223C 3 [215] neapibrėžtumą. Klasikinės novos [216] yra vienas iš potencialių 26 Al šaltinių ir įrodyta, kad iki 0,4 M& # X2299 galaktikos gausos galėjo būti sukurta šiose vietose [217]. Visų pirma, 26 Al (p, & # X3B3) 27 Si [218] reakcija stipriai veikia 26 Al gausą nova ejecta. Trumpalaikis izomeras, 26m Al sunaikinant 26 Al naujoves vaidina ypatingą vaidmenį nuo 26m Šiose sąlygose Al ir 26 Al pusiausvyroje yra pusiausvyros, todėl norint sužinoti efektyvų pusinės eliminacijos periodą 26 Al ir išmetamą gausą, reikia žinoti tiek pagrindinės būsenos, tiek izomerų sunaikinimą. Todėl norint nustatyti 26, reikalingi netiesioginiai tyrimaim Al (p, & # X3B3) 27 Si reakcijos greitis. Be to, 26 Al nukleosintezę naujovėse taip pat prisideda 23 Mg (p, & # X3B3) 24 Al reakcija. 23 Mg (p, & # X3B3) 24 Al reakcija pirmą kartą buvo tiesiogiai išmatuojama DRAGON įrenginyje iki tikslumo, pakankamo novų derliui pasiekti [219]. Matavimai leido sumažinti išmesto 26 Al neapibrėžtumą naujojo modelio tipuose, pvz., [220]. Nepaisant to, esant žemesnei nei O-Ne klasikinių novų temperatūrai, vis dar vyrauja tiesioginis gaudymas, o neapibrėžtumas bus susijęs su šiuo komponentu.

Neutrinai vaidina lemiamą vaidmenį suprantant SNII (žr., Pavyzdžiui, [221]). Pagal šiuo metu plačiausiai priimtą masyvios žvaigždės sprogimo teoriją, sprogimo energiją teikia neutrinai, kurie gausiai išsiskiria iš besiformuojančio PNS ir sąveikauja su pirmtakės žvaigždės medžiaga (5 pav.). Šis energijos nusėdimas turėtų ne tik paskatinti supernovos šoko plitimą į žvaigždės mantijos ir gaubiamąsias zonas, taip pat sukelti žiaurų žvaigždės sutrikimą, bet ir paskatinti masinį nutekėjimą iš PNS paviršiaus. Tai tęsiasi ilgiau nei 10 sekundžių ir gali būti tinkama vieta r proceso nukleosintezei. Viršgarsiniu greičiu besiplečiantis bariono nutekėjimas yra žinomas kaip neutrino varomas vėjas [222]. PNS atvėsina skleisdamas neutrinus, t.y. e, e. Kai šie neutrinai praeina per karštą medžiagą, kurią daugiausia sudaro laisvieji nukleonai, iškart už PNS, dalis e ir e gali būti absorbuojamas per e + n & # X2192 p + e & # X2212 ir e + p & # X2192 n + e +. Vidutiniškai nukleonas gauna & # X223C 20 MeV iš kiekvienos sąveikos su e arba e. Norint išvengti PNS gravitacinio potencialo GMNS mu / RNS & # X223C 200 MeV, vėjo nukleonas turi sąveikauti e ir e 10 kartų & # X223C. Galų gale neutrino varomas vėjas susiduria su lėta, ankstyva ccSN išstūmimu, dėl kurio atsiranda vėjo nutraukimo šokas arba atvirkštinis smūgis [223]. Minėtos reakcijos taip pat konvertuoja neutronus ir protonus, taip nustatydamos elektronų frakciją Ye vėjyje [224]. Neutrino varomas vėjas per pastaruosius 20 metų sulaukė didžiulio dėmesio, nes buvo pasiūlyta kandidatuoti į astrofizikos vietą, kur pusė sunkiųjų elementų gaminasi r proceso metu [222]. Bendrosios sąlygos, reikalingos r procesui, buvo tiriamos naudojant neutrino varomų vėjų analitinius [225] ir pastoviosios būsenos [226] modelius.

Siekiant atsižvelgti į saulės r proceso gausas, susijusias su smailėmis A & # X223C 130 ir 195, kiekviena supernova turi išstumti & # X223C 10 & # X22126 & # X2013 10 & # X22125 M& # X2299 r-proceso medžiagos. Nors dabartiniams neutrino varomiems vėjo modeliams sunku užtikrinti sunkias r proceso sąlygas [237], vėjas natūraliai išstumia & # X223C 10 & # X22126 & # X2013 10 & # X22125 M& # X2299 medžiagos per & # X223C 1 s laikotarpį [228]. Taip yra todėl, kad mažas kaitinimo greitis dėl silpnos neutrino sąveikos leidžia medžiagai ištrūkti iš gilaus PNS žvaigždės gravitacinio potencialo tipišku greičiu & # X223C 10 & # X22126 & # X2013 10 & # X22125 M& # X2299 s & # X22121 [226]. Iš tiesų, galimybė išmesti nedidelį, bet įdomų medžiagos kiekį buvo pripažinta patrauklia neutrino varomo r proceso vėjo modelio savybe (pvz., [229]). Tačiau dabartiniai modeliai nesuteikia sąlygų vėjui vykti r procesui. Pavyzdžiui, sunkiųjų r proceso elementų gamyba (A & gt 130), reikalingas didelis neutronų ir sėklų santykis. Tai galima pasiekti tokiomis sąlygomis: didelė entropija, greita plėtra ar maža elektronų frakcija [230, 226]. Kaip Arcones ir kt [231] pastaba, šios sąlygos dar nėra realizuotos hidrodinamikos modeliavimuose, kurie seka nutekėjimo evoliuciją per pirmąsias vėjo fazės sekundes po sprogimo [232]. Priešingai, silpnas r procesas, kuris lemia lengvesnius neutronų gaudymo elementus (A & # X223C 80 pikas), manoma, vyksta neutrino varomas vėjas, kuris gali atsirasti ccSNe arba apykaklės akrecijos diskuose [233]. Astrofizines sąlygas, reikalingas smailės regionui sukurti silpnu r procesu, galima rasti neseniai atliktame Surmano tyrime ir kt [234]. Vėjui atvėsus po kelių sekundžių, sunkiųjų elementų gamyboje svarbiausia yra įkrautų dalelių reakcijos. Įprastai vėjo evoliucijai (& # X3B1, n) yra greitesnis už visas kitas įkrautų dalelių reakcijas, todėl skatina nukleosintezės evoliuciją gausiuose neutronų vėjuose. Nei viena iš svarbiausių (& # X3B1, n) reakcijų nebuvo išmatuota energijos diapazone, susijusiame su silpnomis r proceso astrofizinėmis sąlygomis. Kol kas modeliai turi remtis teorinėmis tų rodiklių prognozėmis. Be to, apskaičiuotų reakcijos greičių teoriniai neapibrėžtumai gali siekti 2 dydžių eilės, o gausos tinklo skaičiavimai yra labai jautrūs, atsižvelgiant į numatomus teorinius šių greičių neapibrėžtumus [235]. Neseniai atliktas sistemingas tyrimas ieškant kritinių reakcijų greičių, kurie daro didžiausią įtaką galutinėms gausoms esant silpniems r proceso procesams, leido nustatyti labiausiai paveikusius reakcijos greičius, kuriuos vėliau galima eksperimentiškai pritvirtinti atliekant matavimus radioaktyviųjų spindulių įrenginiuose [236]. Dauguma reakcijos greičių, atsakingų už elementų gamybą (A & # X223C 80) esant neutrino varomiems vėjams yra gyvybingi esant dabartiniam pluošto intensyvumui esamuose branduolinės fizikos objektuose arba jie bus artimiausiu metu. Branduolių, dalyvaujančių r procese, pusperiodis paprastai yra per trumpas, kad būtų galima juos paversti taikiniu. Kadangi neutronų taikinių nėra, šiems branduoliams atlikti eksperimentai su neutronais yra didelis iššūkis. Norint sumažinti šiuos esminius branduolių fizikos neapibrėžtumus, reikia patobulinti teorinius reakcijos greičius, kartu su eksperimentų pažanga. Kitas galimas scenarijus gali būti r proceso nukleosintezė, kai neutrino varomas ištekėjimas iš storo akrecijos disko (arba „toro“) aplink BH, kaip neseniai ištyrė Wanajo ir kt [238]. Tikimasi, kad BH akrecijos toras bus dvinarių NS arba NS-BH susijungimų likučiai. Apskaičiuota į masę integruota nukleosintezės gausa gerai sutampa su Saulės sistemos r proceso gausos pasiskirstymu, o tai rodo, kad kompaktiškų dvejetainių susijungimų BH toro vėjai gali būti pagrindinė, o kai kuriais atvejais ir dominuojanti, r proceso proceso vieta elementai [239].

