Перегляд вихідного коду сторінки Нуклеосинтез у кілонових

'''Нуклеосинтез у кілонових'''&nbsp;— процес, при якому, внаслідок [[Злиття нейтроних зір|злиття]] двох [[Нейтронна зоря|нейтронних зір]] (НЗ) або нейтронної зорі та [[Чорна діра|чорної діри]] (ЧД), спалахує [[кілонова]] й утворюються [[Хімічний елемент|хімічні елементи]] важчі за [[водень]].

== Типи реакцій нуклеосинтезу ==
Розглянемо й визначимо, який з них є найбільш істотним для аналізу для випадку подвійних систем НЗ та НЗ/ЧД{{ОД рядком}}, такі п'ять типів [[Ядерна реакція|ядерних процесів]]:

# [[s-процес]]
# [[r-процес]]
# [[p-процес]]
# [[νp-процес]]{{Розшифрувати абревіатуру}}
# [[rp-процес]]

=== Процеси, в яких захоплюються протони ===
Природу усіх цих процесів, окрім [[s-процес]]у, зазвичай відносять до фаз вибухового горіння, які, з певною ймовірністю, пов'язують із [[Чорна діра зоряної маси|колапсом ядра]] внаслідок спалаху [[Наднова|наднової]] у масивних зорях<ref name=":0">{{Cite news|title=What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?|last2=Arcones|work=Progress in Particle and Nuclear Physics|date=2011-04|accessdate=2021-12-08|doi=10.1016/j.ppnp.2011.01.032|pages=346–353|volume=66|issue=2|language=en|first=F.-K.|last=Thielemann|first2=A.|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0146641011000330|last3=Käppeli|first3=R.|first4=M.|last4=Liebendörfer|first5=T.|last5=Rauscher|first6=C.|last6=Winteler|first7=C.|last7=Fröhlich|first8=I.|last8=Dillmann|first9=T.|last9=Fischer |url=https://www.astro.princeton.edu/~burrows/classes/514/papers/thielemann.r-process.sites.pdf}}</ref>. У публікації Тгієлеманна та ін. зазначено<ref name=":0" />, що класичний p-процес відбувається у зовнішніх шарах зір під час вибухового горіння [[Неон|Ne]]/[[Кисень|O]], яке ініціюється проходженням [[Ударна хвиля|ударної хвилі]] наднової, і діє за допомогою реакцій [[Фотоядерна реакція|фотодезінтеграції]], в ході реакції утворюючи сусідні, багаті протонами, [[ізотопи]] вже існуючих важких [[Ядро атома|ядер]], через що вважається вторинним. На додаток до цього, відомо, що та кількість багатих протонами ізотопів, яка є у природі, не може бути утворена в реакціях захоплення [[нейтрон]]а. Наразі найбільш переважний механізм для тих 32 p-ізотопів між [[селен|Se]] та [[Ртуть|Hg]] є фотодезінтеграція ([[фотоядерна реакція]]) середовища та важких елементів при високих температурах на пізніх стадіях еволюції масивних зір<ref>{{Cite news|title=The p-process in supernovae|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/190501|work=The Astrophysical Journal Supplement Series|date=1978-02|accessdate=2021-12-08|issn=0067-0049|doi=10.1086/190501|pages=285|volume=36|language=en|first=S. E.|last=Woosley|first2=W. M.|last2=Howard}}</ref><ref name="1990A&A...229..117H"/>.

νp-процес, як зазначили Тгієлеманн та ін.<ref name=":0" />, відбувається у вибухових середовищах, коли багата протонами речовина викидається під впливом [[нейтрино]] внаслідок колапсу ядра наднової. Отже і {{Джерело?|цей процес, виходячи з логічних міркувань, не описує нуклеосинтез у кілонових}}. rp-процес так само відбувається тільки у випадку ядер, збагачених протонами. Зазвичай, такий процес може статися в подвійній системі з нейтронної зорі та зорі-донора, речовина з якої перетікає на компактний об'єкт. У такій конфігурації через великі значенні [[Гравітаційне поле|гравітаційних полів]] речовина з донора нагрівається до <math display="inline">10^8</math> K.

