Астрономдар қарапайым жұлдыздар, нейтрондық жұлдыздар немесе тіпті қара тесіктер болсын, жұлдыздарды классификацияға бөледі. Бұл олардың құрылымының әртүрлі факторларына немесе біз оларды қалай көретінімізге байланысты. Бұл, мысалы, оның массасы, жарықтығы, түсі немесе температурасы болуы мүмкін. Жалпы, айтпақшы, бұл сұрақтардың барлығы бір-бірімен байланысты. Мысалы, жұлдыз өмірінің көп бөлігінде оның жарқырауы оның массасының қуатына байланысты. Дегенмен, түске қатысты бұл температурамен де тығыз байланысты.

Жұлдыздарды зерттеу үшін тағы бір өте маңызды мәселе - олардың химиялық құрамы. Бұл жұлдыздардың ғарыштық бұлттардан пайда болған үлкен газ шарлары (немесе плазма) тәрізді болғандықтан ғана емес. Яғни, олар осы бұлттардан белгілі бір химиялық тұқым қуалаушылықпен қалыптасады. Бірақ олар сондай-ақ, және бұл ең бастысы, ғаламдағы химиялық элементтердің пайда болуына арналған керемет қозғалтқыштар. Ол сондай-ақ жұлдыздардың өмірінің әртүрлі кезеңдерін қамтиды, мысалы, суперновалар. Немесе тіпті жұлдыздар эволюциясының төтенше кезеңдеріндегі құбылыстар. Мысалы, нейтрондық жұлдыздар сияқты. Мұның бәрі басқа химиялық элементтердің атомдары арқылы атомдардың түзілу процестері арқылы болады. Бұл процесті нуклеосинтез деп атаймыз.

Аспан қазандары

Нуклеосинтез тарихы қазіргі физика тарихымен байланысты. Дегенмен, нақтырақ айтсақ, физикаданядролық. Беккерель, Мари Кюри және оның серігі Пьер 20 ғасырдың бірінші онжылдығында радиоактивтілік құбылысын ашты. Осыдан кейін көп ұзамай Резерфорд, Гейгер және Марсден атом ядросының бар екенін көрсететін нәтижелерді хабарлады. Сонымен бірге Альберт Эйнштейн масса мен энергия арасындағы эквиваленттілік идеясын тұжырымдады. Бұл тұжырымдама ядролық физика үшін маңызды болумен қатар, ғылымдағы ең танымал тұжырымдамалардың біріне айналды. Оның ең үлкен символы, бәлкім, теңдеулердің ішіндегі ең белгілісі E=mc2.

Ядролық физиканың негізін қалаушы еңбектерден кейінгі онжылдықтарда Эддингтон, Бете және Фред Хойл сияқты есімдер элементтердің химиялық заттарды қалай түзетіні туралы ойлады. ғаламда. Дәлірек айтқанда, ядролық синтез процестері туралы, бұл осы процестерді түсінудің кілті болады. Хойл тіпті Бербидж жұбы астрофизиктердің, Фаулер мен Хойлдың B2FH деп аталатын әйгілі мақаласының авторлығына қатысты. Жұмыс сол кездегі ядролық астрофизикадағы күш-жігерді қорытындылады. Яғни, ядролық физика арқылы ғаламдағы химиялық элементтердің түзілу процестерін зерттеу.

Сурет: Brasil Escola

Осылайша, бүгінде жұлдыздардың жарқырауы жануымен түсіндірілетінін білеміз. сутегі ядроларының гелийге айналуы. Осылайша, жеңіл элементтердің дәйекті ауыр элементтерге жануы жалғасады. Алайда темірден ауыр өзектер үшінсинтез энергия тұрғысынан тиімді емес. Бұл жерде ядролық астрофизикадағы әлі жабылмаған сұрақ туындайды. Ауыр элементтер қайдан келеді? Жауап суперновалар сияқты көп талқыланатын оқиғаларда жатыр. Бұл сонымен бірге нейтрондық жұлдыздардың таңқаларлық соқтығыстарында.

Соқтығысқан нейтрондық жұлдыздар

Нейтрондық жұлдыздар эволюциясының соңында өте массивтік жұлдыздың ыдырауының нәтижесі болып табылады. Бұл оғаш нысандар басқа жұлдыз денелерімен салыстырғанда өте кішкентай. Оның көлемі қарапайым жұлдызға қарағанда қалаға жақын. Алайда, егер оның өлшемі Жер масштабында болса, оның массасы әлі де жұлдыздық шкалада. Басқаша айтқанда, олар өте тығыз. Және, аты айтып тұрғандай, нейтрондарға өте бай.

Бұл сипаттама, яғни, нейтрондық байлық r-процесс деп аталатын іргелі болып табылады. Ауыр элементтердің жартысы осы процесс арқылы жасалады, бұл ядролардың нейтрондарды жылдам ұстауын көрсетеді. Бұл супернованың жарылыстарында және нейтрондық жұлдыздар сияқты құлаған объектілер арасындағы соқтығыстарда болатыны белгілі. Айтпақшы, Astrophysical Journal Letters журналында жарияланған соңғы зерттеуге сәйкес, соңғысы бұрын ойлағаннан да маңызды рөл атқарады. Өйткені, нейтрондық жұлдыз мен қара құрдымның соқтығысуы да тіркелгендіктен, ғалымдар арасында бұл күмән болды. Яғни, қай соқтығысуэлементтерді қалыптастыру үшін маңыздырақ болар еді.

Содан кейін астрофизиктер әртүрлі сценарийлердің модельдеулерін жүргізді. Нысандардың массасы мен айналу жылдамдығы сияқты параметрлер өзгертілді. Нәтижелер арқылы олар осы соқтығыстардың барлығында шығарылған массаны есептеді. Көп жағдайда қара тесіктер мен нейтрондық жұлдыздар арасындағы соқтығыстар нейтрондық жұлдыздар арасындағыға қарағанда ауыр элементтерді аз шығарды. Қызықты қорытындыларға қарамастан, әлі де жұмыс істеу керек. Өйткені, тұжырымдарды суперновалар өндірісімен салыстыру керек. Дегенмен, мұндай эксцентрлік объектілердің соқтығысуы біз білетін ғаламның болуы үшін соншалықты іргелі болуы мүмкін екенін көру өте қызықты.