Yra tiesioginių įrodymų, kad ccSNe taip pat gamina magnetohidrodinamines (MHD) sroves, kurių galia prilygsta pačiam sprogimui [240, 241, 242]. Numatomas greitis yra & # X223C 0.25-0.5c (pabėgimo greitis iš naujojo PNS). Nors NS tikimasi palikti po ccSN sprogimų, buvo pasiūlyta, kad žvaigždė būtų daugiau nei 25 M& # X2299 gali subyrėti į BH [243], aplink BH susidaro akrecijos diskas, jei žvaigždė turi pakankamai kampinio impulso prieš žlugimą. Ši sistema dėl MHD poveikio galėtų sukurti reliatyvistinę gama spindulių srovę (GRB, žr. 4.3.3 skyrių), kurios sistema vadinama Collapsar modeliu [244]. Magnetiniu būdu valdomi apykaklės modelių srautai buvo plačiai ištirti kaip r proceso vieta [245, 246]. Stiprios magneto sukimosi varomos žandikaulio modelio srovės gali pagaminti sunkius r proceso branduolius, labai paprastai apdorojant BH susidarymą [247]. Įvertinus apykakle išstumtų čiurkšlių kompozicijas, paaiškėjo, kad sunkiųjų elementų sintezė gali įvykti ir išstūmimo fazėje žvaigždės žlugimo metu [115]. Buvo nustatyta, kad elementai, tokie kaip U ir Th, sintetinami per r procesą, kai šaltinis turi didelį magnetinį lauką (10 12 G). Be to, čiurkšlėse susidaro daug p-branduolių. Medžiaga, esanti toli nuo ašies, nepatenka tiesiai, bet pirmiausia sudaro akrecijos diską, jei žvaigždės kampinis impulsas yra pakankamai didelis. Esant dideliam akrecijos greičiui, akrecijos diskas yra toks tankus ir karštas, kad tikimasi, jog branduolio deginimas vyks efektyviai, o vidinė disko sritis tampa turtinga neutronais dėl elektronų sugavimų branduoliuose. Šis regionas yra efektyvus r proceso procesas ir apie 0,01 M& # X2299 masyvių, daug neutronų turinčių branduolių, gali būti išstumti iš apykaklės, o U ir Th yra daugiausiai sintetinami elementai [248]. Naujausi trijų matmenų MHD supernovos modelio nukleosintezės skaičiavimai rodo, kad tokia supernova gali būti ankstyvosios galaktikos r-proceso elementų šaltinis [249]. Tačiau atliekant šiuos skaičiavimus, pagaminti branduoliai apsiriboja pirminiais sintezuotais branduoliais purkštukų viduje, o palyginimai su Saulės sistemos gausa buvo sutelkti į elementus, sunkesnius už geležies grupės branduolius. Ono ir kt [250, 247] atliko sprogstamosios nukleosintezės skaičiavimus reaktyvinių sprogimų viduje masyvios 32 šerdies He žvaigždės apykaklei. M& # X2299. Šie skaičiavimai apima hidrostatinę nukleosintezę naudojant branduolinės reakcijos tinklą, kuriame yra 1714 branduolių (iki 241 U). Reaktyvinis modelis negali žymiai pagaminti elementų, esančių aplink saulės r-elementų trečiąją smailę, ir tarpinių p-elementų, palyginti su ankstesniu r-proceso nukleosintezės skaičiavimų tyrimu [115, 251] 40-os apykaitos modelio M& # X2299. Tai gali būti siejama su pirmtako ir nurodyto pradinio kampinio impulso ir magnetinio lauko pasiskirstymo skirtumais. Banerjee tyrimas ir kt [252] parodė, kad taip pat įmanoma sintetinti retus elementus, tokius kaip 31 P, 39 K, 43 Sc ir 35 Cl bei kitus neįprastus izotopus. Šie elementai, kurie gaminami imituojant išorines mažo ir # X1E40 kaupimo diskų dalis (t. Y. 0,001–0,01 M& # X2299 s & # X22121), buvo aptikti kai kurių ilgų GRB poslinkių linijose. Tačiau juos dar reikia patvirtinti būsimais stebėjimais. Buvo pasiūlyta daugiau skirtingų modelių. Sąraše pateikiami skaičiavimai, pagrįsti MHD + neutrino kaitinamos apykaklės reaktyvinės reakcijos modeliu [253], greitojo magnetinio srauto ir uždelsto magnetinio srauto sprogimo modeliais [254] ir greitai besisukančiais stipriai įmagnetintais branduolio griūties modeliais [242, 255 , 256]. Norėdami gauti papildomos informacijos temomis, susijusiomis su rc procesu „ccSNe“, žr. [257].

Šiame skyriuje mes apibūdinsime naujausią pažangą, susijusią su p branduolių gamyba sprogus supernovoms. Daug protonų turinčių izotopų skaičius negali būti susintetintas per tik neutronų sugavimų ir & # X3B2-skilimo sekas, todėl reikia postuliuoti trečiąjį procesą (žr., Pvz., [258] ir jame esančias nuorodas). Yra keletas galimybių patekti į turtingą protonų pusę. Kaip aptarta aukščiau, p-branduoliai sintetinami nuosekliai pridedant protonus prie nuklidų arba pašalinant neutronus iš esamų s- arba r-nuklidų per fotodisintegracijos sekas. Esant sąlygoms, susidūrusioms astrofizinėje aplinkoje, sunku gauti p branduolius per protonų fiksavimą, nes didėjant protonų skaičiui didėja branduolio Coulombo barjeras. Be to, esant aukštai temperatūrai (& # X3B3, p) reakcijos tampa greitesnės, nei sugaudo protonai, ir užkerta kelią daug protonų turinčių nuklidų kaupimuisi. Fotodisintegracijos yra alternatyvus būdas sudaryti p-branduolius, sunaikinant jų turtingus neutronus kaimynų izotopus per (& # X3B3, n) reakcijų sekas arba tekant iš sunkesnių ir nestabilių nuklidų per (& # X3B3, p) arba ( & # X3B3, & # X3B1) reakcijos ir tolesni & # X3B2-skilimai. Akivaizdu, kad terminas „p-procesas“ naudojamas bet kokiam procesui, sintetinančiam p-branduolius, net jei nėra protonų gaudymo. Iš tiesų atrodo, kad kol kas neįmanoma atkurti p-izotopų saulės gausos vienu procesu. Mūsų dabartiniu supratimu, yra įrodymų, kad p branduolių gamybai yra aktualus daugiau nei vienas procesas daugiau nei viename astrofiziniame scenarijuje [233, 118, 259, 260, 261]. Arnouldas [109] pasiūlė p procesą presupernovos fazėse, o Woosley ir Howardas [262] - & # X3B3 procesą supernovose. Šiam vadinamam & # X3B3 procesui reikalinga aukšta žvaigždžių plazmos temperatūra ir jis dažniausiai vyksta sprogstamame O / Ne deginant ccSN metu (žr., Pavyzdžiui, [263, 260, 264]). & # X3B3 procesas per ccSN sprogimą yra labiausiai nusistovėjęs astrofizinis p branduolių nukleosintezės scenarijus [262]. Nuo ankstesnių darbų [265, 266] buvo laikoma, kad masyvių žvaigždžių sluoksniai, kuriuose yra daug O / Ne, buvo laikomi & # X3B3 procesu. & # X3B3 procesas aktyvuojamas, kai tipinis laiko tarpas yra trumpesnis nei sekundė, kai smūgio frontas praeina per O / Ne degimo zoną. Istoriškai nustatyta 35 p-nuklidai, iš kurių 74 Se yra lengviausias, o 196 Hg - sunkiausias. P branduolių izotopinė gausa yra 1–2 dydžiais mažesnė nei atitinkamų r ir s branduolių tame pačiame masės regione. Branduolines reakcijas, vykstančias & # X3B3 procese, daugiausia sukelia fotonai MeV energijos diapazone, tai yra reakcijos greitis, nustatomas pagal Plancko pasiskirstymą. Pakankamai energijai užtikrinti reikalinga kelių 10 9 K temperatūra. Tokia temperatūra realizuojama sprogus ccSN. Sprogstamieji įvykiai taip pat pateikia teisingą kelių sekundžių laiko intervalą & # X2013, jei fotonų intensyvumas truks ilgiau, kai sėklų pasiskirstymas visiškai pavirs lengvaisiais izotopais, nepalikdamas p branduolių. Ankstyvame Woosley ir Howardo darbe [262] buvo atrasta, kad norint sukurti visą p branduolių diapazoną nuo 74 Se iki 196 Hg, reikalingos skirtingos sąlygos. Todėl skirtingiems ccSNe medžiagos sluoksniams buvo skirti skirtingi tankio ir temperatūros profiliai. Tipiškas didžiausios temperatūros diapazonas yra nuo 2 iki 3 & # XD7 10 9 K, o didžiausias tankis svyruoja tarp 2 & # XD7 10 5 g cm & # X22123 ir 6 & # XD7 10 5 g cm & # X22123. Tankio profilio ir temperatūros profilio derinys dažnai vadinamas trajektorija. Šios trajektorijos labai skiriasi skirtingose ​​astrofizinėse vietose, atitinkančiose bendras sąlygas.