=== Процеси захоплення нейтронів ===
Такі механізми поділяють на два типи&nbsp;— повільний ([[s-процес]]) та швидкий ([[r-процес]]). Виходячи з роботи Метзґера та ін.<ref name="Metzger_2010">{{Cite news|title=Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei|last2=Martínez-Pinedo|work=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=2010-06-01|accessdate=2021-12-08|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x|pages=2650–2662|volume=406|issue=4|first=B. D.|last=Metzger|first2=G.|url=http://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x|last3=Darbha|first3=S.|first4=E.|last4=Quataert|first5=A.|last5=Arcones|first6=D.|last6=Kasen|first7=R.|last7=Thomas|first8=P.|last8=Nugent|first9=I. V.|last9=Panov}}</ref>, який, власне, увів поняття кілонової, характерний [[час]] для досягнення піку електромагнітного випромінювання внаслідок зіткнення подвійної системи визначається зі співвідношення:<math display="block">t_{peak} \approx 0.5d\left(\dfrac{v}{0.1c}\right)^{-1/2}\left(\dfrac{M_{ej}}{10^{-2}M_{\odot}}\right)^{1/2}</math>Оскільки час зіткнення має порядок однієї [[Доба|доби]], то s-процес практично неможливий, бо він має характерний час перебігу порядку <math display="inline">10^3</math> років.

Перебіг r-процесу в кілонових підтверджує низка авторів. У роботі Латтімера 1974 року<ref name="1974ApJ...192L.145L"/>, після побудови простої моделі взаємодії й обрахунку кількості речовини НЗ, яка викидається до [[Міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]] внаслідок зіткнення НЗ та ЧД, було визначено, що викинута кількість речовини може бути доволі добре зіставлена з поширеністю елементів, які утворюються у r-процесі. Висновок роботи полягає, зокрема, у тому, що та частина речовини, яка була викинута, сильно нейтронізована, має достатні [[Концентрація розчину|концентрації]] для участі у r-процесі, та, навіть, відповідає спостережній у [[Сонячна система|Сонячній системі]] поширеності важких елементів. У роботі Ейхлера<ref name="nature-340126a0">{{Cite news|title=Nucleosynthesis, neutrino bursts and γ-rays from coalescing neutron stars|url=http://www.nature.com/articles/340126a0|work=Nature|date=1989-07|accessdate=2021-12-08|issn=0028-0836|doi=10.1038/340126a0|pages=126–128|volume=340|issue=6229|language=en|first=David|last=Eichler|first2=Mario|last2=Livio|first3=Tsvi|last3=Piran|first4=David N.|last4=Schramm}}</ref> 1989 року було зазначено, що r-процес також відбувається під час зіткнення двох нейтронних зір. Такий висновок було зроблено з тих міркувань, що у нейтронної зорі-донора при досягненні деякої маси ({{Маса Сонця|0,09}}) відбувається вибухова денейтронізація, яка описується так званою моделлю «здирання» ({{lang-en|stripping}}) Кларка та Ердлі<ref name=":1">{{Cite news|title=Evolution of close neutron star binaries|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/155360|work=The Astrophysical Journal|date=1977-07|accessdate=2021-12-08|issn=0004-637X|doi=10.1086/155360|pages=311|volume=215|language=en|first=J. P. A.|last=Clark|first2=D. M.|last2=Eardley}}</ref>.