Įrodyta, kad & # X3B3 proceso scenarijus kenčia nuo stipraus gausiausių p-izotopų - 92,94 Mo (žr., Pvz., [268]) ir 96,98 Ru - nepakankamos gamybos. Skirtingai nei r- ir s-procesas, gausos, gautos atliekant & # X3B3 procesą, labai skiriasi priklausomai nuo sėklų pasiskirstymo sudėties. Išsamūs Costa atlikti tyrimai ir kt [269] parodė, kad silpnos s proceso medžiagos praturtinimas leidžia pakankamai gaminti Mo ir Ru p branduolius. Tuo pačiu metu dar labiau padidėja lengvesnių p branduolių perprodukcijos veiksniai. Todėl vien sėklų pasiskirstymo kitimas negali išspręsti Mo-Ru izotopų pertekliaus. CcSN modeliai negali atkurti santykinai didelės 92,94 Mo ir 96,98 Ru gausos, net atsižvelgiant į branduolinį neapibrėžtumą [263, 270], išskyrus galimą 12 C + 12 C sintezės reakcijos greičio padidėjimą [162]. Remiantis metalo neturinčių galaktikos aureolės žvaigždžių pastebėjimais, šie elementai gali būti laikomi labai mišriais elementais, kur žvaigždžių nukleosintezės s proceso ir pagrindinių bei silpnų r procesų indėlis yra sumaišytas su mažesniu pagrindinio p -procesas. Be to, siūlomi kiti masinio žvaigždžių procesai, kurie skiriasi nuo klasikinio p proceso, siekiant prisidėti prie trūkstamų Mo-Ru p gausų, pvz., P procesas esant protonams turtingose ​​neutrino vėjo sąlygose [271]. Mo ir Ru yra perspektyvūs elementai tiriant planetos mastelio nukleosintetinio izotopo heterogeniškumo vidinėje Saulės sistemoje mastą. Abu elementai turi septynis maždaug vienodo gausumo izotopus, kurie buvo sukurti dėl skirtingų nukleosintezės procesų. Be to, jų būna išmatuojamais kiekiais beveik visose meteoritų grupėse, todėl galima išsamiai įvertinti bet kokio izotopinio heterogeniškumo vidinėje Saulės sistemoje mastą. Izotopų anomalijų nustatymas didžiausioje meteoritų skalėje suteikia svarbios informacijos apie maišymo procesų mastą ir efektyvumą, nes izotopų svyravimus lengviausia paaiškinti kintančia šių mėginių p-, s- ir r-proceso gausa. Daugelio elementų, įskaitant Mo [272] ir Ru [273], izotopinis heterogeniškumas pastebėtas geležies meteorituose ir biriuose chondrituose. Šie rezultatai skiriasi nuo izotopinio homogeniškumo įrodymų [274, 275]. Mo izotopinės anomalijos urmuose meteorituose koreliuoja su Ru Ru anatomijomis tiksliai taip, kaip numatyta iš nukleosintetinės teorijos, pateikiant tvirtus įrodymus, kad koreliacines Ru ir Mo anomalijas sukelia heterogeninis vieno ar daugiau s proceso nešėjų pasiskirstymas [276, 273, 277] . Tačiau meteoritų izotopų anomalijų mastas yra menkai ribojamas, nes ankstesniais tyrimais buvo gauti skirtingi rezultatai apie Mo izotopinių anomalijų buvimą meteorituose [274, 272, 278]. Meteoritų ir jų komponentų nukleosintetinių Mo-Ru izotopų kitimų kilmė ir mastas turi būti toliau tiriami, o norint nustatyti jų indėlį į elementų gausą, reikia išsamesnio neutronų surinkimo proceso derliaus. Tipiški teoriniai perprodukcijos veiksniai pateikti 6 paveiksle visiems p branduoliams. Jei nepaisoma lengviausių p branduolių 74 Se ir 80 Kr, vidutiniškai monotoniškas padidėjimas pastebimas didėjant masės skaičiui. Šios tendencijos negalima ištaisyti branduolių fizikos neapibrėžtumais, kaip parodyta [267], tačiau ji yra pagrįsta modeliu, pvz., Sunkiausi p branduoliai išgyvena tik atokiausiuose sluoksniuose, kuriuose yra žemiausia piko temperatūra, o tai gali būti pervertinta dabartinėje padėtyje. modeliai. Paprastai sėklų sudėtis yra r- ir s-proceso nukleosintezės mišinys, nustatytas saulės gausos pasiskirstyme. Yra daug puikių straipsnių apie Mo-Ru problemą, o suinteresuotas skaitytojas daugiau informacijos rasite [279, 280, 281].

Kitas „ccSNe“ procesas, galintis gaminti lengvus p proceso branduolius iki Pd-Ag, įskaitant 92 Nb, yra & # X3B1, protonų, neutronų fiksavimo ir jų atvirkštinių reakcijų derėjimas su daugeliu # X3B1 užšalimo sąlygų [282 ]. Neutrino vėjai, susidarantys NS, taip pat yra galimi šviesos p proceso proceso branduoliai [283, 284], nors vienas iš galimų jo komponentų, p procesas [118], negali sukelti 92 Nb, nes yra ekranuotas. pateikė 92 Mo [271]. Tas pats įvyksta ir rentgeno spindulių pliūpsnio proceso atveju [285] (žr. 4.3.2 skirsnį). Be to, bendras per vieną įvykį susidariusių p-branduolių kiekis ir numatomas SNII sprogimų greitis neatitinka absoliučiai pastebėtų gausumų. Todėl SNIa buvo tiriama kaip papildoma vieta [286]. Iš viso pastebėta ta pati tendencija, kaip parodyta SNII 6 paveiksle. Nepakankama Mo-Ru p-branduolių gamyba buvo ne tokia ryški, galbūt dėl ​​šiek tiek aukštesnės temperatūros. Nepaisant bendro p branduolių kiekio, susidariusio per vieną įvykį, yra didesnis nei SNII atveju, rečiau pasitaikantis SNIa sumažina jų indėlį į pastebėtą gausumą [287]. Du naujausi tyrimai [261, 288] patvirtina šias išvadas, nors apskaičiuotą 92,94 Mo ir 96,98 Ru neproduktyvumą dar labiau sumažina papildomas indėlis į jų gausą, atsirandantį dėl protonų gaudymo reakcijų. Taigi SNIa ir SNII derinys yra privalomas, kad atitiktų absoliučią stebimą gausą. Gali būti papildomas, bet nedidelis įnašas iš rečiau vykstančių įvykių, pvz., Sub-Chandrasekar masinės supernovos [289] arba porų kūrimo supernovos [290]. Kalbant apie SNIa, procesai be & # X3B3 proceso taip pat prisideda prie šių egzotiškesnių svetainių.

Taip pat verta paminėti Ta nukleosintezę, kuri per daugelį metų išliko galvosūkiu. Tikslus Ta izotopinės sudėties nustatymas leistų p-proceso nukleosintetinius skaičiavimus įvertinti taikant tikslią izotopų gausą 180 Ta. Šis nuklidas susidaro tiek p-, tiek s-proceso metu ir turi nepaprastą savybę būti rečiausiu Saulės sistemos izotopu, kuris egzistuoja ilgaamžės izomerinės būsenos Ex = 77 keV (t1/2, izo & gt 10 15 metų), kai izotopų gausa yra apie 0,012%, taigi iš tikrųjų matuojamas 180m Ta izotopų gausa, o tai yra unikali situacija gamtoje. Esant pagrindinei būsenai, 180 Ta skyla iki 180 Hf ir 180 W, o pusinės eliminacijos laikas yra tik 8 valandos. 180m Ta yra rečiausias izotopas gamtoje, todėl yra svarbus izotopas iššifruojant p proceso kilmę. Bėgant metams daugelis procesų, tokie kaip lėta ir greita neutronų fiksavimo reakcijos žvaigždėse ir ccSN sprogimai, fotonų ir neutrino sukeltos reakcijos ccSNe, buvo pasiūlyti kaip 180 Ta gamybos mechanizmas. Tačiau sutarimo nėra ir teoriškai įrodyta, kad 180 Ta galima išimtinai paaiškinti & # X3B3 procesu (& # X3B3, n) [266]. Vien tik s procesas gali išimtinai paaiškinti ir 180 Ta gamybą, dažniausiai šakojantis 179 Hf per reakcijas 179 Hf (& # X3B2 & # X2212) 179 Ta (n, & # X3B3) 180 Ta ir (arba) 179 Hf (n, & # X3B3) 180m Hf (& # X3B2 & # X2212) 180 Ta [291]. Be to, egzotiškesnės reakcijos, tokios kaip neutrino procesai, apimantys 180 Hf (e, e) 180 Ta, buvo pasiūlyta iš dalies paaiškinti jo sintezę [292, 293]. Nepaisant to, atskirų procesų reikšmės negalima aiškiai nustatyti dėl neapibrėžtumo dėl 180 Ta reakcijos greičio dėl to, kad nėra eksperimentinių duomenų, tokių kaip & # X3B3 spindulių stiprumo funkcija [294]. Norint gauti geresnį pagrindą p-proceso gamybos skaičiavimams, reikalingas tikslus nustatymas [295]. Neseniai buvo sukurtas aukšto tikslumo metodas izotopų santykiams matuoti iš nežemiškų mėginių, kurių Ta koncentracija yra maža, tačiau didžiausias izotopų gausos skirtumas, kurio koeficientas didesnis nei 8000, leidžia tiksliai ir tiksliai nustatyti Ta izotopų santykį pagal masę spektrometrija labai sudėtinga (daugiau informacijos žr. [296]).

Pradinę r proceso branduolių gamybos vietą pasiūlė Tsuruta ir kt [297] anksti kuriant nukleosintezės teoriją. Jis remiasi tuo, kad esant dideliam tankiui (paprastai & # X3C1 & gt 10 10 g cm & # X22123) medžiagą paprastai sudaro branduoliai, esantys branduolio stabilumo slėnio turtingoje neutronų pusėje dėl endoterminio laisvumo. -elektronų gaudymai [298]. Tokios sąlygos yra medžiagos suspaudime, kai susidaro NS, ir susijungus dviem NS, todėl šios sistemos yra perspektyvios sunkiųjų r-proceso elementų vietos [299, 300, 301]. Apskaičiuota, kad 5% pradinės NS masės gali būti išmestos per NS potvynio pertrauką NS-BH susijungimo metu [302, 303]. Naujausi NS susijungimo metu išmetamų šaltų NS medžiagų kiekio įvertinimai svyruoja nuo & # X223C 10 & # X22124 M& # X2299 į & # X223C 10 & # X22122 M& # X2299 [304], kurio greitis 0,1-0,3c. Susijungiant NS-BH, išstumtasis gali būti iki & # X223C 0,1 M& # X2299, panašiu greičiu [305]. Dauguma dinaminių išmetimų atsiranda dėl susidūrimo tarp susidūrusių dvejetainių komponentų sąsajos, kurios prieš sujungiant deformuojasi į lašus panašias formas, kaip parodyta 7 paveiksle. Vėliau smūgio kaitinama medžiaga išstumiama kvaziradialiniais impulsais. liekana plačiomis kampinėmis kryptimis. Už 1,35–1,35 M& # X2299 dvejetainė žvaigždžių šlyties sąsajoje esanti išstumiamoji dalis yra padalinta į du komponentus, iš kurių abu (beveik) simetriškai tiekiami abiejų susidūrusių žvaigždžių medžiagai. Masės santykis taip pat turi įtakos išmestai masei, nes labai asimetriški dvejetainiai elementai sukuria maždaug dvigubai didesnę medžiagą kaip tos pačios bendros masės simetriškas dvejetainis elementas [306]. Naujausiuose darbuose buvo naudojamos išsamios dviejų NS susijungimo hidrodinaminės simuliacijos, kad būtų rasta patikima r proceso branduolių su A & # X2273 130 (pvz., [307, 306]). Remiantis šiais tyrimais, ypatingai daug neutronų turinti išstumiamoji epocha yra dekompresijos metu kaitinama & # X3B2 skilimo metu, taip pat gali būti šokiruojama iki aukštos temperatūros dinaminio išstūmimo metu. Dėl labai didelio pradinio dinaminio išstūmimo tankio sunkieji branduoliai jau yra branduolio statistinės pusiausvyros išplėtimo fazėje. Vėlesniame karštame r procese vyksta dalijimosi ciklai, taip sukuriant stabilų gausos modelį A & # X2273 130. Svarbūs naujausių tyrimų rezultatai (pvz., [308, 309, 310, 311, 312, 239]), įskaitant modeliavimus, kuriuose atsižvelgiama tiek į dinaminės išstūmimo sudėtį, tiek į neutrino vėją (išilgai ašigalių), buvo gauti. , kur medžiaga išmetama nuo karšto NS iki BH susidarymo taško, o po to išmetama medžiaga iš (klampių) BH akrecijos diskų. Pagrindinius šių tyrimų aspektus galima apibendrinti taip: dinaminė ejecta masė silpnai priklauso nuo masės santykio, o reikšmingai nuo dvejetainės asimetrijos laipsnio nutekėjimo iš NS susijungimuose suformuotų BH akrecijos diskų suteikia svarbų indėlį į kompaktiško r proceso našumą. dvejetainiai sujungia kompozicijos priklausomybę nuo laiko ir kampo neutrino vėjo nukleosintezės ekscentriškuose dvinariuose, gali išstumti masės eilėmis daugiau masės nei dvinariai kvazi apskritose orbitose ir tik šiek tiek mažiau nei NS-BH susijungimai. NS-BH susijungimuose [313, 314, 315, 305, 316] pagrindinis masinio išstūmimo mechanizmas yra potvynio jėga, kuri kampinio impulso perskirstymo metu sutrikdo NS pusiaujo plokštumoje [304]. Taigi išmetimo geometrija iš esmės skiriasi nuo NS susijungimo, kaip parodyta 8 paveiksle. Be to, NS-BH susijungimų išmetimas dažnai apima tik dalį azimutinio diapazono [305].

Vienas įdomus aspektas, kurį reikia aptarti, susijęs su išstumta nukleosintezės kompozicija iš kompaktiškų objektų sujungimų. Nukleosintezę riboja saulės r proceso gausa ir mažo metališkumo žvaigždžių stebėjimai. Panašu, kad NS ir NS-BH susijungimai reikšmingai prisideda prie galaktikos r proceso gausos modelio. Tačiau skirtingų tyrimų rezultatai yra prieštaringi arba neaiškūs. Pvz., Bendras sunkiosios r-proceso medžiagos kiekis Paukščių Take atitinka masinio išmetimo lūkesčius atliekant skaitines susijungimo simuliacijas [312] ir jų numatomus rodiklius, apskaičiuotus pagal galaktikos NS susijungimus (pvz., [317]). Be to, naujausi Matteucci atlikti tyrimai ir kt [319] nurodo, kaip r proceso proceso elementai, kilę iš NS dvejetainių susijungimų, atrodo perspektyviausias kanalas r proceso proceso elementų gamybai. Priešingai, tokių dvigubų NS susijungimų poveikio galaktinei nukleosintezei įvertinimai buvo suabejoti atliekant išsamius nehomogeninius cheminės evoliucijos tyrimus [318], kurie neatitinka stebėjimų esant labai mažam metališkumui. Praneštų skirtumų priežastis tikriausiai yra dėl to, kad Argasto siūlomas modelis ir kt [318] neprisiima momentinio maišymo ankstyvosiose galaktikos evoliucijos fazėse. Tyrime, apie kurį pranešė Vangioni ir kt [320], r-proceso evoliucija, naudojant NS scenarijų kaip pagrindinę astrofizinę vietą, gerai sutampa su pastebėjimais, darant prielaidą, kad ankstyvojoje evoliucijoje vyrauja dvejetainių sistemų susijungimai su & # X223C 100 Myr eilės suvestine. . Remiantis naujausiais vertinimais, gautais naudojant išsamius populiacijos sintezės kodus, tokie susijungimai sudaro didelę visų susijungimų dalį. Be to, po paskutinių įvykių keli naujausi darbai [321, 322] patvirtino, kad NS susijungimai gali atspindėti įvairių r proceso elementų praturtėjimo istoriją ir pasiskirstymą galaktikose.