== Модель «злиття» ==

Модель «злиття» була вперше якісно описана Фрейбурґгаусом та ін.<ref name="Freiburghaus_1999"/> і являє собою дві нейтронні зорі, які утворюють тісну подвійну систему, і, внаслідок втрати [[Момент імпульсу|моменту імпульсу]] на випромінення [[Гравітаційна хвиля|гравітаційних хвиль]], зближуються одна з одною. Як результат, кінцевим об'єктом злиття стає або надмасивна нейтронна зоря або чорна діра, причому частина речовини викидається з системи або у вигляді [[Релятивістський струмінь|джета]], або у вигляді вітру<ref name="Freiburghaus_1999">{{Cite news|title=r-Process in Neutron Star Mergers|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/312343|work=The Astrophysical Journal|date=1999-11-10|accessdate=2021-12-08|doi=10.1086/312343|pages=L121–L124|volume=525|issue=2|first=C.|last=Freiburghaus|first2=S.|last2=Rosswog|first3=F.-K.|last3=Thielemann}}</ref>. У вищезгаданій роботі було зроблено дуже багато вагомих, для теорії кілонових, висновків{{ОД рядком}}. По-перше, знову ж таки, обрахунки підтвердили те, що викид маси при взаємодії системи з двох НЗ, який є порядку {{Маса Сонця|0,001&nbsp;— 0,01}}, повністю пояснює поширеність важких елементів r-процесу у [[Чумацький Шлях|Галактиці]] у випадку, коли вся ця маса є продуктом швидкого нейтронного захоплення. По-друге, визначений регіон r-процесу, який обмежується концентраціями нейтронів <math display="inline">10^{23} - 10^{33} cm^{-3}</math>, на якому для найменшого обрахованого значення частки електронів <math>Y_e</math> = 0,05 максимальна температура набуває значення близько 0,5 <math>T_9</math> (тут і далі <math>T_n = T* 10^n</math> K), а для найбільшого <math>Y_e</math> = 0,15&nbsp;— близько 1,4 <math>T_9</math>. Також, за допомогою графіку нагріву для екстремально малих проміжків часу до температур ядерної статистичної рівноваги, було показано, що умови нуклеосинтезу не залежать від початкових температур викинутої речовини. Крім того, було визначено, що значення <math>Y_e</math> між 0,08 та 0,15 майже ідеально збігаються зі спостережуваною поширеністю важких елементів r-процесу для А > 130. Більші або менші значення зміщують піки до неправильних значень. Така залежність від <math>Y_e</math> пояснюється тим, що в моделі не враховано нейтрино та [[слабка взаємодія]], що автори й запропонували зробити в подальших праця у цьому напрямку.

== Модель «здирання» ==

Якщо початкова система була сильно асиметрична, то існує імовірність реалізації сценарію, описаного у статі Кларка та Ердлі<ref name=":1" />. У цій моделі менш масивна ({{Маса Сонця|0,1}}) і більш протяжна компактна зоря «поглинається»<ref name="s0320010820080033">{{Cite news|title=Образование тяжелых элементов при взрыве маломассивной нейтронной звезды в тесной двойной системе|url=http://dx.doi.org/10.31857/s0320010820080033|work=Письма в астрономический журнал: Астрономия и космическая астрофизика|date=2020|accessdate=2021-12-08|issn=0320-0108|doi=10.31857/s0320010820080033|pages=552–561|volume=46|issue=08|first=И. В.|last=Панов|first2=А. В.|last2=Юдин}}</ref> її важким супутником ({{Маса Сонця|1,4}}). Донор, таким чином, наближається до останньої стійкої конфігурації нейтронної зорі мінімальної маси та детонує. Інтерес до цієї моделі значно збільшився після реєстрації гравітаційного сигналу [[GW170817]] та гамма-спалаху GRB170817A<ref>{{Cite news|title=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral|last3=Abbott|first9=P.|last8=Adams|first8=T.|last7=Adams|first7=C.|last6=Ackley|first6=K.|last5=Acernese|first5=F.|last4=Abbott|first4=T. D.|first3=R.|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.119.161101|last2=Abbott|first2=B. P.|last=LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration|issue=16|volume=119|pages=161101|doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101|accessdate=2021-12-08|date=2017-10-16|work=Physical Review Letters|last9=Addesso}}</ref>. Спостереження показали, що багато параметрів цього гамма-спалаху, який виявився доволі [[Пекулярний|пекулярним]], близькі до передбачених моделлю «здирання»<ref>{{Cite news|title=Low-Mass Neutron Stars with Rotation|url=http://dx.doi.org/10.1134/s1063773719120077|work=Astronomy Letters|date=2019-12|accessdate=2021-12-08|issn=1063-7737|doi=10.1134/s1063773719120077|pages=847–854|volume=45|issue=12|first=A. V.|last=Yudin|first2=T. L.|last2=Razinkova|first3=S. I.|last3=Blinnikov}}</ref>. Перший змістовний розрахунок процесу нуклеосинтезу в сценарії «здирання» був висвітлений у статі Панова та Юдіна 2020 року{{Сумнівно}}<ref name="s0320010820080033" />{{первинне джерело}}. Основні висновки статі наступні:

# Достатній для перебігу r-процесу рівень вільних нейтронів N > <math display="inline">10^{22}</math> <math display="inline">cm^{-3}</math> підтримується протягом декількох сотень мілісекунд, що достатньо для створення усіх важких ядер аж до [[Уран (хімічний елемент)|урану]], для випадків, коли початкова частка електронів, що характеризує ступінь нейтронізації речовини, дорівнює приблизно 0,25 та 0,35. Для двох сценаріїв із більшою часткою електронів (до 0,45) r-процес не йде, і генерація нових елементів відбувається за рахунок [[Альфа-процес|(α, X) реакцій]], у тому числі, при нагріві речовини ударною хвилею.
# Піки в області атомних мас з А <math>\sim</math> 130 та 196 для варіантів із малою часткою електронів добре структуровані та узгоджуються зі спостереженнями.
# При утворенні третього піку [[Залізний пік|«залізний» пік]] елементів з масовими числами близько 80 не вигорає, що відрізняється від динаміки утворення важких елементів у сценарії «злиття», у якому утворюються 2-й та 3-й піки (основний r-процес) у джетах, або формуються тільки 1-й та 2-й піки (неповний r-процес) у вітрі.

== Джерела багатих на нейтрони викидів ==

Метзґер та ін. у статті 2010 року<ref name="Metzger_2010"/>, окрім того, що запровадили поняття кілонової, також визначили потенційні джерела багатих на нейтрони викидів речовини з НЗ-НЗ/НЗ-ЧД «злиттів». По-перше, багата на нейтрони речовина може бути викинута [[Припливні сили|припливними силами]] під час самого «злиття». Кількість цієї динамічно викинутої речовини залежить від НЗ-НЗ/НЗ-ЧД параметрів та рівняння стану НЗ<ref>{{Cite news|title=MAGMA: a three-dimensional, Lagrangian magnetohydrodynamics code for merger applications|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2007.11984.x|work=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=2007-08-11|accessdate=2021-12-08|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11984.x|pages=915–931|volume=379|issue=3|language=en|first=S.|last=Rosswog|first2=D.|last2=Price}}</ref>. Оскільки така речовина походить із зовнішньої оболонки НЗ, то її типова частка електронів <math>Y_e \sim</math> 0,03&nbsp;— 0,1<ref name="1990A&A...229..117H"/>. Типова швидкість потоку v <math>\sim</math> 0.1[[Швидкість світла|c]]. Другий варіант&nbsp;— потоки з [[Акреційний диск|акреційного диска]] на більших часових масштабах. Але, попри те, що такі потоки є, зазвичай, багатими на нейтрони, у деяких випадках вони також можуть бути багатими на протони<ref>{{Cite news|title=Structure and nuclear composition of general relativistic, magnetohydrodynamic outflows from neutrino-cooled disks|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S1384107607001364|work=New Astronomy|date=2008-08|accessdate=2021-12-08|doi=10.1016/j.newast.2007.12.002|pages=386–394|volume=13|issue=6|language=en|first=Yudith|last=Barzilay|first2=Amir|last2=Levinson}}</ref>. У такому випадку <math>Y_e \sim</math> 0,1&nbsp;— 0,4, асимптотична швидкість вітру v <math>\sim</math> 0,1&nbsp;— 0,2c<ref name="Metzger_2010"/>.

== Джерела ==
{{reflist|refs=
<ref name="1974ApJ...192L.145L">{{cite journal
|title= Black-hole-neutron-star collisions
|url=https://adsabs.harvard.edu/full/1974ApJ...192L.145L
|author= Lattimer, J. M. & Schramm, D. N.
|journal= Astrophysical Journal |volume= 192 |date= Sept. 15, 1974 |type=pt. 2 |pages= 145-147
|bibcode= 1974ApJ...192L.145L |language=en}}</ref>

<ref name="1990A&A...229..117H">{{cite journal
|url=https://adsabs.harvard.edu/full/1990A&A...229..117H|title= Equation of state and structure of the crust of an accreting neutron star
|author= Haensel, P. & Zdunik, J. L.
|journal= Astronomy and Astrophysics |issn= 0004-6361 |volume= 229 |issue= 1 |date=March 1990 |pages= 117-122
|bibcode= 1990A&A...229..117H
|language=en}}</ref>
}}

{{ОД}}
[[Категорія:Нуклеосинтез]]
[[Категорія:Ядерна астрофізика]]