Buvo pasiūlytas naujas teorinis modelis, pagal kurį ccSNe pirmiausia prisideda prie sunkiųjų elementų praturtinimo ankstyvojoje Galaktikoje, tada NS susijungimai palaipsniui eina link Saulės sistemos [323]. Modelis numato kelis specifinius izotopų gausos modelio evoliucijos stebėjimo įrodymus. Tai taip pat patenkina pastebėtą gausos modelio tarp Saulės sistemos ir ypač vargingų metalų žvaigždžių Paukščių Tako aureolėje arba neseniai atrastose itin silpnose nykštukų galaktikose [324]. Modeliai, pagrįsti dalelių hidrodinamikos kodais [325] ir išsamia nykštukų galaktikų gausos analize [326], tvirtai palaiko argumentą, kad NS susijungimai yra pagrindinė astrofizinė r proceso vieta. Tačiau neseniai „Bramante“ ir kt [327] teigė, kad mažai tikėtina, kad NS susijungimai sukeltų R proceso perteklių, pastebėtą „Reticulum II“ nykštukinėje galaktikoje, nes bendras NS susijungimų gamybos lygis yra mažas, o supernovos gimdos smūgiai efektyviai pašalina dvejetaines žvaigždžių sistemas iš negilios gravitacijos šulinio. galaktikos. Antroji iškilusi problema yra ta, kad nykštukinės galaktikos susideda iš labai senos žvaigždžių populiacijos [328], o tai rodo, kad cheminių medžiagų gausa buvo užšaldyta dar prieš & # X2248 13 Gyr. Tam reikia, kad r proceso susidarymas turėtų įvykti gana greitai po pirmųjų žvaigždžių susidarymo. Tai kelia klausimą, ar susijungimai galėtų įvykti pakankamai greitai, kad jų r proceso procesas galėtų praturtinti seną žvaigždžių populiaciją. Nepaisant to, pirmasis tiesioginis gravitacinių bangų aptikimas iš dvejetainio NS susijungimo (GW170817) pažymėjo tikrąją jungtinės gravitacinės bangos-elektromagnetinės daugialypės žinios astronomijos pradžią [330] ir nustatė stipresnius r procesų praturtėjimo iš NS susijungimo apribojimus. Išmestos masės iš esmės atitinka apskaičiuotą r-proceso gamybos greitį, reikalingą Paukščių Tako r-proceso gausai paaiškinti, pateikdami pirmuosius įrodymus, kad dvejetainiai NS susijungimai yra dominuojantis sunkiųjų r-proceso branduolių šaltinis Galaktikoje [331, 332 ]. Pagaliau pagal Foucartą ir kt [314] NS-BH susijungimai taip pat gali padėti praturtinti r-proceso elementus galaktikose. Pagal šį tyrimą išmetamas didelis kiekis neutronų turinčios, mažos entropijos medžiagos (0,04 M& # X2299 - 0.2 M& # X2299), kuriai bus atlikta tvirta r proceso nukleosintezė, nors išmetamoji medžiaga yra turtingesnė protonų nei medžiaga, išstumta NS dvejetainių susijungimų metu.

Norint numatyti jų indėlį į r proceso elementų praturtėjimą, labai svarbu patikimai įvertinti NS susijungimo laipsnį „Galaxy“. Įvertinimai yra gana žemi, nes mes žinome tik keletą tokių sistemų, kurių susijungimo laikas yra mažesnis nei Visatos amžius. Dvi iš pastebėtų mūsų galaktikos dvejetainių NS sistemų - PSR J0737-3039 [333] ir PSR 2127 + 11C [334] dėl gravitacinės spinduliuotės skleidžiamos orbitos skilimo susijungs mažiau nei per kelis šimtus Myr. Bendras laikas nuo gimimo iki susijungimo yra & # X2248 8 & # XD7 10 7 metai PSR J0737-3039 ir & # X2248 3 & # XD7 10 8 metai PSR 2127 + 11C. Įvertinimai NS susijungimų greičiui „Galaxy“ svyruoja nuo & # X223C 10 & # X22126 iki & # X223C 3 & # XD7 10 & # X22124 metų ir # X22121, o geriausias spėjimas yra & # X223C 10 & # X22125 yr & # X22121 (pvz., [335, 336]). NS-BH ir NS dvejetainių kompiuterių gimstamumas yra panašus. Nepaisant to, NS-BH dvejetainių įrenginių, turinčių atitinkamus orbitos periodus susiliejimui, dalis visatos amžiuje (& # X223C 10 10 metų) yra neaiški dėl jų sudėtingos evoliucijos, susijusios su masiniais mainais [337]. Bet kokiu atveju bendras NS (įskaitant NS-BH) susijungimų greitis Galaktikoje yra galbūt & # X223C 10 & # X22125 metai & # X22121, o tai yra & # X223C 10 3 kartus mažesnis už SNII galaktikos greitį [338 ]. Tai reiškia, kad kiekvienas susijungimas turi išmesti & # X2273 10 ir # X22123 M& # X2299 r proceso proceso, jei NS susijungimai buvo atsakingi tik už saulės r proceso gausas, susijusias su smailėmis A = 130 ir 195 (& # X223C 10 & # X22126 & # X2013 10 & # X22125 M& # X2299 ccSNe atveju kiekvienam įvykiui reikalinga r proceso medžiaga [228]. Alternatyvūs scenarijai, pagrįsti keista žvaigžde - keistų žvaigždžių susijungimai taip pat buvo pasiūlyti siekiant atsižvelgti į nukleosintezę po kompaktiškų objektų susijungimo [339]. Visų pirma ryškiausias bruožas būtų visiškas lantanidų, kurių masinis kaupimasis yra mažos masės, nebuvimas (A & lt 70) regionas. Dėl tikslios NS sudėties vis dar diskutuojama, o kvarko medžiaga yra viena iš labiausiai apgalvotų galimybių [340]. Šioje srityje reikalingi nauji įrankiai ir patobulinimai, nes NS susijungimų nukleosintezės rezultatai vis dar nėra aiškūs ir dar negalima atmesti kelių r proceso procesų buvimo. Gilesnį keistų kvarkų žvaigždžių tyrimą rasite [341].

Branduoliai, esantys netoli protonų lašėjimo linijos, yra labai svarbūs tiek ramybės, tiek sprogstamųjų astrofizinių scenarijų atveju. Sąlygas, tinkamas nuklidų sintezei p-branduolių diapazone, taip pat nustato sprogstamieji scenarijai, tokie kaip rentgeno spindulių pliūpsniai (XRBs) ir rentgeno pulsarai, kurie rodo galimas astrofizinio RP proceso vietas [342]. . RP procesas susideda iš greitų protonų ir „# X3B1“ fiksavimo reakcijų, įsiterpiančių į & # X3B2 + skilimą, serijos, kuri varo reakcijos kelią arti protono lašelinės. Turi būti žinomos branduolinės savybės, tokios kaip masės, gyvenimo trukmė, lygio tankis ir būsenų sukimosi paritetai daugeliui branduolių, esančių arti protonų lašelinės linijos, kad būtų galima visiškai suprasti rp procesą. RP procesą slopina & # X3B1 skilimas, kuris viršutinę galinės vertės ribą nustato 105 Te [343]. XRB atsiranda dvinarėse žvaigždžių sistemose, kur kompaktiškas NS kaupia H arba He turtingą medžiagą iš palydovo žvaigždės [344]. I tipo XRB atsiranda, kai priėmimo norma yra mažesnė nei 10 & # X22129 M& # X2299 per metus [342] ir pasižymi ypatingai energingais (& # X223C 10 39 ergais) rentgeno spinduliuotės pliūpsniais, kurie labai reguliariai pasirodo valandų valandas. Patys sprogimai trunka nuo dešimčių iki šimtų sekundžių ir yra medžiagos kaupimosi ant NS paviršiaus rezultatas. Po kelių valandų termobranduolinis bėgimas esant ekstremalioms temperatūroms (& # X2265 10 9 K) ir tankio (& # X3C1 & # X223C 10 6 g cm & # X22123) sąlygoms, sukelia sprogimą, kuris sukelia ryškų rentgeno sprogimą [ 345]. Didelį sunkumą modeliuojant XRB sukelia aiškių stebėjimo nukleosintezės apribojimų trūkumas. Naujausią I tipo XRB apžvalgą galima rasti [346]. Nors manoma, kad didelis NS sukurtas gravitacinis potencialas neleidžia RP procesui prisidėti prie visatos cheminės sudėties, tačiau žinios apie RP procesą yra labai svarbios suprantant energijos gamybą pagal XRB scenarijus. Be to, pelenų, kurie lieka NS paviršiuje dėl rp proceso, cheminę sudėtį lemia tikslus termobranduolinių reakcijų, kurios sudaro rp procesą, progresavimo kelias ir greitis [342]. Manoma, kad XRB scenarijuose ypač svarbų vaidmenį turi daug protonų turintys Tz = -1 branduoliai (kur Tz = 1/2 (N - Z)) [347]. Pavyzdžiui, neseniai atliktas teorinis Parikho tyrimas ir kt [348] išryškino radiacines protonų gaudymo reakcijas 61 Ga (p, & # X3B3) 62 Ge ir 65 As (p, & # X3B3) 66 Se kaip reakcijas, kurios kritiškai veikia XRB generuojamus cheminius kiekius [345]. Todėl reikalinga išsami informacija apie būsenas, viršijančias protonų slenkstį Tz = -1 branduoliuose 62 Ge ir 66 Se, apie struktūrą. Veidrodinių branduolių svarstymas rodo, kad astrofiziškai reikšminguose energijos regionuose lygio tankis yra labai mažas, todėl statistiniai metodai, tokie kaip Hauserio-Feshbacho skaičiavimai, šiais atvejais yra netinkami [349]. Iš tiesų protonų gaudymo reakcijos greičiuose gali dominuoti vienas rezonansas.

Pagrindinis galvosūkis, kurį reikia išspręsti atliekant rp proceso tyrimus, kyla dėl reakcijos srauto per ilgai gyvavusius laukimo taškus 64 Ge, 68 Se ir 72 Kr, kurie iš esmės yra atsakingi už XRB uodegos formavimą [350]. Itin svarbios yra šių laukimo taškų protonų surinkimo Q vertės, kurios stipriai lemia, kokiu laipsniu protonų fiksavimas gali apeiti lėtą ir # X3B2 skilimą šiuose laukimo taškuose. Laukimo taško nuklidai lėtina rp procesą ir stipriai veikia sprogimo stebimus. Joms būdingas ilgas & # X3B2 skilimo pusperiodis, trunkantis serijos trukmės tvarka, o mažos arba neigiamos protonų fiksavimo Q vertės gali trukdyti tolesniam protonų fiksavimui dėl stiprios (& # X3B3, p) fotodisintegracijos. Pastaruoju metu padaryta didelė pažanga dėl 68 Se protonų surinkimo Q vertės [351]. Lėtą & # X3B2 skilimą 68 Se laukimo taške astrofiziniame rp procese iš esmės galima apeiti nuosekliai fiksuojant du protonus. Autoriai padarė išvadą, kad 68 Se (2p, & # X3B3) reakcija geriausiu atveju turi labai mažą efektą, o 68 Se yra stiprus laukimo taškas rp procese XRB. Tai pateikia tikslų paaiškinimą apie kartais stebimas ilgas serijų trukmes minučių tvarka. Svarbūs rp proceso reakcijos greičio eksperimentiniai rezultatai taip pat buvo atlikti neseniai naudojant GRETINA masyvą NSCL [352]. Matavimai iš esmės pašalina 57 Cu (p, & # X3B3) 58 Zn reakcijos neapibrėžtumą XRB modeliuose ir taip pat nustato 56 Ni, kuris yra svarbus laukimo taškas rp procese, efektyvų tarnavimo laiką. Kai NS kaupia H ir He iš išorinių savo palydovo žvaigždės sluoksnių, termobranduoliniai degimo procesai įgalina & # X3B1p- procesas ((& # X3B1, p) ir (p, & # X3B3) reakcijų seka) kaip išsiskyrimo mechanizmas CNO-dviratis. XRB modeliai prognozuoja (& # X3B1, p) reakcijos greitį, kuris reikšmingai paveiks XRB šviesos kreives ir elementų gausą sprogusiuose pelenuose [353]. Teoriniai reakcijos greičiai, naudojami modeliuojant & # X3B1p-procesą reikia patikrinti eksperimentiškai. Svarbus & # X3B1 atvejisp- procesas yra 34 Ar (& # X3B1, p) 37 K reakcija, kuri jautrumo tyrimuose nustatyta [345] kaip svarbi branduolinė neapibrėžtis. Iš tiesų, naujausi R matricos skaičiavimai [354] kelioms (& # X3B1, p) reakcijoms, įskaitant 34 Ar (& # X3B1, p) 37 K, rodo mažesnį nei prognozuotas skerspjūvį. Pagal reaktyvinius eksperimentus branduolinės struktūros ir astrofizikos (JENSA) dujų srovės taikinyje [355] galima tiesiogiai išmatuoti anksčiau nepasiekiamas (& # X3B1, p) reakcijas su radioaktyviaisiais pluoštais, kuriuos teikia retas izotopų pakartotinis greitintuvas ReA3. Pateikti preliminarūs pirmojo tiesioginio 34 Ar (& # X3B1, p) 37 K reakcijos skerspjūvio matavimo rezultatai [356].

Nepaprastai daug pasiekta atliekant branduolių, dalyvaujančių RP procese, masės matavimus [357], leidžiančius tiksliau apskaičiuoti XRB šviesos kreives ir sprogo pelenus. Visai neseniai 31 Cl masė buvo matuojama JYFLTRAP [358]. 31 Cl masės pertekliaus vertės tikslumas buvo pagerintas nuo 50 keV iki 3,4 keV. 31 Cl masė yra svarbi įvertinant 30 S laukimo taško sąlygas, nes 31 Cl (& # X3B3, p) 30 S - 30 S (p, & # X3B3) 31 Cl pusiausvyros santykis, kuris eksponentiškai priklauso nuo Q vertės ty 31 Cl ir 30 S. masėse. Buvo pasiūlyta, kad 30 S laukimo taškas galėtų būti galimas iš kelių šaltinių pastebėtų dvigubai pasiektų I tipo XRB kreivių paaiškinimas [359]. Su nauja Q verte fotodisintegracija perima žemesnėje temperatūroje nei anksčiau, o neapibrėžtumas, susijęs su Q reakcijos verte, buvo žymiai sumažintas.

GRB yra gama spindulių pliūpsniai, susiję su itin energingais sprogimais, kurie pastebimi tolimose galaktikose (kadangi jų kilmė yra ekstragalaktinė, jie yra izotropiškai pasiskirstę danguje). Jie yra ryškiausi elektromagnetiniai įvykiai, kurie, žinoma, vyksta Visatoje, ir jie trunka nuo milisekundžių iki kelių minučių. GRB yra dviejų rūšių - ilgų ir trumpų - priklausomai nuo to, kiek ilgai trunka gama spindulių pliūpsnis (nuo milisekundžių iki kelių minučių). Kiekvieno sprogimo metu išsiskirianti energija svyruoja nuo 10 50 iki 10 54 erg. Apskritai nustatomas maždaug vienas sprogimas per dieną. Būdingas GRB bruožas yra rentgeno spindesio (pošvito) stebėjimas, kuris atsiranda, kai greitaeigis dalelių srautas sąveikauja su supančia aplinka ir išlieka kelias dienas GRB vietoje. Trumpi GRB susidaro susidūrus dviem NS arba NS ir BH, o ilgi GRB yra susieti su ccSNe. Kaip buvo aptarta anksčiau, tvirtai manoma, kad kataklizminiai įvykiai, tokie kaip GRB, yra sunkiųjų elementų gamybos vietos. Daugiau informacijos apie GRB galite rasti [360, 361].

Naujausiame veikale „Berger“ ir kt [362] apskaičiavo, kad optinio / artimojo infraraudonųjų spindulių (NIR) pereinamojo laikotarpio, žinomo kaip Kilonova (KN), metu susidariusio ir išsiskyrusio Au kiekis gali būti net 10 mėnulio masių. Manoma, kad KN yra dviejų kompaktiškų objektų sujungimo dvejetainėje sistemoje NIR atitikmuo, o jo emisija yra maždaug izotropinė. Ji yra 1000 kartų ryškesnė už novą, tačiau vidutinės supernovos ryškumas yra tik 1/10 –1 / 100. Pagrindines KNe savybes galima rasti [363]. Grupė tyrė blėstantį ugnies kamuolį nuo pirmojo aiškaus KN nustatymo, kuris buvo susijęs su trumpuoju GRB 130603B. „Swift“ palydovo aptiktas GRB 130603B veikė mažiau nei dvi dešimtąsias sekundės. Nors gama spinduliai greitai išnyko, GRB 130603B taip pat rodė poslinkį, kuriame dominavo NIR šviesa, kurios ryškumas ir elgesys neatitiko įprasto pošviesimo. Vietoj to, švytėjimas elgėsi taip, tarsi kiltų iš egzotiškų radioaktyviųjų elementų. Daug neutronų turinti medžiaga, sintetinama dinaminio ir akrecijos-disko-vėjo išstūmimo metu susijungimo metu, per r procesą gali sukurti tokius sunkius elementus, kurie vėliau patiria radioaktyvų skilimą, skleisdami spindesį, kuriame vyrauja NIR šviesa. Skaičiavimai sako, kad & # X223C 10 & # X22122 M& # X2299 medžiagos išmetė GRB, dalis jų buvo Au ir Pt. Sujungus vieno trumpo GRB apskaičiuotą Au su tokių sprogimų skaičiumi, kurie įvyko per visatos amžių, visi visatos Au galėjo atsirasti iš GRB. 9 paveiksle parodyta GRB 130603B optinių ir NIR spinduliuotės interpoliacija į F606W ir F160W filtrus. Optinis pošvietimas po pirmųjų & # X223C 0.3 dienų staiga nyksta ir čia modeliuojamas kaip sklandžiai sulaužytas galios dėsnis (brūkšniuota mėlyna linija). Pagrindinė šio siužeto išvada yra ta, kad NIR matomam šaltiniui reikalingas papildomas komponentas, viršijantis pošviesos ekstrapoliaciją (raudona brūkšninė linija) [364]. Šis perteklinis NIR srautas atitinka šaltinį, kurio absoliutus dydis yra & # X223C -15,35 esant & # X223C, praėjus 7 dienoms po pertraukos likusiame kadre. Pakartotinis pašviesėjimas NIR poslinkyje yra toks, kokio galima tikėtis iš KN [365]. Kiti GRB-KN scenarijaus stebėjimo įrodymai pateikti [366, 367].

Skaitmeniniai modeliavimai rodo, kad KN scenarijai gali išstumti nedidelę pradinės sistemos dalį į tarpžvaigždinę terpę [298] ir taip pat suformuoti centrifuginiu būdu palaikomą diską, kuris greitai išsisklaido erdvėje su daug neutronų pučiančiu vėju [368]. Šiems dviem skirtingiems išstūmimo mechanizmams būdinga skirtingos sudėties medžiaga. Iš disko ištekėjimas greičiausiai neturi lantanido, nes sunkių elementų sintezę slopina aukšta temperatūra [365], o paviršiaus medžiaga yra intensyvios r proceso nukleosintezės vieta, gaminanti sunkiuosius elementus. Pasak Kaseno ir kt [368], dėl artimo KNe ir r-proceso elementų gamybos santykio pereinamasis laikotarpis tampa galinga jungties fizinių sąlygų diagnostika. Ši savybė atsiranda dėl optinio drumstumo jautrumo išmetimo r-proceso sudėties tipui: net mažai lantanidų ar aktinidų daliai (A & gt 140) gali padidinti optinį drumstumą didumo eilėmis, palyginti su panašia į geležies grupę kompozicija. KN pereinamasis momentas sukuria optinę spinduliuotę pirmąją dieną po susijungimo, tada pereina į NIR. Didžiausias optinis ir infraraudonųjų spindulių ryškumas, taip pat trumpalaikė trukmė, didina visos išmestos masės funkcijas. Ankstyvaisiais laikais, kai temperatūra yra aukšta, lantanidu praturtinta išstumiamoji spinduliuotė sukuria didelę dalį mėlynos optinės emisijos. Šio signalo trukmė yra & lt 1 diena [369]. Norint visiškai nustatyti ankstyvojo laikotarpio KN spalvas, reikalingi tolesni skaičiavimai ir atomų struktūros modeliai, nes numatomos optinės emisijos patikimumą įtakoja lantanido atominių duomenų neapibrėžtumai.

Naujas ir revoliucinis gravitacinės ir elektromagnetinės spinduliuotės aptikimas iš vieno šaltinio, GW170817, gautas sujungus dvi NS, stipriai palaiko ryšį tarp trumpų GRB ir sekančių KNe, kuriuos sukelia radioaktyvus r proceso procesų, susintetintų išstumti [370, 371, 372, 373]. GW170817 optinio atitikmens šiluminis spektras (pvz., [374]) sutampa su KN modeliu, lyginant su galios dėsnio spektru, kurio tikimasi išmetant neterminę GRB pošviesą. Po smailės esančios bolometrinės šviesos kreivės forma iš esmės atitinka & # X221D t & # X22121.3 radioaktyvaus kaitinimo greitis iš naujai susintetintų r proceso branduolių [363, 332]. Šviesos kreivės rodo spartų mėlyniausių juostų mažėjimą, tarpinį raudonųjų optinių juostų sumažėjimo greitį ir negilų NIR sumažėjimą. Apskaičiuota, kad bendra raudonojo (lantanidą turinčio) išstūmimo masė bus & # X2248 4 & # XD7 10 & # X22122 M& # X2299 su šiek tiek mažesniu išsiplėtimo greičiu, v & # X2248 0.1c, nei mėlyna ejecta. Raudonasis KN skleidžiantis išmetimo komponentas dominuoja visoje išmetimo masėje, taigi greičiausiai taip pat dominuoja tiek lengvųjų, tiek sunkiųjų r-proceso branduolių derlingumas. Darant prielaidą, kad r proceso gausos modelis atitinka Saulės modelį, daroma išvada, kad & # X223C 100-200 M& # X2295 Au ir & # X223C 30-60 M& # X2295 in U buvo sukurti per kelias sekundes po GW170817 [375]. Ateities pokyčiai šioje srityje nukleosintezės, GW astronomijos ir galaktikos cheminės evoliucijos sankirtoje žada būti įdomūs. *****

Šį puslapį prižiūri Crenas Frayeris
Paskutinį kartą modifikuota: birželio 8 d. ->


La 138 ir Ta 180 gausa v-Nukleosintezė 20M ⊙ II tipo „Supernovos“ pradininkas, vadovaujantis žvaigždžių modeliais sėkloms

Retiausių gamtos izotopų La 138 ir Ta 180 derlius apskaičiuojamas neutrino procesais tankio Ne apvalkale ρ ≈ 10 4 g / cm3 20 tipo masės II tipo supernovos (SN II) pirmtakuose M . Du išplėstiniai neutrino temperatūros rinkiniai - T v e = 3, 4, 5, 6 MeV ir T v(μ/τ)= 4, 6, 8, 10, 12 MeV, atsižvelgiant į įkrautos ir neutralios srovės procesus. Apskaičiuojamos saulės sėklų La 139, Ta 181, Ba 138 ir Hf 180 frakcijos. Manoma, kad jie gaminami kai kuriuose s- ankstesnės kartos masyvių „sėklinių žvaigždžių“, kurių vidinis tankio diapazonas yra, apdorojimas 〈ρ〉 ≈10 3 −10 6 g / cm3. Šių dviejų elementų gausa apskaičiuojama O 16 atžvilgiu ir nustatyta, kad jie jautrūs neutrino temperatūrai. Neutraliems srovės procesams, kai neutronų emisijos šakos santykis b n = 3,81 × 10 −4 ir b n = 9,61 × 10 −1, santykinė La 138 gausa yra atitinkamai 4,48 × 10 −14 −2,94 × 10 −13 ir 1,13 × 10 −10 −7,43 × 10 −10. Panašiai Ta 180 santykinė gausa yra atitinkamai apatinėse ir didesnėse neutronų emisijos šakojimo santykio reikšmėse 1,80 × 10 −15 −1,17 × 10 −14 ir 4,53 × 10 −12 −2,96 × 10 −11. Įkrautų srovių procesams nustatyta, kad santykinės La 138 ir Ta 180 gausos yra atitinkamai 1,38 × 10 –9–7,62 × 10–9 ir 2,09 × 10–11–1,10 × 10−10. Nustatyta, kad „sėklų žvaigždžių“ tankis derlius atitinka naujausius supernovos modeliavimo rezultatus visame neutrino temperatūros diapazone. Nustatyta, kad La 138 ir Ta 180 efektyviai gaminami veikiant įkrovos srovei.

Tai yra prenumeratos turinio peržiūra, prieiga per jūsų įstaigą.


Sprogstamoji nukleosintezė - „PowerPoint“ PPT pristatymas

„PowerShow.com“ yra pirmaujanti pristatymų / skaidrių demonstravimo svetainė. Nesvarbu, ar jūsų programa yra verslas, patarimai, švietimas, medicina, mokykla, bažnyčia, pardavimai, rinkodara, internetiniai mokymai ar tiesiog pramogos, „PowerShow.com“ yra puikus šaltinis. Kas geriausia, dauguma puikių jo funkcijų yra nemokamos ir lengvai naudojamos.

Galite naudoti „PowerShow.com“, norėdami rasti ir atsisiųsti internetinių „PowerPoint“ ppt pristatymų pavyzdžių bet kokia tema, kurią tik galite įsivaizduoti, kad sužinotumėte, kaip nemokamai tobulinti savo skaidres ir pristatymus. Arba naudokite jį norėdami rasti ir atsisiųsti aukštos kokybės „PowerPoint ppt“ pristatymus su iliustruotomis ar animuotomis skaidrėmis, kurios išmokys jus padaryti ką nors naujo, taip pat nemokamai. Arba naudokite jį savo „PowerPoint“ skaidrėms įkelti, kad galėtumėte jomis pasidalinti su savo mokytojais, klase, studentais, viršininkais, darbuotojais, klientais, potencialiais investuotojais ar pasauliu. Arba naudokite jį kurdami tikrai šaunias nuotraukų skaidrių demonstracijas - su 2D ir 3D perėjimais, animacija ir pasirinkta muzika, kuriomis galite pasidalinti su „Facebook“ draugais ar „Google+“ draugų ratais. Viskas taip pat nemokamai!

Už nedidelį mokestį galite gauti geriausią pramonės privatumą internete arba viešai reklamuoti savo pristatymus ir skaidrių demonstracijas geriausiais reitingais. Bet be to, tai nemokama. Mes net konvertuosime jūsų pristatymus ir skaidrių demonstracijas į universalų „Flash“ formatą su visa jų originalia daugialypės terpės šlove, įskaitant animaciją, 2D ir 3D perėjimo efektus, įterptą muziką ar kitą garsą ar net į skaidres įdėtą vaizdo įrašą. Viskas nemokamai. Daugumą PowerShow.com pateiktų pristatymų ir skaidrių peržiūrų galima nemokamai peržiūrėti, daugelį jų galima nemokamai atsisiųsti. (Galite pasirinkti, ar leisti žmonėms atsisiųsti jūsų originalius „PowerPoint“ pristatymus ir nuotraukų skaidrių demonstracijas už tam tikrą mokestį, ar nemokamai, ar ne.) Patikrinkite „PowerShow.com“ šiandien - NEMOKAMAI. Yra tikrai kažkas kiekvienam!

pristatymai nemokamai. Arba naudokite jį norėdami rasti ir atsisiųsti aukštos kokybės „PowerPoint“ ppt pristatymus su iliustruotomis ar animuotomis skaidrėmis, kurios išmokys jus padaryti ką nors naujo, taip pat nemokamai. Arba naudokite ją savo „PowerPoint“ skaidrėms įkelti, kad galėtumėte jomis pasidalinti su savo mokytojais, klase, studentais, viršininkais, darbuotojais, klientais, potencialiais investuotojais ar pasauliu. Arba naudokite jį kurdami tikrai šaunias nuotraukų skaidrių demonstracijas - su 2D ir 3D perėjimais, animacija ir pasirinkta muzika, kuriomis galite pasidalinti su „Facebook“ draugais ar „Google+“ draugų ratais. Viskas taip pat nemokamai!


Nukleosintezė žvaigždėse ir galaktikų cheminis praturtinimas

Po Didžiojo sprogimo sunkiųjų elementų gamyba ankstyvojoje Visatoje vyksta nuo pirmųjų žvaigždžių susidarymo, jų evoliucijos ir sprogimo. Pirmieji supernovos sprogimai turi stiprų dinaminį, šiluminį ir cheminį grįžtamąjį ryšį apie vėlesnių žvaigždžių susidarymą ir galaktikų evoliuciją. Tačiau pirmųjų Visatos žvaigždžių ir supernovos sprogimų pobūdis nebuvo gerai išaiškintas. Pirmųjų žvaigždžių nukleosintezės pajamingumą galima pamatyti elementų gausos modeliuose, pastebėtuose ypatingai metalų neturinčiose žvaigždėse. Įdomu tai, kad šie modeliai rodo tam tikrus saulės gausos modelio ypatumus, kurie turėtų suteikti svarbių užuominų suprasti ankstyvųjų žvaigždžių kartų prigimtį. Taigi apžvelgiame naujausius daugiausiai žvaigždžių, gaunamų iš daugybės žvaigždžių masių, metališkumo ir sprogimo energijos, nukleosintezės rezultatus. Mes taip pat pateikiame derlingumo lenteles ir nagrinėjame, kaip tuos derlius veikia kai kurie hidrodinaminiai efektai sprogus supernovoms, būtent sprogimo energija nuo hipernovos iki silpnos supernovos, perdirbtų medžiagų maišymas ir atsargos, asferiškumas ir kt. yra apriboti supernovų ir neturtingų metalų žvaigždžių stebėjimo duomenimis. Nukleosintezės išeiga taikoma mūsų Galaxy ir kitų tipų galaktikų cheminės evoliucijos modeliui aptarti, kaip cheminio sodrinimo procesas vyko evoliucijos metu.


Pavadinimas: Keturių raudonųjų milžinų didelės raiškos gausos analizė rutuliniame klasteryje NGC 6558

-1,0. Jis panašus į „HP 1“ ir „NGC 6522“, kurie galėtų būti vieni iš seniausių „Galaxy“ objektų. Šių grupių elementų gausa galėtų atskleisti pirmųjų supernovų pobūdį. Siekiame išsiaiškinti keturių raudonųjų NGC 6558 milžinų spektroskopinę analizę, kad gautume šviesos elementų C, N, O, Na, Al, alfa elementų Mg, Si, Ca, Ti ir sunkieji elementai Y, Ba ir Eu. Išanalizuoti keturių žvaigždžių su FLAMES-UVES @ VLT UT2-Kueyen didelės skiriamosios gebos spektrai. Spektroskopinių parametrų išvedimas buvo pagrįstas FeI ir FeII sužadinimo ir jonizacijos pusiausvyra. Atlikus šią analizę, gaunamas NGC 6558 [Fe / H] = -1,17 + -0,10 metališkumas. Mes randame laukiamą O ir Mg alfa elementų padidėjimą, kai [O / Fe] = + 0,40, [Mg / Fe] = +0,33, o mažas Si ir Ca patobulinimas. Ti turi vidutinį sustiprėjimą [Ti / Fe] = + 0,22. R elementas Eu atrodo labai sustiprintas, o vidutinė vertė [Eu / Fe] = + 0,63. Atrodo, kad Ba turi saulės gausos santykį, palyginti su Fe. NGC 6558 rodo gausos modelį, kuris gali būti būdingas seniausiems vidinio išsipūtimo rutuliškiems klasteriams, kartu su panašių grupių NGC 6522 ir HP 1 modeliu. Jie rodo mažai nelyginių Z elementų Na ir Al bei sprogstamųjų medžiagų gausą. nukleosintezės alfa elementai Si, Ca ir Ti. Hidrostatiniai degantys alfa elementai O ir Mg paprastai būna sustiprinti, kaip tikimasi, senose žvaigždėse, praturtintose branduolio žlugimo supernovų derliumi, o geležies smailės elementų Mn, Cu, Zn gausa yra maža, ko tikimasi Mn ir Cu, ne Zn. Galiausiai grupių trijulės NGC 6558, NGC 6522 ir HP 1 rodikliai yra panašūs.


Žiūrėti video įrašą: LRT pamokėlės. Kam reikalinga instrukcija, kinai su kontrabosu, Saulės sistema bei senoviniai žaisla (Gruodis 2022).